Jakie są rodzaje asteroid? Asteroida – Magazyn „Wszystko o kosmosie”. Jakie jest prawdopodobieństwo, że Ziemia zostanie zniszczona w wyniku zderzenia asteroidy?

Asteroidy to stosunkowo małe ciała niebieskie poruszające się po orbicie wokół Słońca. Są znacznie mniejsze pod względem wielkości i masy niż planety, mają nieregularny kształt i nie mają atmosfery.

W tej części serwisu każdy może dowiedzieć się wielu ciekawych faktów na temat asteroid. Niektóre z nich być może już znasz, inne będą dla Ciebie nowością. Asteroidy stanowią ciekawe spektrum Kosmosu i zapraszamy do jak najdokładniejszego zapoznania się z nimi.

Termin „asteroida” został po raz pierwszy ukuty przez słynnego kompozytora Charlesa Burneya i użyty przez Williama Herschela w oparciu o fakt, że obiekty te oglądane przez teleskop wyglądają jak punkty gwiazd, podczas gdy planety wyglądają jak dyski.

Nadal nie ma precyzyjnej definicji terminu „asteroida”. Do 2006 roku asteroidy nazywano zwykle planetami mniejszymi.

Głównym parametrem, według którego są klasyfikowane, jest wielkość ciała. Do asteroid zalicza się ciała o średnicy większej niż 30 m, a ciała o mniejszych rozmiarach nazywane są meteorytami.

W 2006 roku Międzynarodowa Unia Astronomiczna sklasyfikowała większość asteroid jako małe ciała w naszym Układzie Słonecznym.

Do chwili obecnej w Układzie Słonecznym zidentyfikowano setki tysięcy asteroid. Według stanu na 11 stycznia 2015 r. w bazie danych znajdowało się 670 474 obiektów, z czego dla 422 636 wyznaczono orbity, posiadały one oficjalny numer, a ponad 19 tys. z nich miało oficjalne nazwy. Według naukowców w Układzie Słonecznym może znajdować się od 1,1 do 1,9 miliona obiektów większych niż 1 km. Większość znanych obecnie asteroid znajduje się w pasie asteroid, położonym pomiędzy orbitami Jowisza i Marsa.

Największą asteroidą w Układzie Słonecznym jest Ceres o wymiarach około 975 x 909 km, ale od 24 sierpnia 2006 roku jest klasyfikowana jako planeta karłowata. Pozostałe dwie duże planetoidy (4) Westa i (2) Pallas mają średnicę około 500 km. Co więcej, (4) Westa jest jedynym obiektem w pasie asteroid widocznym gołym okiem. Wszystkie asteroidy poruszające się po innych orbitach można śledzić podczas ich przelotu w pobliżu naszej planety.

Jeśli chodzi o całkowitą masę wszystkich planetoid pasa głównego, szacuje się ją na 3,0 - 3,6 1021 kg, co stanowi około 4% masy Księżyca. Masa Ceres stanowi jednak około 32% masy całkowitej (9,5 1020 kg), a wraz z trzema innymi dużymi planetoidami – (10) Hygiea, (2) Pallas, (4) Westa – 51%, czyli większość asteroid ma nieznaczną masę według standardów astronomicznych.

Eksploracja asteroid

Po odkryciu planety Uran przez Williama Herschela w 1781 r. rozpoczęły się pierwsze odkrycia asteroid. Średnia odległość heliocentryczna planetoid jest zgodna z regułą Titiusa-Bodego.

Pod koniec XVIII wieku Franz Xaver stworzył grupę dwudziestu czterech astronomów. Od 1789 roku grupa ta specjalizowała się w poszukiwaniu planety, która zgodnie z regułą Titiusa-Bodego powinna znajdować się w odległości około 2,8 jednostki astronomicznej (AU) od Słońca, czyli pomiędzy orbitami Jowisza i Marsa. Głównym zadaniem było opisanie współrzędnych gwiazd znajdujących się w obszarze konstelacji zodiakalnych w konkretnym momencie. Podczas kolejnych nocy sprawdzano współrzędne i identyfikowano obiekty poruszające się na duże odległości. Według ich założenia przemieszczenie pożądanej planety powinno wynosić około trzydziestu sekund łukowych na godzinę, co byłoby bardzo zauważalne.

Pierwszą asteroidę, Ceres, odkrył Włoch Piazii, który nie był zaangażowany w ten projekt, zupełnie przez przypadek, w pierwszą noc stulecia – 1801 roku. Trzy pozostałe – (2) Pallas, (4) Westa i (3) Juno – zostały odkryte w ciągu następnych kilku lat. Najnowszą (w 1807 r.) była Westa. Po kolejnych ośmiu latach bezsensownych poszukiwań wielu astronomów uznało, że nie ma już tam czego szukać i porzuciło wszelkie próby.

Ale Karl Ludwig Henke wykazał się wytrwałością i w 1830 roku ponownie rozpoczął poszukiwania nowych asteroid. 15 lat później odkrył Astraeę, która była pierwszą asteroidą od 38 lat. A po 2 latach odkrył Hebe. Następnie do pracy dołączyli inni astronomowie i wtedy odkrywano co najmniej jedną nową asteroidę rocznie (z wyjątkiem 1945).

Metodę astrofotograficzną do poszukiwania asteroid po raz pierwszy zastosował Max Wolf w 1891 roku, według którego asteroidy pozostawiały krótkie linie świetlne na zdjęciach z długim czasem naświetlania. Metoda ta znacznie przyspieszyła identyfikację nowych asteroid w porównaniu do stosowanych wcześniej metod obserwacji wizualnych. W pojedynkę Maxowi Wolfowi udało się odkryć 248 asteroid, podczas gdy nielicznym przed nim udało się znaleźć ponad 300. Obecnie 385 000 asteroid ma oficjalny numer, a 18 000 z nich ma także nazwę.

Pięć lat temu dwa niezależne zespoły astronomów z Brazylii, Hiszpanii i Stanów Zjednoczonych ogłosiły, że jednocześnie zidentyfikowały lód wodny na powierzchni Temidy, jednej z największych asteroid. Ich odkrycie umożliwiło poznanie pochodzenia wody na naszej planecie. Na początku swojego istnienia było za gorąco, nie było w stanie pomieścić dużych ilości wody. Substancja ta pojawiła się później. Naukowcy sugerują, że komety sprowadziły wodę na Ziemię, ale skład izotopowy wody w kometach i wodzie ziemskiej nie jest zgodny. Można zatem przypuszczać, że spadł on na Ziemię podczas zderzenia z asteroidami. W tym samym czasie naukowcy odkryli na Temidzie złożone węglowodory, m.in. cząsteczki są prekursorami życia.

Nazwa asteroid

Początkowo asteroidom nadano imiona bohaterów mitologii greckiej i rzymskiej; później odkrywcy mogli je nazywać, jak chcieli, nawet własnym imieniem. Początkowo asteroidom prawie zawsze nadano imiona żeńskie, natomiast imiona męskie otrzymywały tylko asteroidy o nietypowych orbitach. Z biegiem czasu zasada ta nie była już przestrzegana.

Warto też zaznaczyć, że nazwy nie może otrzymać żadna asteroida, a jedynie taka, której orbita została rzetelnie obliczona. Często zdarzało się, że asteroida nosiła nazwę wiele lat po jej odkryciu. Do czasu obliczenia orbity asteroidzie nadano jedynie tymczasowe oznaczenie odzwierciedlające datę jej odkrycia, np. 1950 DA. Pierwsza litera oznacza odpowiednio numer półksiężyca w roku (w przykładzie, jak widać, jest to druga połowa lutego), druga oznacza jego numer seryjny w określonym półksiężycu (jak widać, jest to asteroida została odkryta jako pierwsza). Liczby, jak można się domyślić, wskazują rok. Ponieważ angielskich liter jest 26, a 24 półksiężyce, w oznaczeniu nigdy nie użyto dwóch liter: Z i I. W przypadku, gdy liczba asteroid odkrytych podczas półksiężyca przekracza 24, naukowcy wrócili na początek alfabetu , a mianowicie napisanie drugiej litery - odpowiednio 2, przy następnym powrocie - 3 itd.

Nazwa asteroidy po otrzymaniu nazwy składa się z numeru seryjnego (numeru) i nazwy - (8) Flora, (1) Ceres itp.

Określanie wielkości i kształtu asteroid

Pierwsze próby pomiaru średnic asteroid metodą bezpośredniego pomiaru widzialnych dysków za pomocą mikrometru żarnikowego podjęli Johann Schröter i William Herschel w 1805 roku. Następnie, w XIX wieku, inni astronomowie zastosowali dokładnie tę samą metodę do pomiaru najjaśniejszych asteroid. Główną wadą tej metody są znaczne rozbieżności w wynikach (na przykład maksymalne i minimalne rozmiary Ceres uzyskane przez astronomów różniły się 10-krotnie).

Nowoczesne metody określania wielkości asteroid obejmują polarymetrię, radiometrię termiczną i tranzytową, interferometrię plamkową i metody radarowe.

Jedną z najwyższej jakości i najprostszą jest metoda tranzytu. Kiedy asteroida porusza się względem Ziemi, może przejść na tle oddzielonej gwiazdy. Zjawisko to nazywane jest „powlekaniem gwiazd przez asteroidy”. Mierząc czas spadku jasności gwiazdy i mając dane dotyczące odległości do asteroidy, można dokładnie określić jej wielkość. Dzięki tej metodzie możliwe jest dokładne obliczenie rozmiarów dużych asteroid, takich jak Pallas.

Sama metoda polarymetryczna polega na określeniu wielkości na podstawie jasności asteroidy. Rozmiar asteroidy determinuje ilość odbijanego przez nią światła słonecznego. Jednak pod wieloma względami jasność asteroidy zależy od albedo asteroidy, które zależy od składu, z jakiego zbudowana jest powierzchnia asteroidy. Przykładowo, ze względu na swoje wysokie albedo, asteroida Westa odbija czterokrotnie więcej światła w porównaniu do Ceres i jest uważana za najbardziej widoczną asteroidę, którą często można dostrzec nawet gołym okiem.

Jednak samo albedo jest również bardzo łatwe do określenia. Im mniejsza jasność asteroidy, czyli im mniej odbija promieniowanie słoneczne w zakresie widzialnym, tym bardziej je pochłania, a po nagrzaniu oddaje je w postaci ciepła w zakresie podczerwieni.

Można go także wykorzystać do obliczenia kształtu asteroidy poprzez rejestrację zmian jej jasności podczas obrotu, a także do określenia okresu tego obrotu, a także do identyfikacji największych struktur na powierzchni. Ponadto wyniki uzyskane z teleskopów na podczerwień są wykorzystywane do wymiarowania metodą radiometrii termowizyjnej.

Asteroidy i ich klasyfikacja

Ogólna klasyfikacja asteroid opiera się na charakterystyce ich orbit, a także opisie widzialnego widma światła słonecznego odbijanego przez ich powierzchnię.

Asteroidy są zwykle grupowane w grupy i rodziny w oparciu o charakterystykę ich orbit. Najczęściej grupa planetoid nosi nazwę pierwszej asteroidy odkrytej na danej orbicie. Grupy są formacją stosunkowo luźną, natomiast rodziny są gęstsze, powstałe w przeszłości podczas niszczenia dużych asteroid w wyniku zderzeń z innymi obiektami.

Klasy widmowe

Ben Zellner, David Morrison i Clark R. Champain opracowali w 1975 roku ogólny system klasyfikacji asteroid, który opierał się na albedo, kolorze i charakterystyce widma odbitego światła słonecznego. Na samym początku klasyfikacja ta określała wyłącznie 3 typy planetoid, a mianowicie:

Klasa C – węgiel (najbardziej znane asteroidy).

Klasa S – krzemiany (około 17% znanych planetoid).

Klasa M - metal.

Lista ta była poszerzana w miarę badania coraz większej liczby asteroid. Pojawiły się następujące klasy:

Klasa A - charakteryzuje się wysokim albedo i czerwonawą barwą w widzialnej części widma.

Klasa B – należą do planetoid klasy C, ale nie pochłaniają fal poniżej 0,5 mikrona, a ich widmo jest lekko niebieskawe. Ogólnie rzecz biorąc, albedo jest wyższe w porównaniu do innych asteroid węglowych.

Klasa D - mają niskie albedo i gładkie czerwonawe widmo.

Klasa E – powierzchnia tych planetoid zawiera enstatyt i jest podobna do achondrytów.

Klasa F – podobna do planetoid klasy B, ale nie posiadająca śladów „wody”.

Klasa G - charakteryzują się niskim albedo i niemal płaskim widmem odbicia w zakresie widzialnym, co świadczy o silnej absorpcji promieni UV.

Klasa P - podobnie jak asteroidy klasy D, wyróżniają się niskim albedo i gładkim czerwonawym widmem, które nie ma wyraźnych linii absorpcyjnych.

Klasa Q - mają szerokie i jasne linie piroksenu i oliwinu o długości fali 1 mikrona oraz cechy wskazujące na obecność metalu.

Klasa R – charakteryzuje się stosunkowo wysokim albedo i przy długości 0,7 mikrona posiada czerwonawe widmo odbicia.

Klasa T - charakteryzuje się czerwonawym widmem i niskim albedo. Widmo jest podobne do widma asteroid klasy D i P, ale ma średnie nachylenie.

Klasa V - charakteryzuje się umiarkowaną jasnością i jest podobna do bardziej ogólnej klasy S, która również w dużej mierze składa się z krzemianów, kamienia i żelaza, ale charakteryzuje się dużą zawartością piroksenu.

Klasa J to klasa asteroid, które, jak się uważa, powstały z wnętrza Westy. Pomimo tego, że ich widma są zbliżone do widm planetoid klasy V, to przy długości fali 1 mikrona wyróżniają się silnymi liniami absorpcyjnymi.

Warto wziąć pod uwagę, że liczba znanych planetoid należących do określonego typu niekoniecznie odpowiada rzeczywistości. Wiele typów jest trudnych do określenia; typ asteroidy może się zmienić w wyniku bardziej szczegółowych badań.

Rozkład wielkości asteroid

Wraz ze wzrostem rozmiarów asteroid ich liczba zauważalnie spadła. Chociaż generalnie jest to zgodne z prawem potęgowym, występują wartości szczytowe w odległości 5 i 100 kilometrów, gdzie znajduje się więcej asteroid, niż przewiduje rozkład logarytmiczny.

Jak powstały asteroidy

Naukowcy uważają, że planetozymale w pasie asteroid ewoluowały w taki sam sposób, jak w innych rejonach mgławicy słonecznej, aż planeta Jowisz osiągnęła swoją obecną masę, po czym w wyniku rezonansów orbitalnych z Jowiszem 99% planetozymali zostało wyrzuconych z pasek. Modelowanie i skoki właściwości widmowych oraz rozkładów szybkości rotacji wskazują, że asteroidy o średnicy większej niż 120 kilometrów powstały w wyniku akrecji w tej wczesnej epoce, podczas gdy mniejsze ciała reprezentują pozostałości po zderzeniach pomiędzy różnymi asteroidami po lub w trakcie rozpraszania pierwotnego pasa przez grawitację Jowisza. Vesti i Ceres uzyskały ogólny rozmiar w celu różnicowania grawitacyjnego, podczas którego metale ciężkie opadły do ​​jądra, a skorupa utworzyła się ze stosunkowo skalistych skał. Jeśli chodzi o model Nicei, wiele obiektów z Pasa Kuipera powstało w zewnętrznym pasie asteroid, w odległości ponad 2,6 jednostki astronomicznej. Co więcej, większość z nich została później wyrzucona przez grawitację Jowisza, ale te, które przetrwały, mogą należeć do asteroid klasy D, w tym Ceres.

Zagrożenie i niebezpieczeństwo ze strony asteroid

Pomimo tego, że nasza planeta jest znacznie większa od wszystkich asteroid, zderzenie z ciałem większym niż 3 kilometry mogłoby spowodować zagładę cywilizacji. Jeżeli rozmiar jest mniejszy, ale ma więcej niż 50 m średnicy, może to doprowadzić do ogromnych szkód gospodarczych, w tym licznych ofiar śmiertelnych.

Im cięższa i większa asteroida, tym bardziej jest niebezpieczna, ale w tym przypadku znacznie łatwiej jest ją zidentyfikować. W tej chwili najniebezpieczniejszą asteroidą jest Apophis, której średnica wynosi około 300 metrów; zderzenie z nią może zniszczyć całe miasto. Jednak zdaniem naukowców w zasadzie nie stanowi to żadnego zagrożenia dla ludzkości w przypadku zderzenia z Ziemią.

Asteroida 1998 QE2 zbliżyła się do planety 1 czerwca 2013 roku na największą odległość (5,8 mln km) w ciągu ostatnich dwustu lat.

Asteroidy Asteroida W języku greckim oznacza to jak gwiazda.- małe ciała kosmiczne o nieregularnym kształcie, krążące wokół Słońca po różnych orbitach. Ciała te mają ponad 30 metrów średnicy i nie mają własnej atmosfery.

Większość z nich znajduje się w pasie rozciągającym się pomiędzy orbitami Jowisza i. Pas ma kształt torusa, a jego gęstość maleje powyżej odległości 3,2 AU.

Do 24 sierpnia 2006 roku Ceres była uważana za największą asteroidę (975x909 km), jednak postanowiono zmienić jej status, nadając jej tytuł planety karłowatej. A całkowita masa wszystkich obiektów pasa głównego jest niewielka - 3,0 - 3,6,1021 kg, czyli 25 razy mniej niż masa.

Zdjęcie planety karłowatej Ceres

Czułe fotometry umożliwiają badanie zmian jasności ciał kosmicznych. W rezultacie powstaje krzywa blasku, z której kształtu można wyznaczyć okres obrotu asteroidy oraz położenie jej osi obrotu. Częstotliwość waha się od kilku godzin do kilkuset godzin. Krzywa blasku może również pomóc w określeniu kształtu asteroid. Tylko największe obiekty zbliżają się do kształtu kuli, pozostałe mają kształt nieregularny.

Na podstawie charakteru zmiany jasności można założyć, że niektóre asteroidy mają satelity, inne zaś to układy podwójne lub ciała, które toczą się po swoich powierzchniach.

Orbity asteroid zmieniają się pod silnym wpływem planet, a Jowisz ma szczególnie silny wpływ na ich orbity. Doprowadziło to do tego, że istnieją całe strefy, w których nie ma małych planet, a jeśli uda im się tam dotrzeć, to tylko na bardzo krótki czas. Takie strefy, zwane włazami lub szczelinami Kirkwooda, występują na przemian z obszarami wypełnionymi ciałami kosmicznymi tworzącymi rodziny. Główna część planetoid jest podzielona na rodziny, z których najprawdopodobniej powstałymiażdżąc większe ciała. Nazwy tych klastrów pochodzą od ich największego członka.

W odległości po 3,2 AU. Dwa stada asteroid – Trojany i Grecy – krążą po orbicie Jowisza. Jedno stado (Grecy) wyprzedza gazowego giganta, drugie (Trojanie) pozostaje w tyle. Grupy te poruszają się dość równomiernie, ponieważ znajdują się w „punktach Lagrange’a”, w których działające na nie siły grawitacyjne są równe. Ich kąt rozbieżności jest taki sam i wynosi 60°. Trojany były w stanie gromadzić się przez długi czas po ewolucji zderzeń różnych asteroid. Istnieją jednak inne rodziny o bardzo bliskich orbitach, utworzone w wyniku niedawnych rozpadów ciał macierzystych. Takim obiektem jest rodzina Flora, która liczy około 60 członków.

Interakcja z Ziemią

Niedaleko wewnętrznej krawędzi głównego pasa znajdują się grupy ciał, których orbity mogą przecinać się z orbitami Ziemi i planet ziemskich. Do głównych obiektów należą grupy Apollo, Amur i Aten. Ich orbity są niestabilne, w zależności od wpływu Jowisza i innych planet. Podział takich planetoid na grupy jest dość dowolny, gdyż mogą one przemieszczać się z grupy do grupy. Obiekty takie przecinają orbitę Ziemi, stwarzając potencjalne zagrożenie. Orbitę Ziemi okresowo przecina około 2000 obiektów, których rozmiar przekracza 1 km.

Są to albo fragmenty większych asteroid, albo jądra komet, z których wyparował cały lód. Za 10–100 milionów lat ciała te z pewnością spadną na planetę, która je przyciąga, czyli na Słońce.

Asteroidy w przeszłości Ziemi

Najbardziej znanym wydarzeniem tego rodzaju był upadek asteroidy 65 milionów lat temu, kiedy wymarła połowa wszystkiego, co żyje na planecie. Uważa się, że wielkość upadłego ciała wynosiła około 10 km, a epicentrum znajdowała się w Zatoce Meksykańskiej. Ślady stukilometrowego krateru odkryto także na Taimyrze (w zakolu rzeki Popigai). Na powierzchni planety znajduje się około 230 astroblemów - formacji dużych pierścieni uderzeniowych.

Mieszanina

Asteroidy można klasyfikować według ich składu chemicznego i morfologii. Określenie rozmiarów tak małego ciała jak asteroida w rozległym Układzie Słonecznym, które również nie emituje światła, jest niezwykle trudne. Pomaga to w realizacji metody fotometrycznej - pomiaru jasności ciała niebieskiego. Właściwości asteroid ocenia się na podstawie właściwości i charakteru odbitego światła. Zatem stosując tę ​​​​metodę, wszystkie asteroidy podzielono na trzy grupy:

1. Węgiel– typ C. Jest ich najwięcej – 75%. Słabo odbijają światło i znajdują się na zewnątrz paska.
2. Piaszczysty– typ S. Ciała te mocniej odbijają światło i znajdują się w strefie wewnętrznej.
3. Metal– typu M. Ich odbijalność jest zbliżona do korpusów grupy S, a umiejscowione są w środkowej strefie pasa.

Skład asteroid jest podobny, bo te ostatnie są właściwie ich fragmentami. Ich skład mineralogiczny nie jest zróżnicowany. Zidentyfikowano jedynie około 150 minerałów, podczas gdy na Ziemi jest ich ponad 1000.

Inne pasy asteroid

Podobne obiekty kosmiczne istnieją poza orbitą. Jest ich całkiem sporo na peryferyjnych obszarach Układu Słonecznego. Za orbitą Neptuna znajduje się Pas Kuipera, w którym znajdują się setki obiektów o rozmiarach od 100 do 800 km.

Pomiędzy pasem Kuipera a głównym pasem asteroid znajduje się kolejny zbiór podobnych obiektów należących do „klasy Centaurów”. Ich głównym przedstawicielem była asteroida Chiron, która czasami udaje kometę, zapadając w śpiączkę i rozkładając ogon. Ten dwulicowy typ ma średnicę 200 km i jest dowodem na to, że komety i asteroidy mają ze sobą wiele wspólnego.

Hipotezy pochodzenia

Czym jest asteroida – fragment innej planety lub protomateria? To wciąż zagadka, którą ludzie od dawna próbują rozwiązać. Oto dwie główne hipotezy:

Eksplozja planety. Najbardziej romantyczną wersją jest eksplodująca mityczna planeta Faeton. Podobno zamieszkiwały je inteligentne istoty, które osiągnęły wysoki standard życia. Ale wybuchła wojna nuklearna, która ostatecznie zniszczyła planetę. Jednak badanie struktury i składu meteorytów wykazało, że substancja jednej planety nie wystarczy do takiej różnorodności. A wiek meteorytów – od miliona do setek milionów lat – pokazuje, że fragmentacja asteroidów uległa przedłużeniu. A planeta Faeton to po prostu piękna bajka.

Zderzenia ciał protoplanetarnych. Ta hipoteza przeważa. Całkiem wiarygodnie wyjaśnia pochodzenie asteroid. Planety powstały z chmury gazu i pyłu. Jednak w obszarach między Jowiszem a Marsem proces zakończył się utworzeniem ciał protoplanetarnych, w wyniku zderzenia z którymi narodziły się asteroidy. Istnieje wersja, według której największe z małych planet są właśnie zarodkami planety, która nie powstała. Do takich obiektów zaliczają się Ceres, Westa, Pallas.

Największe asteroidy

Ceres. Jest to największy obiekt w pasie planetoid, ma średnicę 950 km. Jego masa stanowi prawie jedną trzecią całkowitej masy wszystkich ciał w pasie. Ceres składa się ze skalistego jądra otoczonego lodowym płaszczem. Zakłada się, że pod lodem znajduje się woda w stanie ciekłym. Planeta karłowata okrąża Słońce co 4,6 roku z prędkością 18 km/s. Jego okres rotacji wynosi 9,15 godziny, a średnia gęstość wynosi 2 g/cm 3 .

Pallas. Drugi co do wielkości obiekt w pasie asteroid, ale wraz z przeniesieniem Ceres do statusu planety karłowatej stał się największą asteroidą. Jego parametry to 582x556x500 km. Przelot gwiazdy z prędkością 17 km/s trwa 4 lata. Dzień na Pallas trwa 8 godzin, a temperatura powierzchni wynosi 164° K.

Westa. Asteroida ta stała się najjaśniejszą i jedyną, którą można zobaczyć bez użycia optyki. Wymiary ciała wynoszą 578 x 560 x 458 km i jedynie asymetryczny kształt nie pozwala na zaklasyfikowanie Westy jako planety karłowatej. Wewnątrz znajduje się rdzeń żelazowo-niklowy, a wokół niego kamienny płaszcz.

Westa ma wiele dużych kraterów, z których największy ma 460 km średnicy i znajduje się w pobliżu bieguna południowego. Głębokość tej formacji sięga 13 km, a jej krawędzie wznoszą się ponad otaczającą równinę o 4–12 km.

Ewgienia. To dość duża asteroida o średnicy 215 km. Jest to ciekawe, bo ma dwa satelity. Były to Mały Książę (13 km) i S/2004 (6 km). Są one oddalone od Jewgienija odpowiednio o 1200 i 700 km.

Uczenie się

Szczegółowe badania asteroid rozpoczęły się od statku kosmicznego Pioneer. Ale aparat Galileo jako pierwszy wykonał zdjęcia obiektów Gaspra i Ida w 1991 roku. Szczegółowe badania przeprowadziły także urządzenia NEAR Shoemaker i Hayabusa. Ich celami byli Eros, Matylda i Itokawa. Z tego ostatniego dostarczano nawet cząstki gleby. W 2007 roku stacja Dawn wyruszyła w kierunku Westy i Ceres, docierając do Westy 16 lipca 2011 roku. W tym roku stacja powinna dotrzeć na Ceres, a następnie będzie próbowała dotrzeć do Pallas.

Jest mało prawdopodobne, aby na asteroidach znaleziono jakiekolwiek życie, ale z pewnością jest tam wiele interesujących rzeczy. Od tych obiektów możesz wiele oczekiwać, ale nie chcesz tylko jednej rzeczy: ich niespodziewanego przybycia do nas.

Co to jest asteroida? Wcześniej czy później każda osoba zainteresowana eksploracją kosmosu zaczyna zadawać sobie to pytanie. Chcąc znaleźć szczegółowe informacje na ten temat, ludzie często natrafiają na różne strony naukowe przeznaczone dla dorosłych odbiorców. Na takich portalach z reguły prawie wszystkie artykuły są pełne ogromnej liczby terminów i pojęć naukowych, które są bardzo trudne do zrozumienia dla zwykłych ludzi. Ale co powinni zrobić uczniowie lub studenci, którzy muszą na przykład przygotować referat na temat kosmosu i własnymi słowami sformułować, czym jest asteroida? Jeśli niepokoi Cię ten problem, zalecamy przeczytanie naszej publikacji. W tym artykule znajdziesz wszystkie niezbędne informacje na ten temat i uzyskasz odpowiedź na pytanie, czym jest asteroida, w prostym i zrozumiałym języku. Zainteresowany? W takim razie życzymy miłej lektury!

Pochodzenie słowa „asteroida”

Zanim przejdziemy do głównego tematu artykułu, przyjrzyjmy się najpierw historii. Wiele osób interesuje się tłumaczeniem słowa „asteroida” i nie mogliśmy zignorować tej kwestii. Pojęcie to pochodzi od greckich słów aster i idos. Pierwszy tłumaczy się jako „gwiazda”, a drugi – „widok”.

Co to jest asteroida

Asteroidy to małe ciała kosmiczne poruszające się po orbicie wokół głównego ciała naszej galaktyki – Słońca. W przeciwieństwie do planet nie mają one regularnego kształtu, dużych rozmiarów ani atmosfery. Całkowita masa jednego takiego ciała nie przekracza 0,001 masy globu. Mimo to niektóre asteroidy mają własne księżyce.

Pierwszą osobą, która nazwała takie obiekty kosmiczne słowem „asteroida”, był William Herschel. Wśród specjalistów istnieje specjalna klasyfikacja, według której za asteroidy można uznać tylko te ciała, których średnica sięga 30 metrów.

Największe asteroidy w Układzie Słonecznym

Za największe ciało kosmiczne tego typu uważa się asteroidę zwaną Ceres. Jej wymiary są tak duże (975×909 kilometrów), że w 2006 roku oficjalnie nadano jej status planety karłowatej. Na drugim miejscu znajdują się obiekty Pallas i Westa, których średnica wynosi około 500 kilometrów. Westa znajduje się w pasie asteroid (co zostanie omówione poniżej) i można ją zobaczyć z naszej rodzimej planety gołym okiem.

Historia badań

Co to jest asteroida? Wydaje nam się, że już to rozpracowaliśmy. A teraz ponownie zapraszamy Cię do zanurzenia się w dziczy naszej historii, aby dowiedzieć się, kto był twórcą omawianych w artykule badań nad ciałami niebieskimi.

Wszystko zaczęło się pod koniec XVIII wieku, kiedy Franz Xaver przy udziale ponad 20 astronomów rozpoczął poszukiwania planety, która powinna znajdować się pomiędzy orbitą Jowisza a orbitą Marsa. Celem Xavera było zbadanie absolutnie wszystkich znanych wówczas ciał konstelacji zodiakalnych. Jakiś czas później zaczęto udoskonalać współrzędne, a badacze zaczęli zwracać uwagę na poruszające się obiekty.

Uważa się, że asteroida Ceres została przypadkowo odkryta 1 stycznia 1801 roku przez włoskiego astronoma Piazziego. W rzeczywistości orbita tego ciała niebieskiego została obliczona znacznie wcześniej przez astronomów Xaviera. Kilka lat później badacze odkryli także Juno, Paladę i Westę.

Carl Ludwig Henke wniósł szczególny wkład w badania asteroid. W 1845 odkrył Astraeę, a w 1847 - Hebe. Zasługi Henkego dały impuls do rozwoju astronomii, a po jego badaniach niemal co roku zaczęto odnajdywać nowe asteroidy.

W 1891 roku Max Wolf wynalazł metodę astrofotografii, dzięki której udało mu się rozpoznać około 250 takich obiektów kosmicznych.

Do chwili obecnej odkryto kilka tysięcy asteroid. Tym ciałom niebieskim wolno nadawać dowolne nazwy, ale pod warunkiem, że ich orbita zostanie dokładnie i dokładnie obliczona.

Pas asteroid

Prawie wszystkie obiekty kosmiczne tego typu znajdują się w obrębie jednego dużego pierścienia zwanego pasem asteroid. Według badań naukowców zawiera około 200 małych planet, których średnia wielkość przekracza 100 kilometrów. Jeśli mówimy o ciałach, które nie przekraczają kilometra, to jest ich jeszcze więcej: od 1 do 2 milionów!

Z powodu częstych kolizji wiele asteroid znajdujących się w tym pasie to fragmenty innych podobnych ciał kosmicznych. Wyjaśnia to fakt, że w pasie znajduje się zbyt mało obiektów posiadających własne satelity. Ale kolizje to nie jedyny powód, dla którego duże asteroidy nie mają własnych satelitów. Szczególną rolę w tych procesach odgrywają zmiany grawitacji spowodowane powstawaniem nowych obiektów po bezpośrednich uderzeniach oraz nierównomiernym rozkładem osi obrotu planetoid niebieskich. Jedynymi ciałami, które mają bezpośredni obrót są wspomniane wcześniej Ceres, Pallas i Westa. Udało im się utrzymać tę pozycję tylko dzięki imponującym wymiarom, które zapewniają im duży moment pędu.

Asteroida i meteoroid. Jaka jest różnica

Mówiąc o znaczeniu słowa „asteroida”, nie możemy pominąć tej kwestii. Meteoryt to stały obiekt niebieski poruszający się w przestrzeni międzyplanetarnej. Głównym parametrem odróżniającym meteoroid od asteroidy jest ich rozmiar. Jak wspomniano wcześniej, za asteroidę można uznać jedynie ciało kosmiczne, którego średnica sięga (lub przekracza) 30 metrów. Przeciwnie, meteoroidy mają znacznie skromniejsze rozmiary.

Innym ważnym czynnikiem jest to, że asteroidy i meteoroidy to w rzeczywistości zupełnie różne obiekty kosmiczne. Faktem jest, że prawa, według których poruszają się w przestrzeni kosmicznej, są bardzo różne.

Asteroida Apophis

Czym jest asteroida Apophis? Sądzimy, że wśród czytających ten artykuł są osoby zainteresowane tą problematyką. Apophis to obiekt niebieski, który stale zbliża się do Ziemi. To kosmiczne ciało zostało odkryte w 2004 roku przez naukowców z Obserwatorium Kitt Peak w Arizonie. Jej odkrywcami są Roy Tucker, David Tolenomi i Fabrizio Bernardi.

Apophis ma średnicę 270 metrów, średnią prędkość orbitalną 30,728 km na sekundę i masę ponad tony.

Asteroida pierwotnie nosiła nazwę 2004 MN4, ale w 2005 roku zmieniono jej nazwę na cześć złego demona Apepa z mitologii starożytnego Egiptu. Według wierzeń mieszkańców starożytnego Egiptu Apep to ogromna bestia żyjąca pod ziemią. W świadomości Egipcjan był prawdziwym ucieleśnieniem zła i głównym przeciwnikiem boga Ra. Każdej nocy, podróżując wzdłuż Nilu, Ra wdawał się w śmiertelną walkę z Apepem. Bóg Słońca zawsze zwyciężał i dlatego nadszedł nowy dzień.

Zagrożenie Apepa dla Ziemi

Po odkryciu tego niebieskiego obiektu zwykli ludzie natychmiast zaczęli zadawać jedno pytanie: czy Apophis jest niebezpieczny dla mieszkańców Ziemi? Prognozy ekspertów różnią się w zależności od tego, o jakim okresie zbliżenia z naszym światem mówimy. Przykładowo w 2013 roku ten obiekt niebieski przeleciał od Ziemi na odległość 14,46 mln kilometrów, ale zdaniem naukowców już w 2029 roku zbliży się do naszej planety na 29,4 tys. kilometrów. Dla porównania jest to mniej niż wysokość, na której znajdują się satelity geostacjonarne.

Mimo tak bliskiej odległości wielu badaczy przekonuje nas, że nie mamy się czego obawiać. Początkowo prawdopodobieństwo, że Apophis spadnie na Ziemię w 2029 roku, szacowano na prawie 3%, ale obecnie takie prawdopodobieństwo w ogóle nie jest brane pod uwagę. W przyszłości asteroida będzie widoczna gołym okiem. Wizualnie będzie przypominał szybko poruszający się świetlisty punkt.

Naukowcy stwierdzili również, że istnieje niewielkie prawdopodobieństwo, że w 2029 roku to kosmiczne ciało może wpaść w obszar przestrzeni, w którym pole grawitacyjne naszej planety może zmienić orbitę Apophisa. W lutym 2013 roku badacze z NASA wydali oświadczenie, że w 2068 roku na Ziemię może spaść asteroida. Według wyników badań, po 2029 roku obiekt ten może wpaść w 20 takich obszarów grawitacyjnych. Ale także tutaj naukowcy uspokajają zwykłych obywateli: prawdopodobieństwo kolizji w 2068 r. jest niezwykle niskie.

Mimo tak pozytywnych prognoz naukowcy twierdzą, że nie ma co się relaksować. Badania Apophisa będą kontynuowane w celu określenia zagrożeń dla całej ludzkości.

Uważamy, że odkryliśmy, czym jest asteroida Apophis. Przyjrzyjmy się teraz bardziej globalnie tematowi potencjalnej kolizji Ziemi z jakimś obiektem kosmicznym.

Jakie jest prawdopodobieństwo, że Ziemia zostanie zniszczona w wyniku zderzenia asteroidy?

Wśród zwykłych ludzi panuje opinia, że ​​​​absolutnie wszystkie asteroidy stanowią wielkie zagrożenie dla naszej planety. Tak naprawdę badania naukowców pokazują, że w tej chwili nie ma takiej asteroidy, która mogłaby zniszczyć Ziemię.

Tylko te asteroidy, których średnica przekracza 10 kilometrów, stanowią poważne zagrożenie dla naszej planety. Na szczęście dziś wszystkie są znane współczesnej astronomii, ich trajektorie zostały określone i Ziemi nic nie zagraża.

Teraz wiesz o znaczeniu słowa „asteroida”, historii badań tych obiektów kosmicznych, a także o niebezpieczeństwie, jakie stanowią dla planet. Mamy nadzieję, że informacje zawarte w artykule były dla Ciebie interesujące.

Nathana Eismonta
Kandydat nauk fizycznych i matematycznych, wiodący badacz (Instytut Badań Kosmicznych Rosyjskiej Akademii Nauk)
Anton Ledkow,
Pracownik naukowy (Instytut Badań Kosmicznych RAS)
„Nauka i Życie” nr 1, 2015, nr 2, 2015

Układ Słoneczny jest zwykle postrzegany jako pusta przestrzeń, w której krąży osiem planet, niektóre ze swoimi satelitami. Ktoś będzie pamiętał kilka małych planet, do których ostatnio przypisano Plutona, pas asteroid, meteoryty, które czasami spadają na Ziemię i komety, które czasami zdobią niebo. Pomysł jest całkiem słuszny: żaden z licznych statków kosmicznych nie został uszkodzony w wyniku zderzenia z asteroidą lub kometą – przestrzeń jest dość przestronna.

A jednak ogromna objętość Układu Słonecznego zawiera nie setki tysięcy czy dziesiątki milionów, ale biliardy (jedynki, po których następuje piętnaście zer) ciał kosmicznych o różnych rozmiarach i masach. Wszystkie poruszają się i oddziałują na siebie zgodnie z prawami fizyki i mechaniki niebieskiej. Niektóre z nich powstały już we wczesnym Wszechświecie i składają się z jego pierwotnej materii i są to najciekawsze obiekty badań astrofizycznych. Ale są też bardzo niebezpieczne ciała - duże asteroidy, których zderzenie z Ziemią może zniszczyć na niej życie. Śledzenie i eliminowanie niebezpieczeństwa związanego z asteroidami to równie ważny i ekscytujący obszar pracy astrofizyków.

Historia odkrycia asteroid

Pierwszą asteroidę odkrył w 1801 roku Giuseppe Piasi, dyrektor obserwatorium w Palermo (Sycylia). Nazwał ją Ceres i początkowo uważał ją za małą planetę. Termin „asteroida”, przetłumaczony ze starożytnej greki jako „jak gwiazda”, został zaproponowany przez astronoma Williama Herschela (por. „Science and Life” nr 7, 2012, artykuł „The Tale of the Musician William Herschel, który podwoił przestrzeń” ). Ceres i podobne obiekty (Pallas, Juno i Westa), odkryte w ciągu następnych sześciu lat, były widoczne raczej jako punkty, a nie w przypadku planet dyski; jednocześnie, w przeciwieństwie do gwiazd stałych, poruszały się jak planety. Należy zaznaczyć, że obserwacje, które zaowocowały odkryciem tych asteroid, przeprowadzono celowo, próbując odkryć „zaginioną” planetę. Faktem jest, że odkryte już planety znajdowały się na orbitach oddzielonych od Słońca w odległościach odpowiadających prawu Bodego. Zgodnie z nim pomiędzy Marsem a Jowiszem powinna znajdować się planeta. Jak wiadomo, na takiej orbicie nie znaleziono żadnej planety, ale później mniej więcej na tym obszarze odkryto pas asteroid, zwany głównym. Ponadto, jak się okazało, prawo Bodego nie ma żadnej podstawy fizycznej i obecnie jest uważane po prostu za rodzaj losowej kombinacji liczb. Co więcej, Neptun, odkryty później (1848), okazał się znajdować na orbicie z nią niezgodnej.

Po odkryciu czterech wspomnianych planetoid dalsze obserwacje prowadzone przez osiem lat nie zakończyły się sukcesem. Zostały one zatrzymane ze względu na wojny napoleońskie, podczas których spłonęło miasteczko Lilienthal pod Bremą, w którym odbywały się spotkania astronomów i łowców asteroid. Obserwacje wznowiono w 1830 r., ale sukces przyszedł dopiero w 1845 r. wraz z odkryciem asteroidy Astrea. Od tego czasu zaczęto odkrywać asteroidy z częstotliwością co najmniej jednej rocznie. Większość z nich należy do głównego pasa asteroid, pomiędzy Marsem a Jowiszem. W 1868 r. odkryto już około stu asteroid, w 1981 r. – 10 000, a do 2000 r. – ponad 100 000.

Skład chemiczny, kształt, wielkość i orbity asteroid

Jeśli klasyfikujemy asteroidy według ich odległości od Słońca, to do pierwszej grupy zaliczamy wulkanoidy – pewien hipotetyczny pas mniejszych planet pomiędzy Słońcem a Merkurym. Nie odkryto dotychczas ani jednego obiektu z tego pasa i choć na powierzchni Merkurego obserwuje się liczne kratery uderzeniowe powstałe w wyniku upadku asteroid, nie może to stanowić dowodu na istnienie tego pasa. Wcześniej próbowano wyjaśnić anomalie w ruchu Merkurego obecnością tam asteroid, ale potem wyjaśniono je w oparciu o uwzględnienie efektów relatywistycznych. Zatem ostateczna odpowiedź na pytanie o możliwą obecność wulkanoidów nie została jeszcze otrzymana. Następne w kolejce są planetoidy bliskie Ziemi należące do czterech grup.

Asteroidy głównego pasa poruszać się po orbitach znajdujących się pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza, czyli w odległościach od 2,1 do 3,3 jednostek astronomicznych (AU) od Słońca. Płaszczyzny ich orbit znajdują się w pobliżu ekliptyki, ich nachylenie do ekliptyki wynosi głównie do 20 stopni, u niektórych dochodzi do 35 stopni, mimośrody - od zera do 0,35. Oczywiście najpierw odkryto największe i najjaśniejsze asteroidy: średnie średnice Ceres, Pallas i Westy wynoszą odpowiednio 952, 544 i 525 kilometrów. Im mniejsze asteroidy, tym jest ich więcej: tylko 140 ze 100 000 asteroid pasa głównego ma średnią średnicę większą niż 120 kilometrów. Całkowita masa wszystkich planetoid jest stosunkowo niewielka i wynosi zaledwie około 4% masy Księżyca. Największa asteroida, Ceres, ma masę 946·10 15 ton. Sama wartość wydaje się bardzo duża, lecz stanowi zaledwie 1,3% masy Księżyca (735·10 17 ton). W pierwszym przybliżeniu wielkość asteroidy można określić na podstawie jej jasności i odległości od Słońca. Ale musimy także wziąć pod uwagę odblaskową charakterystykę asteroidy – jej albedo. Jeśli powierzchnia asteroidy jest ciemna, świeci mniej. Z tych powodów na liście dziesięciu planetoid, ułożonych na rysunku w kolejności ich odkrycia, trzecia co do wielkości asteroida, Hygiea, znajduje się na ostatnim miejscu.

Zdjęcia głównego pasa asteroid zazwyczaj pokazują wiele skał poruszających się dość blisko siebie. W rzeczywistości obraz jest bardzo odległy od rzeczywistości, ponieważ, ogólnie rzecz biorąc, niewielka masa całkowita paska rozkłada się na jego dużą objętość, tak że przestrzeń jest całkiem pusta. Wszystkie statki kosmiczne wystrzelone dotychczas poza orbitę Jowisza przeleciały przez pas asteroid bez większego ryzyka zderzenia z asteroidą. Jednak według standardów czasu astronomicznego zderzenia asteroid ze sobą i z planetami nie wydają się już tak nieprawdopodobne, jak można ocenić po liczbie kraterów na ich powierzchni.

Trojany- asteroidy poruszające się po orbitach planet, z których pierwszą odkrył w 1906 roku niemiecki astronom Max Wulf. Asteroida krąży wokół Słońca po orbicie Jowisza, wyprzedzając ją średnio o 60 stopni. Następnie odkryto całą grupę ciał niebieskich poruszających się przed Jowiszem.

Początkowo otrzymywały imiona na cześć bohaterów legendy o wojnie trojańskiej, którzy walczyli po stronie Greków oblegających Troję. Oprócz asteroid poprzedzających Jowisza, istnieje grupa asteroid opóźnionych za nim mniej więcej pod tym samym kątem; nazwano ich Trojanami na cześć obrońców Troi. Obecnie asteroidy obu grup nazywane są trojanami i poruszają się w pobliżu punktów Lagrange'a L 4 i L 5, punktów ruchu stabilnego w zagadnieniu trzech ciał. Ciała niebieskie, które wpadają w ich pobliże, wykonują ruch oscylacyjny, nie posuwając się zbyt daleko. Z przyczyn, które nie zostały jeszcze wyjaśnione, przed Jowiszem znajduje się około 40% więcej asteroid niż opóźnionych. Potwierdziły to pomiary przeprowadzone niedawno przez amerykańskiego satelitę NEOWISE przy użyciu 40-centymetrowego teleskopu wyposażonego w detektory działające w zakresie podczerwieni. Pomiary w zakresie podczerwieni znacznie poszerzają możliwości badania asteroid w porównaniu z możliwościami, jakie daje światło widzialne. Ich skuteczność można ocenić na podstawie liczby asteroid i komet w Układzie Słonecznym skatalogowanych za pomocą NEOWISE. Jest ich już ponad 158 000, a misja urządzenia trwa. Co ciekawe, trojany zauważalnie różnią się od większości planetoid pasa głównego. Mają matową powierzchnię, czerwonobrązową barwę i należą głównie do tzw. klasy D. Te asteroidy mają bardzo niskie albedo, czyli słabo odbijającą powierzchnię. Podobne można spotkać jedynie w zewnętrznych rejonach pasa głównego.

Nie tylko Jowisz ma trojany; innym planetom Układu Słonecznego, w tym Ziemi (ale nie Wenus i Merkuremu), również towarzyszą trojany, grupujące się w pobliżu swoich punktów Lagrange'a L 4, L 5. Ziemska asteroida trojańska 2010 TK7 została odkryta za pomocą teleskopu NEOWISE całkiem niedawno – w 2010 roku. Porusza się przed Ziemią, natomiast amplituda jej oscylacji wokół punktu L 4 jest bardzo duża: asteroida w swoim ruchu wokół Słońca dociera do punktu naprzeciw Ziemi i niezwykle daleko oddala się od płaszczyzny ekliptyki.

Tak duża amplituda oscylacji umożliwia jej zbliżenie się do Ziemi nawet na 20 milionów kilometrów. Jednak zderzenie z Ziemią, przynajmniej w ciągu najbliższych 20 000 lat, jest całkowicie wykluczone. Ruch trojana ziemskiego bardzo różni się od ruchu trojanów Jowiszowych, które nie opuszczają swoich punktów Lagrange'a na tak znacznych odległościach kątowych. Taki charakter ruchu utrudnia misje do niego statków kosmicznych, gdyż ze względu na znaczne nachylenie orbity trojana do płaszczyzny ekliptyki dotarcie do asteroidy z Ziemi i lądowanie na niej wymaga zbyt dużej prędkości charakterystycznej, a co za tym idzie dużego zużycia paliwa konsumpcja.

Pas Kuipera leży poza orbitą Neptuna i rozciąga się do 120 jednostek astronomicznych. ze słońca. Znajduje się blisko płaszczyzny ekliptyki, zamieszkuje ją ogromna liczba obiektów, w tym lód wodny i zamarznięte gazy, i służy jako źródło tzw. Komet krótkookresowych. Pierwszy obiekt z tego regionu odkryto w 1992 roku, a do chwili obecnej odkryto ich ponad 1300. Ponieważ ciała niebieskie Pasa Kuipera znajdują się bardzo daleko od Słońca, ich rozmiary są trudne do określenia. Odbywa się to na podstawie pomiarów jasności światła, które odbijają, a dokładność obliczeń zależy od tego, jak dobrze znamy wartość ich albedo. Pomiary w zakresie podczerwieni są znacznie bardziej wiarygodne, ponieważ dostarczają informacji o poziomie promieniowania własnego obiektów. Takie dane uzyskał Kosmiczny Teleskop Spitzera dla największych obiektów Pasa Kuipera.

Jednym z najciekawszych obiektów pasa jest Haumea, nazwana na cześć hawajskiej bogini płodności i porodu; reprezentuje część rodziny powstałej w wyniku kolizji. Obiekt ten najwyraźniej zderzył się z innym o połowę mniejszym. Uderzenie rozrzuciło duże kawałki lodu i spowodowało, że Haumea obracała się w ciągu około czterech godzin. Ten szybki obrót nadał mu kształt futbolu amerykańskiego lub melona. Haumei towarzyszy dwójka towarzyszy – Hi'iaka i Namaka.

Według obecnie przyjętych teorii około 90% obiektów z Pasa Kuipera porusza się po odległych orbitach kołowych poza orbitą Neptuna – gdzie powstały. Kilkadziesiąt obiektów tego pasa (nazywa się je centaurami, gdyż w zależności od odległości od Słońca objawiają się albo asteroidami, albo kometami) mogło powstać w rejonach bliższych Słońca, a wówczas wpływ grawitacyjny Urana i Neptuna przeniósł się je na wysokie orbity eliptyczne z apheliami do 200 AU. i duże nachylenia. Utworzyły dysk o grubości 10 jednostek astronomicznych, ale rzeczywista zewnętrzna krawędź Pasa Kuipera nadal nie jest zdefiniowana. Do niedawna Pluton i Charon były uważane za jedyne przykłady największych obiektów na lodowych światach zewnętrznego Układu Słonecznego. Ale w 2005 roku odkryto kolejne ciało planetarne - Eris (nazwane na cześć greckiej bogini niezgody), którego średnica jest nieco mniejsza niż średnica Plutona (początkowo zakładano, że jest o 10% większa). Eris porusza się po orbicie z peryhelium 38 AU. i aphelium 98 au. Ma małego towarzysza – Dysnomię. Początkowo Eris miała być uważana za dziesiątą (po Plutonie) planetą Układu Słonecznego, ale zamiast tego Międzynarodowa Unia Astronomiczna wykluczyła Plutona z listy planet, tworząc nową klasę zwaną planetami karłowatymi, która obejmowała Plutona, Eris i Ceres. Szacuje się, że Pas Kuipera zawiera setki tysięcy lodowych ciał o średnicy 100 kilometrów i co najmniej bilion komet. Jednak obiekty te są w większości stosunkowo małe – o średnicy 10–50 kilometrów – i niezbyt jasne. Ich okres obiegu wokół Słońca wynosi setki lat, co sprawia, że ​​ich wykrycie jest bardzo trudne. Jeśli przyjmiemy założenie, że tylko około 35 000 obiektów Pasa Kuipera ma średnicę większą niż 100 kilometrów, wówczas ich łączna masa jest kilkaset razy większa niż masa ciał tej wielkości z głównego pasa planetoid. W sierpniu 2006 roku poinformowano, że w archiwum danych dotyczących pomiarów promieniowania rentgenowskiego gwiazdy neutronowej Scorpius X-1 odkryto jej zaćmienia przez małe obiekty. Dało to podstawę do twierdzenia, że ​​liczba obiektów Pasa Kuipera mierzących około 100 metrów i więcej wynosi w przybliżeniu biliard (10 15). Początkowo na wcześniejszych etapach ewolucji Układu Słonecznego masa obiektów Pasa Kuipera była znacznie większa niż obecnie - od 10 do 50 mas Ziemi. Obecnie łączna masa wszystkich ciał w Pasie Kuipera, a także w Obłoku Oorta położonym jeszcze dalej od Słońca, jest znacznie mniejsza od masy Księżyca. Jak pokazuje modelowanie komputerowe, prawie cała masa pierwotnego dysku znajduje się poza 70 jednostkami astronomicznymi. została utracona w wyniku zderzeń spowodowanych przez Neptuna, które doprowadziły do ​​zmiażdżenia obiektów pasa w pył, który został zmieciony w przestrzeń międzygwiazdową przez wiatr słoneczny. Wszystkie te ciała są bardzo interesujące, ponieważ zakłada się, że zachowały się w oryginalnej formie od czasu powstania Układu Słonecznego.

Chmura Oorta zawiera najbardziej odległe obiekty w Układzie Słonecznym. Jest to obszar kulisty rozciągający się na odległościach od 5 do 100 tysięcy jednostek astronomicznych. od Słońca i jest uważana za źródło komet długookresowych docierających do wewnętrznych obszarów Układu Słonecznego. Sama chmura została zaobserwowana instrumentalnie dopiero w 2003 roku. W marcu 2004 roku zespół astronomów ogłosił odkrycie obiektu przypominającego planetę, krążącego wokół Słońca w rekordowej odległości, co sprawia, że ​​jest ono wyjątkowo zimne.

Obiekt ten (2003VB12), nazwany Sedna na cześć eskimoskiej bogini, która daje życie mieszkańcom głębin morza arktycznego, zbliża się do Słońca na bardzo krótki czas, poruszając się po bardzo wydłużonej orbicie eliptycznej z okresem 10 500 lat. Ale nawet podczas zbliżania się do Słońca Sedna nie dociera do zewnętrznej granicy Pasa Kuipera, który znajduje się na 55 AU. od Słońca: jego orbita mieści się w przedziale od 76 (peryhelium) do 1000 (aphelium) AU. Pozwoliło to odkrywcom Sedny przypisać ją pierwszemu zaobserwowanemu ciału niebieskiemu z Obłoku Oorta, znajdującemu się na stałe poza Pasem Kuipera.

Najprostsza klasyfikacja dzieli planetoidy ze względu na ich charakterystykę widmową na trzy grupy:
C - węgiel (75% znanych),
S - krzem (17% znanych),
U - nie ujęte w dwóch pierwszych grupach.

Obecnie powyższa klasyfikacja jest coraz bardziej rozszerzana i uszczegóławiana o nowe grupy. Do 2002 roku ich liczba wzrosła do 24. Jako przykład nowej grupy można wymienić planetoidy klasy M, składające się głównie z metalicznych planetoid. Należy jednak wziąć pod uwagę, że klasyfikacja asteroid ze względu na charakterystykę widmową ich powierzchni jest zadaniem bardzo trudnym. Asteroidy tej samej klasy niekoniecznie mają identyczny skład chemiczny.

Misje kosmiczne do asteroid

Asteroidy są zbyt małe, aby można je było szczegółowo badać za pomocą naziemnych teleskopów. Ich obrazy można uzyskać za pomocą radaru, ale w tym celu muszą przelecieć wystarczająco blisko Ziemi. Dość interesującą metodą określania wielkości asteroid jest obserwacja zaćmień gwiazd przez asteroidy z kilku punktów na trasie wzdłuż prostej gwiazdy – asteroidy – punktu na powierzchni Ziemi. Metoda polega na obliczeniu punktów przecięcia kierunku gwiazda-asteroida z Ziemią na podstawie znanej trajektorii asteroidy, a wzdłuż tej ścieżki instaluje się teleskopy w pewnych odległościach od niej, określonych na podstawie szacunkowej wielkości asteroidy, śledząc gwiazda. W pewnym momencie asteroida przesłania gwiazdę, znika dla obserwatora, a następnie pojawia się ponownie. Na podstawie czasu trwania cieniowania i znanej prędkości planetoidy wyznacza się jej średnicę, a przy odpowiedniej liczbie obserwatorów można uzyskać sylwetkę asteroidy. Obecnie istnieje zorganizowana społeczność astronomów-amatorów, którzy z sukcesem przeprowadzają skoordynowane pomiary.

Loty statków kosmicznych na asteroidy otwierają nieporównywalnie więcej możliwości ich badań. Asteroida (951 Gaspra) została po raz pierwszy sfotografowana przez sondę Galileo w 1991 r. w drodze do Jowisza, a następnie w 1993 r. sfotografowała asteroidę 243 Ida i jej satelitę Dactyl. Ale zrobiono to, że tak powiem, przypadkowo.

Pierwszym pojazdem zaprojektowanym specjalnie do badań asteroid był NEAR Shoemaker, który sfotografował asteroidę 253 Matilda, a następnie wszedł na orbitę wokół 433 Eros i wylądował na jej powierzchni w 2001 roku. Trzeba powiedzieć, że lądowanie nie było początkowo planowane, ale po udanej eksploracji tej asteroidy z orbity jej satelity postanowiono spróbować wykonać miękkie lądowanie. Choć urządzenie nie było wyposażone w urządzenia do lądowania, a jego system sterowania nie przewidywał takich operacji, to na podstawie poleceń z Ziemi udało się wylądować, a jego systemy nadal działały na powierzchni. Ponadto przelot Matyldy pozwolił nie tylko uzyskać serię zdjęć, ale także określić masę asteroidy na podstawie zakłócenia trajektorii pojazdu.

W ramach zadania pobocznego (przy wykonywaniu głównego) w 1999 roku sonda Deep Space zbadała asteroidę 9969 Braille, a sonda Stardust asteroidę 5535 Annafranc.

Za pomocą japońskiego aparatu Hayabusa (w tłumaczeniu „jastrząb”) w czerwcu 2010 roku udało się powrócić na Ziemię próbek gleby z powierzchni asteroidy 25 143 Itokawa, należącej do planetoid bliskich Ziemi (Apollos) klasa widmowa S (krzem). Zdjęcie asteroidy ukazuje nierówny teren z wieloma głazami i brukiem, z których ponad 1000 ma średnicę ponad 5 metrów, a niektóre nawet 50 metrów. Wrócimy do tej funkcji Itokawy w następnej kolejności.

Sonda Rosetta, wystrzelona przez Europejską Agencję Kosmiczną w 2004 roku w stronę komety Churyumov-Gerasimenko, bezpiecznie wylądowała moduł Philae w jej jądrze 12 listopada 2014 roku. Po drodze urządzenie przeleciało obok asteroid 2867 Steins w 2008 r. i 21 Lutetia w 2010 r. Urządzenie otrzymało swoją nazwę od nazwy kamienia (Rosetta), znalezionego w Egipcie przez żołnierzy napoleońskich w pobliżu starożytnego miasta Rosetta na wyspie Philae na Nilu, od którego wzięła się nazwa modułu lądowania. Na kamieniu wyryte są teksty w dwóch językach: starożytnym egipskim i starożytnej greckiej, które dostarczyły klucza do odkrycia tajemnic cywilizacji starożytnych Egipcjan – rozszyfrowania hieroglifów. Wybierając nazwy historyczne, twórcy projektu podkreślili cel misji - odkrycie tajemnic pochodzenia i ewolucji Układu Słonecznego.

Misja jest interesująca, ponieważ w momencie, gdy moduł Philae wylądował na powierzchni jądra komety, znajdował się daleko od Słońca i dlatego był nieaktywny. W miarę zbliżania się do Słońca powierzchnia jądra nagrzewa się i rozpoczyna się emisja gazów i pyłu. Rozwój wszystkich tych procesów można obserwować będąc w centrum wydarzeń.

Bardzo interesująca jest trwająca misja Dawn, realizowana w ramach programu NASA. Urządzenie zostało wystrzelone w 2007 roku, dotarło do asteroidy Westa w lipcu 2011 roku, następnie zostało przeniesione na orbitę swojego satelity i tam prowadziło badania do września 2012 roku. Obecnie urządzenie jest w drodze do największej asteroidy – Ceres. Napędzany jest elektrycznym silnikiem rakietowym jonowym o niskim ciągu. Jego sprawność, określona natężeniem przepływu płynu roboczego (ksenonu), jest niemal o rząd wielkości wyższa od sprawności tradycyjnych silników chemicznych (patrz „Science and Life” nr 9, 1999, artykuł „Kosmiczna lokomotywa elektryczna”) . Umożliwiło to lot z orbity satelity jednej asteroidy na orbitę satelity drugiej. Chociaż asteroidy Westa i Ceres poruszają się po dość bliskich orbitach głównego pasa asteroid i są w nim największe, ich właściwości fizyczne są bardzo różne. Jeśli Westa jest „suchą” asteroidą, to na Ceres, zgodnie z obserwacjami naziemnymi, odkryto wodę, sezonowe czapy polarne lodu wodnego, a nawet bardzo cienką warstwę atmosfery.

Chińczycy również wnieśli swój wkład w badania asteroid, wysyłając swój statek kosmiczny Chang'e na asteroidę 4179 Tautatis. Wykonał serię zdjęć jego powierzchni, przy czym minimalny dystans lotu wynosił zaledwie 3,2 km; jednak najlepsze zdjęcie zostało zrobione w odległości 47 kilometrów. Ze zdjęć wynika, że ​​asteroida ma nieregularny, wydłużony kształt – 4,6 km długości i 2,1 km średnicy. Masa asteroidy wynosi 50 miliardów ton, a jej bardzo interesującą cechą jest bardzo nierówna gęstość. Jedna część objętości planetoidy ma gęstość 1,95 g/cm 3 , druga 2,25 g/cm 3 . W związku z tym sugeruje się, że Tautatis powstała w wyniku połączenia dwóch asteroid.

Jeśli chodzi o projekty misji asteroidowych w najbliższej przyszłości, warto zacząć od Japońskiej Agencji Kosmicznej, która planuje kontynuować swój program badawczy wraz z wystrzeleniem statku kosmicznego Hayabusa-2 w 2015 r., aby pobrać na Ziemię próbki gleby z asteroidy 1999 JU3 w 2020 r. Asteroida należy do klasy widmowej C, znajduje się na orbicie przecinającej orbitę Ziemi, a jej aphelium sięga niemal orbity Marsa.

Rok później, czyli w 2016 roku rusza projekt NASA OSIRIS-Rex, którego celem jest odzyskanie gleby z powierzchni bliskiej Ziemi asteroidy 1999 RQ36, niedawno nazwanej Bennu i zaliczonej do klasy widmowej C. Jest to zaplanował, że urządzenie dotrze do asteroidy w 2018 r., a w 2023 r. dostarczy na Ziemię 59 gramów jej skały.

Wymieniając wszystkie te projekty, nie sposób nie wspomnieć o asteroidzie o masie około 13 000 ton, która spadła w pobliżu Czelabińska 15 lutego 2013 roku, jakby potwierdzając wypowiedź słynnego amerykańskiego eksperta ds. problemu asteroid Donalda Yeomansa: „Gdybyśmy nie leć do asteroid, to one polecą do nas” Podkreśliło to wagę innego aspektu badań asteroid – zagrożenia asteroidami i rozwiązywania problemów związanych z możliwością zderzenia asteroidy z Ziemią.

Bardzo nieoczekiwany sposób badania asteroid zaproponowała misja Asteroid Redirect Mission, czyli, jak to się nazywa, projekt Keck. Jego koncepcję opracował Keck Institute for Space Research w Pasadenie (Kalifornia). William Myron Keck to znany amerykański filantrop, który w 1954 roku założył fundację wspierającą badania naukowe w Stanach Zjednoczonych. W projekcie początkowym warunkiem było rozwiązanie zadania eksploracji asteroidy przy udziale człowieka, czyli innymi słowy, misja na asteroidę musiała być obsadzona załogą. Ale w tym przypadku czas trwania całego lotu z powrotem na Ziemię nieuchronnie wyniesie co najmniej kilka miesięcy. A najbardziej nieprzyjemne dla wyprawy załogowej jest to, że w sytuacji awaryjnej czasu tego nie da się skrócić do akceptowalnych granic. Dlatego zaproponowano, aby zamiast lecieć na asteroidę zrobić coś odwrotnego: dostarczyć asteroidę na Ziemię za pomocą pojazdów bezzałogowych. Ale nie na powierzchnię, jak to naturalnie miało miejsce w przypadku asteroidy Czelabińsk, ale na orbitę podobną do Księżyca i wyślij załogowy statek kosmiczny w stronę asteroidy, która się zbliżyła. Ten statek zbliży się do niego, przechwyci go, a astronauci będą go badać, pobiorą próbki skał i dostarczą je na Ziemię. A w sytuacji awaryjnej astronauci będą mogli wrócić na Ziemię w ciągu tygodnia. NASA wybrała już bliską Ziemi asteroidę 2011 MD, należącą do grupy Amurów, jako głównego kandydata do roli poruszającej się w ten sposób asteroidy. Jego średnica wynosi od 7 do 15 metrów, a gęstość wynosi 1 g/cm 3, co oznacza, że ​​może wyglądać jak luźna sterta gruzu o wadze około 500 ton. Jego orbita jest bardzo zbliżona do orbity Ziemi, nachylona do ekliptyki o 2,5 stopnia, a jej okres wynosi 396,5 dnia, co odpowiada półosi wielkiej 1,056 AU. Co ciekawe, asteroida została odkryta 22 czerwca 2011 roku, a 27 czerwca przeleciała bardzo blisko Ziemi – zaledwie 12 000 kilometrów.

Misję mającą na celu przechwycenie asteroidy na orbitę satelity Ziemi zaplanowano na początek lat 20. XX wieku. Statek kosmiczny, którego zadaniem jest przechwycenie asteroidy i przeniesienie jej na nową orbitę, zostanie wyposażony w elektryczne silniki rakietowe o niskim ciągu, zasilane ksenonem. Operacje zmiany orbity asteroidy obejmują również manewr grawitacyjny w pobliżu Księżyca. Istotą tego manewru jest sterowanie ruchem za pomocą elektrycznych silników rakietowych, które zapewnią przelot w pobliże Księżyca. Jednocześnie pod wpływem jej pola grawitacyjnego prędkość asteroidy zmienia się z początkowej hiperbolicznej (czyli prowadzącej do wyjścia z pola grawitacyjnego Ziemi) na prędkość satelity Ziemi.

Powstawanie i ewolucja asteroid

Jak już wspomniano w części poświęconej historii odkrycia asteroid, pierwszą z nich odkryto podczas poszukiwań hipotetycznej planety, która zgodnie z prawem Bodego (obecnie uznawanym za błędne) powinna znajdować się na orbicie pomiędzy Marsem i Jowisz. Okazało się, że w pobliżu orbity nigdy nieodkrytej planety znajduje się pas asteroid. Na tej podstawie zbudowano hipotezę, według której pas ten powstał w wyniku jego zniszczenia.

Planeta została nazwana Faeton na cześć syna starożytnego greckiego boga słońca Heliosa. Obliczenia symulujące proces zniszczenia Faetona nie potwierdziły tej hipotezy we wszystkich jej odmianach, począwszy od rozerwania planety pod wpływem grawitacji Jowisza i Marsa, a skończywszy na zderzeniu z innym ciałem niebieskim.

Powstawanie i ewolucję asteroid można uznać jedynie za element procesów powstawania Układu Słonecznego jako całości. Obecnie ogólnie przyjęta teoria sugeruje, że Układ Słoneczny powstał w wyniku pierwotnej akumulacji gazu i pyłu. Z gromady powstał dysk, którego niejednorodności doprowadziły do ​​​​powstania planet i małych ciał Układu Słonecznego. Hipotezę tę potwierdzają współczesne obserwacje astronomiczne, które umożliwiają wykrycie rozwoju układów planetarnych młodych gwiazd w ich wczesnych stadiach. Potwierdza to także modelowanie komputerowe, konstruujące zdjęcia niezwykle podobne do fotografii układów planetarnych w określonych fazach ich rozwoju.

Na początkowym etapie powstawania planet powstały tzw. planetozymale – „zarodki” planet, na które następnie pod wpływem grawitacji osiadł pył. Jako przykład takiej początkowej fazy powstawania planet wskazują asteroidę Lutetia. Ta dość duża asteroida, osiągająca średnicę 130 kilometrów, składa się z solidnej części i przylegającej grubej (do kilometra) warstwy pyłu oraz rozsianych po powierzchni głazów. Wraz ze wzrostem masy protoplanet wzrosła siła przyciągania, a w rezultacie siła ściskania tworzącego się ciała niebieskiego. Substancję podgrzano i stopiono, co doprowadziło do rozwarstwienia protoplanety zgodnie z gęstością jej materiałów i przejścia ciała do kształtu kulistego. Większość badaczy skłania się ku hipotezie, że w początkowych fazach ewolucji Układu Słonecznego powstało o wiele więcej protoplanet niż obserwowanych obecnie planet i małych ciał niebieskich. W tym czasie powstałe gazowe olbrzymy – Jowisz i Saturn – migrowały do ​​układu, bliżej Słońca. Wprowadziło to znaczne zaburzenia w ruchu powstających ciał Układu Słonecznego i spowodowało rozwój procesu zwanego okresem ciężkiego bombardowania. W wyniku rezonansowych wpływów, głównie Jowisza, część powstałych ciał niebieskich została wyrzucona na obrzeża układu, a część została wyrzucona na Słońce. Proces ten miał miejsce od 4,1 do 3,8 miliarda lat temu. Ślady tego okresu, zwanego późnym etapem ciężkiego bombardowania, pozostały w postaci wielu kraterów uderzeniowych na Księżycu i Merkurym. To samo stało się z ciałami tworzącymi się pomiędzy Marsem i Jowiszem: częstotliwość zderzeń między nimi była wystarczająco wysoka, aby zapobiec przekształceniu się ich w obiekty większe i o bardziej regularnym kształcie, niż widzimy dzisiaj. Zakłada się, że są wśród nich fragmenty ciał, które przeszły pewne fazy ewolucji, a następnie rozpadły się podczas zderzeń, a także obiekty, które nie miały czasu stać się częściami większych ciał i tym samym stanowią przykłady bardziej starożytnych formacji . Jak wspomniano powyżej, takim przykładem jest asteroida Lutetia. Potwierdziły to badania asteroidy przeprowadzone przez sondę Rosetta, w tym zdjęcia wykonane podczas bliskiego przelotu w lipcu 2010 roku.

Zatem Jowisz odgrywa znaczącą rolę w ewolucji głównego pasa asteroid. Dzięki jej oddziaływaniu grawitacyjnemu uzyskaliśmy aktualnie obserwowany obraz rozmieszczenia planetoid w pasie głównym. Jeśli chodzi o Pas Kuipera, do roli Jowisza dodaje się wpływ Neptuna, co prowadzi do wyrzucania ciał niebieskich w ten odległy obszar Układu Słonecznego. Zakłada się, że wpływ planet-olbrzymów rozciąga się na jeszcze bardziej odległy Obłok Oorta, który jednak powstał bliżej Słońca niż obecnie. We wczesnych fazach ewolucji podejścia do planet-olbrzymów pierwotne obiekty (planetesimale) w swoim naturalnym ruchu wykonywały tzw. manewry grawitacyjne, uzupełniając przestrzeń przypisaną obłokowi Oorta. Będąc w tak dużych odległościach od Słońca, narażone są także na wpływ gwiazd naszej Galaktyki – Drogi Mlecznej, co prowadzi do ich chaotycznego przejścia na trajektorii powrotu do bliskiego obszaru przestrzeni okołosłonecznej. Obserwujemy te planetozymale jako komety długookresowe. Jako przykład możemy wskazać najjaśniejszą kometę XX wieku - Kometę Hale'a-Boppa, odkrytą 23 lipca 1995 roku i która osiągnęła peryhelium w 1997 roku. Jego okres obiegu wokół Słońca wynosi 2534 lata, a aphelium znajduje się w odległości 185 jednostek astronomicznych. ze słońca.

Niebezpieczeństwo asteroidy i komety

Liczne kratery na powierzchni Księżyca, Merkurego i innych ciał Układu Słonecznego są często wymieniane jako ilustracja poziomu zagrożenia dla Ziemi przez asteroidy-komety. Jednak takie odniesienie nie jest całkowicie poprawne, ponieważ przeważająca większość tych kraterów powstała w „okresie ciężkiego bombardowania”. Niemniej jednak na powierzchni Ziemi, przy pomocy nowoczesnych technologii, w tym analizy zdjęć satelitarnych, możliwe jest wykrycie śladów zderzeń z asteroidami, które sięgają znacznie późniejszych okresów ewolucji Układu Słonecznego. Największy i najstarszy znany krater, Vredefort, znajduje się w Republice Południowej Afryki. Jego średnica wynosi około 250 kilometrów, a jego wiek szacuje się na dwa miliardy lat.

Krater Chicxulub na wybrzeżu półwyspu Jukatan w Meksyku powstał w wyniku uderzenia asteroidy 65 milionów lat temu, o energii eksplozji odpowiadającej 100 teratonom (10 12 ton) trotylu. Obecnie uważa się, że wyginięcie dinozaurów było konsekwencją tego katastrofalnego wydarzenia, które spowodowało tsunami, trzęsienia ziemi, erupcje wulkanów i zmiany klimatyczne w wyniku tworzenia się warstwy pyłu w atmosferze przesłaniającej Słońce. Jeden z najmłodszych – Krater Barringer – znajduje się na pustyni w Arizonie w USA. Jego średnica wynosi 1200 metrów, głębokość 175 metrów. Powstał 50 tysięcy lat temu w wyniku uderzenia meteorytu żelaznego o średnicy około 50 metrów i masie kilkuset tysięcy ton.

W sumie istnieje obecnie około 170 kraterów uderzeniowych powstałych w wyniku upadku ciał niebieskich. Wydarzenie, które wzbudziło najwięcej uwagi, miało miejsce w pobliżu Czelabińska, kiedy 15 lutego 2013 roku w atmosferę tego obszaru wkroczyła asteroida, której wielkość oszacowano na około 17 metrów i masę 13 000 ton. Eksplodował w powietrzu na wysokości 20 kilometrów, a jego największa część, ważąca 600 kilogramów, wpadła do jeziora Czebarkul.

Jego upadek nie spowodował ofiar w ludziach, zniszczenia były zauważalne, ale nie katastrofalne: na dość dużym obszarze rozbito szkło, zawalił się dach cynkowni w Czelabińsku, a odłamkami szkła rannych zostało około 1500 osób. Uważa się, że do katastrofy nie doszło dzięki szczęściu: trajektoria upadku meteorytu była łagodna, w przeciwnym razie konsekwencje byłyby znacznie poważniejsze. Energia eksplozji jest równa 0,5 megaton trotylu, co odpowiada 30 bombom zrzuconym na Hiroszimę. Asteroida Czelabińska stała się najdokładniej opisanym wydarzeniem tej wielkości po eksplozji meteorytu Tunguska 17 (30) czerwca 1908 r. Według współczesnych szacunków upadek ciał niebieskich takich jak Czelabińsk ma miejsce na całym świecie mniej więcej raz na 100 lat. Jeśli chodzi o wydarzenie Tunguska, kiedy to na obszarze o średnicy 50 kilometrów spalono i powalono drzewa w wyniku eksplozji na wysokości 18 kilometrów o energii 10-15 megaton trotylu, takie katastrofy zdarzają się mniej więcej raz na 300 lat. Zdarzają się jednak przypadki, gdy mniejsze ciała zderzające się z Ziemią częściej niż wymienione powodują zauważalne szkody. Przykładem jest czterometrowa asteroida, która spadła w Sikhote-Alin na północny wschód od Władywostoku 12 lutego 1947 r. Chociaż asteroida była niewielka, składała się prawie wyłącznie z żelaza i okazała się największym meteorytem żelaznym, jaki kiedykolwiek zaobserwowano na powierzchni Ziemi. Na wysokości 5 kilometrów eksplodował, a błysk był jaśniejszy niż Słońce. Terytorium epicentrum eksplozji (jej rzut na powierzchnię ziemi) było niezamieszkane, ale na obszarze o średnicy 2 kilometrów las został uszkodzony i powstało ponad sto kraterów o średnicy do 26 metrów . Gdyby taki obiekt spadł na duże miasto, zginęłyby setki, a nawet tysiące ludzi.

Jednocześnie jest całkiem oczywiste, że prawdopodobieństwo śmierci konkretnej osoby w wyniku upadku asteroidy jest bardzo niskie. Nie wyklucza to możliwości, że miną setki lat bez znaczących ofiar, a wtedy upadek dużej asteroidy doprowadzi do śmierci milionów ludzi. W tabeli Tabela 1 pokazuje prawdopodobieństwo upadku asteroidy, skorelowane ze współczynnikiem śmiertelności z innych zdarzeń.

Nie wiadomo, kiedy nastąpi kolejne uderzenie asteroidy, porównywalne lub poważniejsze w skutkach do zdarzenia w Czelabińsku. Może upaść za 20 lat lub za kilka stuleci, ale może upaść jutro. Otrzymanie wczesnego ostrzeżenia o zdarzeniu takim jak Czelabińsk jest nie tylko pożądane – konieczne jest skuteczne odparcie potencjalnie niebezpiecznych obiektów większych niż, powiedzmy, 50 metrów. Jeśli chodzi o zderzenia mniejszych asteroid z Ziemią, zdarzenia te zdarzają się częściej niż nam się wydaje: mniej więcej raz na dwa tygodnie. Ilustruje to poniższa mapa uderzeń asteroid o długości jednego lub więcej metra na przestrzeni ostatnich dwudziestu lat, przygotowana przez NASA.

.

Metody odchylania potencjalnie niebezpiecznych obiektów bliskich Ziemi

Odkrycie w 2004 roku asteroidy Apophis, prawdopodobieństwo zderzenia z Ziemią w 2036 roku uznano wówczas za dość wysokie, doprowadziło do znacznego wzrostu zainteresowania problemem ochrony asteroidy-komety. Rozpoczęto prace nad wykrywaniem i katalogowaniem niebezpiecznych ciał niebieskich oraz uruchomiono programy badawcze mające na celu rozwiązanie problemu zapobiegania ich zderzeniom z Ziemią. W rezultacie liczba odnalezionych asteroid i komet gwałtownie wzrosła, tak że do tej pory odkryto ich więcej, niż było wiadomo przed rozpoczęciem prac nad programem. Zaproponowano także różne metody odchylania asteroid od trajektorii uderzenia w Ziemię, w tym dość egzotyczne. Na przykład pokrycie powierzchni niebezpiecznych asteroid farbą, która zmieni ich właściwości odblaskowe, co doprowadzi do wymaganego odchylenia trajektorii asteroidy pod wpływem naporu światła słonecznego. Kontynuowano badania nad sposobami zmiany trajektorii niebezpiecznych obiektów poprzez zderzenie ich ze statkiem kosmicznym. Te ostatnie metody wydają się dość obiecujące i nie wymagają stosowania technologii wykraczających poza możliwości współczesnej technologii rakietowej i kosmicznej. Ich skuteczność jest jednak ograniczona masą kierowanego statku kosmicznego. W przypadku najpotężniejszego rosyjskiego lotniskowca Proton-M nie może on przekroczyć 5–6 ton.

Oszacujmy zmianę prędkości na przykład Apophisa, którego masa wynosi około 40 milionów ton: zderzenie z nim statku kosmicznego o masie 5 ton przy prędkości względnej 10 km/s da 1,25 milimetra na sekundę. Jeśli uderzenie nastąpi na długo przed spodziewaną kolizją, możliwe jest utworzenie wymaganego odchylenia, ale ten „długi czas” zajmie wiele dziesięcioleci. Obecnie nie da się przewidzieć z akceptowalną dokładnością trajektorii asteroidy, zwłaszcza że istnieje niepewność co do parametrów dynamiki uderzenia, a co za tym idzie, oceny oczekiwanej zmiany wektora prędkości asteroidy. Aby więc odeprzeć niebezpieczną asteroidę przed zderzeniem z Ziemią, należy znaleźć możliwość skierowania w nią masywniejszego pocisku. W związku z tym możemy zaproponować kolejną asteroidę o masie znacznie większej niż masa statku kosmicznego, powiedzmy 1500 ton. Aby jednak kontrolować ruch takiej asteroidy, potrzeba będzie zbyt dużo paliwa, aby wprowadzić pomysł w życie. Dlatego dla wymaganej zmiany trajektorii pocisku asteroidy zaproponowano zastosowanie tzw. manewru grawitacyjnego, który sam w sobie nie wymaga zużycia paliwa.

Przez manewr grawitacyjny rozumiemy przelot obiektu kosmicznego (w naszym przypadku pocisku asteroidy) dość masywnego ciała - Ziemi, Wenus, innych planet Układu Słonecznego, a także ich satelitów. Znaczenie manewru polega na doborze takich parametrów trajektorii względem lecącego ciała (wysokość, położenie początkowe i wektor prędkości), które pozwolą, dzięki oddziaływaniu grawitacyjnemu, na zmianę orbity obiektu (w naszym przypadku , asteroida) wokół Słońca, tak aby znalazła się na trajektorii zderzenia. Innymi słowy, zamiast nadawać sterowanemu obiektowi impuls prędkości za pomocą silnika rakietowego, impuls ten odbieramy dzięki grawitacji planety, czyli, jak to się nazywa, efektowi procy. Co więcej, wielkość impulsu może być znaczna - 5 km/s lub więcej. Aby go stworzyć za pomocą standardowego silnika rakietowego, trzeba wydać ilość paliwa stanowiącą 3,5-krotność masy urządzenia. Natomiast w przypadku metody manewru grawitacyjnego paliwo potrzebne jest jedynie do wprowadzenia pojazdu na obliczoną trajektorię manewru, co zmniejsza jego zużycie o dwa rzędy wielkości. Należy zauważyć, że ta metoda zmiany orbit statku kosmicznego nie jest nowa: została zaproponowana na początku lat trzydziestych ubiegłego wieku przez pioniera radzieckiej rakiety F.A. Sandacz. Obecnie technika ta jest szeroko stosowana w praktyce lotów kosmicznych. Wystarczy raz jeszcze wspomnieć chociażby europejską sondę kosmiczną Rosetta: w trakcie realizacji misji na przestrzeni dziesięciu lat wykonała trzy manewry grawitacyjne w pobliżu Ziemi i jeden w pobliżu Marsa. Można przypomnieć sobie radzieckie statki kosmiczne Vega-1 i Vega-2, które po raz pierwszy przeleciały wokół komety Halleya - w drodze do niej wykonywały manewry grawitacyjne, wykorzystując pole grawitacyjne Wenus. Aby dotrzeć do Plutona w 2015 roku, należąca do NASA sonda New Horizons wykonała manewr w polu Jowisza. Lista misji wykorzystujących wspomaganie grawitacyjne nie jest wyczerpująca na tych przykładach.

Zastosowanie manewru grawitacyjnego do naprowadzania stosunkowo małych asteroid bliskich Ziemi na niebezpieczne ciała niebieskie w celu odchylenia ich od trajektorii zderzenia z Ziemią zaproponowali pracownicy Instytutu Badań Kosmicznych Rosyjskiej Akademii Nauk na międzynarodowej konferencji pt. problematyki zagrożenia asteroidami, zorganizowanej na Malcie w 2009 r. W następnym roku ukazała się publikacja w czasopiśmie przedstawiająca tę koncepcję i jej uzasadnienie.

Aby potwierdzić wykonalność koncepcji, jako przykład niebezpiecznego obiektu niebieskiego wybrano asteroidę Apophis.

Początkowo przyjęli warunek, że zagrożenie asteroidą zostało ustalone na około dziesięć lat przed spodziewanym zderzeniem z Ziemią. W związku z tym opracowano scenariusz, w którym asteroida zbacza z trajektorii, która przez nią przechodzi. Przede wszystkim z listy planetoid bliskich Ziemi, których orbity są znane, wybrano jedną, która zostanie przeniesiona w pobliże Ziemi na orbitę odpowiednią do wykonania manewru grawitacyjnego, zapewniającego, że asteroida uderzy w Apophis nie później niż 2035. Jako kryterium wyboru przyjęliśmy wielkość impulsu prędkości, jaki należy nadać asteroidzie, aby skierowała ją na taką trajektorię. Za maksymalny dopuszczalny impuls przyjęto 20 m/s. Następnie przeprowadzono analizę numeryczną możliwych operacji skierowania asteroidy na Apophis, zgodnie z poniższym scenariuszem lotu.

Po wystrzeleniu jednostki głównej rakiety nośnej Proton-M na niską orbitę okołoziemską za pomocą górnego stopnia Briz-M, statek kosmiczny zostaje przeniesiony na tor lotu do asteroidy rakietowej, a następnie ląduje na jej powierzchni. Urządzenie jest zamocowane na powierzchni i porusza się wraz z asteroidą do punktu, w którym włącza silnik, przekazując asteroidzie impuls, który przenosi ją na obliczoną trajektorię manewru grawitacyjnego – orbitującego wokół Ziemi. Podczas ruchu dokonywane są niezbędne pomiary w celu określenia parametrów ruchu zarówno asteroidy docelowej, jak i asteroidy wystrzeliwującej. Na podstawie wyników pomiarów obliczana jest trajektoria pocisku i dokonywana jest jej korekta. Za pomocą układu napędowego urządzenia asteroida otrzymuje impulsy prędkości, które korygują błędy w parametrach trajektorii ruchu w stronę celu. Te same operacje są wykonywane na torze lotu pojazdu do planetoidy-pocisku. Kluczowym parametrem przy opracowywaniu i optymalizacji scenariusza jest impuls prędkości, jaki należy nadać wystrzeliwującej asteroidzie. Dla kandydatów do tej roli ustalane są daty komunikatu impulsowego, przylotu asteroidy na Ziemię i zderzenia z niebezpiecznym obiektem. Parametry te dobiera się w taki sposób, aby wielkość impulsu przekazanego rakietowej asteroidzie była minimalna. W trakcie badań jako kandydatów przeanalizowano całą listę planetoid, których parametry orbitalne są obecnie znane – było ich około 11 000.

W wyniku obliczeń odkryto pięć planetoid, których charakterystykę, w tym rozmiary, podano w tabeli. 2. Uderzyły w nią asteroidy, których wymiary znacznie przekraczają wartości odpowiadające maksymalnej dopuszczalnej masie: 1500–2000 ton. W związku z tym należy poczynić dwie uwagi. Po pierwsze: w analizie wykorzystano niepełną listę planetoid bliskich Ziemi (11 000), podczas gdy według współczesnych szacunków jest ich co najmniej 100 000. Po drugie: realna możliwość wykorzystania nie całej asteroidy jako pocisku, ale na przykład na jej powierzchni znajdują się głazy, których masa mieści się w wyznaczonych granicach (przypomnieć można asteroidę Itokawa). Należy zauważyć, że właśnie takie podejście ocenia się jako realistyczne w amerykańskim projekcie wyniesienia małej asteroidy na orbitę Księżyca. Ze stołu 2 widać, że najmniejszy impuls prędkości – zaledwie 2,38 m/s – jest wymagany, jeśli asteroida 2006 XV4 zostanie użyta jako pocisk. To prawda, że ​​​​sam jest za duży i przekracza szacunkowy limit 1500 ton. Jeśli jednak użyjesz jego fragmentu lub głazu na powierzchni o takiej masie (jeśli istnieje), wówczas wskazany impuls wytworzy standardowy silnik rakietowy o prędkości wylotu gazu 3200 m/s, zużywając 1,2 tony paliwa. Jak wykazały obliczenia, na powierzchni tej asteroidy może wylądować urządzenie o łącznej masie ponad 4,5 tony, więc dostarczanie paliwa nie sprawi problemów. A zastosowanie elektrycznego silnika rakietowego zmniejszy zużycie paliwa (a dokładniej płynu roboczego) do 110 kilogramów.

Należy jednak wziąć pod uwagę, że podane w tabeli dane dotyczące wymaganych impulsów prędkości odnoszą się do przypadku idealnego, gdy wymagana zmiana wektora prędkości jest realizowana absolutnie dokładnie. W rzeczywistości tak nie jest i, jak już wspomniano, konieczne jest posiadanie zapasu płynu roboczego do korekcji orbity. Przy dotychczas osiąganych dokładnościach korekcja może wymagać łącznie do 30 m/s, co przekracza nominalne wartości zmiany prędkości, aby rozwiązać problem przechwycenia niebezpiecznego obiektu.

W naszym przypadku, gdy kontrolowany obiekt ma masę o trzy rzędy wielkości większą, potrzebne jest inne rozwiązanie. Istnieje - to zastosowanie elektrycznego silnika rakietowego, który pozwala dziesięciokrotnie zmniejszyć zużycie płynu roboczego przy tym samym impulsie korekcyjnym. Dodatkowo, w celu zwiększenia dokładności naprowadzania, proponuje się zastosowanie systemu nawigacji składającego się z małego urządzenia wyposażonego w nadajnik-odbiornik, który jest umieszczany wcześniej na powierzchni niebezpiecznej asteroidy oraz dwóch subsatelitów towarzyszących urządzeniu głównemu. Transceivery służą do pomiaru odległości między urządzeniami i ich względnych prędkości. System taki pozwala zapewnić trafienie pocisku asteroidy w cel z odchyleniem do 50 metrów, pod warunkiem, że w ostatniej fazie zbliżania się do celu zostanie zastosowany mały silnik chemiczny o ciągu kilkudziesięciu kilogramów, wytwarzający Impuls prędkości w zakresie 2 m/s.

Wśród pytań, jakie pojawiają się przy omawianiu możliwości wykorzystania koncepcji wykorzystania małych asteroid do odbijania niebezpiecznych obiektów, najważniejszym pytaniem jest ryzyko zderzenia asteroidy z Ziemią, przeniesionej na trajektorię manewru grawitacyjnego wokół niej. W tabeli 2 pokazuje odległości asteroid od środka Ziemi w perygeum podczas wykonywania manewru grawitacyjnego. Dla czterech przekraczają 15 000 kilometrów, a dla asteroidy 1994 GV wynosi 7427,54 km (średni promień Ziemi wynosi 6371 km). Odległości wyglądają na bezpieczne, jednak nadal nie można zagwarantować braku zagrożenia, jeśli wielkość asteroidy będzie taka, aby mogła dotrzeć do powierzchni Ziemi bez spalenia się w atmosferze. Za maksymalny dopuszczalny rozmiar uważa się średnicę 8–10 metrów, pod warunkiem, że asteroida nie jest żelazna. Radykalnym sposobem rozwiązania problemu jest wykorzystanie Marsa lub Wenus do manewru.

Przechwytywanie asteroid do celów badawczych

Podstawową ideą projektu Asteroid Redirect Mission (ARM) jest przeniesienie asteroidy na inną orbitę, dogodniejszą do prowadzenia badań z bezpośrednim udziałem człowieka. W związku z tym zaproponowano orbitę zbliżoną do księżycowej. Jako inną opcję zmiany orbity asteroidy IKI RAS rozważył metody kontrolowania ruchu asteroid za pomocą manewrów grawitacyjnych w pobliżu Ziemi, podobnych do tych, które opracowano w celu kierowania małych asteroid w stronę niebezpiecznych obiektów bliskich Ziemi.

Celem takich manewrów jest przeniesienie asteroid na orbity, które rezonują z ruchem orbitalnym Ziemi, w szczególności przy stosunku okresów asteroidy i Ziemi wynoszącym 1:1. Wśród planetoid bliskich Ziemi jest trzynaście, które można przenieść na orbity rezonansowe w określonym stosunku i przy dolnej dopuszczalnej granicy promienia perygeum - 6700 kilometrów. Aby to zrobić, wystarczy, że którykolwiek z nich zapewni impuls prędkości nieprzekraczający 20 m/s. Ich listę przedstawiono w tabeli. 3, na którym pokazano wielkość impulsów prędkości, które przenoszą planetoidę na trajektorię manewru grawitacyjnego w pobliżu Ziemi, w wyniku czego okres jej obiegu zrównuje się z okresem orbity Ziemi, czyli jednego roku. Podano tam także maksymalne i minimalne prędkości asteroidy w jej ruchu heliocentrycznym osiągalne w wyniku tego manewru. Warto zauważyć, że maksymalne prędkości mogą być bardzo wysokie, co pozwala na wykonanie manewru wyrzucenia asteroidy dość daleko od Słońca. Na przykład asteroida 2012 VE77 będzie mogła zostać wysłana na orbitę z aphelium w odległości orbity Saturna, a reszta - poza orbitą Marsa.

Zaletą asteroid rezonansowych jest to, że co roku powracają w pobliże Ziemi. Dzięki temu przynajmniej raz w roku możliwe jest wysłanie statku kosmicznego w celu wylądowania na asteroidzie i dostarczenia próbek gleby na Ziemię, a powrót pojazdu schodzącego na Ziemię prawie nie wymaga paliwa. Pod tym względem asteroida na orbicie rezonansowej ma przewagę nad asteroidą na orbicie podobnej do Księżyca, jak zaplanowano w projekcie Keck, ponieważ powrót wymaga zauważalnego zużycia paliwa. W przypadku misji bezzałogowych może to mieć decydujące znaczenie, jednak w przypadku lotów załogowych, gdy w sytuacji awaryjnej konieczne jest zapewnienie jak najszybszego powrotu urządzenia na Ziemię (w ciągu tygodnia lub nawet krócej), przewaga może być po stronie Projekt ARM.

Z kolei coroczny powrót planetoid rezonansowych na Ziemię umożliwia okresowe przeprowadzanie manewrów grawitacyjnych, każdorazowo zmieniając ich orbitę w celu optymalizacji warunków badań. Jednocześnie orbita musi pozostać rezonansowa, co można łatwo osiągnąć wykonując wielokrotne manewry grawitacyjne. Dzięki takiemu podejściu możliwe jest przeniesienie asteroidy na orbitę identyczną z orbitą Ziemi, ale lekko nachyloną do jej płaszczyzny (w stronę ekliptyki). Następnie asteroida będzie zbliżać się do Ziemi dwa razy w roku. Do rodziny orbit powstałych w wyniku sekwencji manewrów grawitacyjnych zalicza się orbitę, której płaszczyzna leży w ekliptyce, ale ma bardzo duży mimośród i podobnie jak asteroida 2012 VE77 dociera do orbity Marsa.

Jeśli dalej będziemy rozwijać technologię manewrów grawitacyjnych wokół planet, w tym konstruowania orbit rezonansowych, wówczas pojawia się pomysł wykorzystania Księżyca. Faktem jest, że manewr grawitacyjny w pobliżu planety w czystej postaci nie pozwala na uchwycenie obiektu na orbicie satelity, ponieważ kiedy leci on wokół planety, energia jego względnego ruchu nie zmienia się. Jeśli jednocześnie okrąży naturalnego satelitę planety (Księżyc), wówczas jego energia może zostać zmniejszona. Problem w tym, że spadek musi być wystarczający, aby przenieść się na orbitę satelity, czyli prędkość początkowa względem planety musi być niewielka. Jeżeli ten wymóg nie zostanie spełniony, obiekt na zawsze opuści okolice Ziemi. Ale jeśli tak dobierzesz geometrię łączonego manewru, że w rezultacie asteroida pozostanie na orbicie rezonansowej, wówczas manewr można powtórzyć za rok. W ten sposób możliwe jest wciągnięcie asteroidy na orbitę ziemskiego satelity za pomocą manewrów grawitacyjnych w pobliżu Ziemi, przy jednoczesnym zachowaniu warunku rezonansu i skoordynowanym przelotie obok Księżyca.

Jest oczywiste, że pojedyncze przykłady potwierdzające możliwość realizacji koncepcji sterowania ruchem asteroid za pomocą manewrów grawitacyjnych nie gwarantują rozwiązania problemu zagrożenia asteroidą-kometą dla jakiegokolwiek ciała niebieskiego grożącego kolizją z Ziemią. Może się zdarzyć, że w konkretnym przypadku nie będzie odpowiedniej asteroidy, którą można w nią wycelować. Jednak, jak pokazują najnowsze wyniki obliczeń, przeprowadzonych z uwzględnieniem „najnowszych” skatalogowanych asteroid, przy maksymalnym dopuszczalnym impulsie prędkości niezbędnym do przesunięcia asteroidy w pobliże planety wynoszącym 40 m/s, liczba odpowiednich asteroid wynosi odpowiednio 29, 193 i 72 dla Wenus, Ziemi i Marsa. Znajdują się one na liście ciał niebieskich, których ruchem można sterować za pomocą nowoczesnej technologii rakietowej i kosmicznej. Lista szybko rośnie – dziennie odkrywanych jest średnio od dwóch do pięciu asteroid. Tym samym w okresie od 1 do 21 listopada 2014 roku odkryto 58 planetoid bliskich Ziemi. Do tej pory nie mogliśmy wpływać na ruch naturalnych ciał niebieskich, ale kiedy stanie się to możliwe, nadejdzie nowy etap w rozwoju cywilizacji.

Glosariusz do artykułu

Prawo Bodego(Reguła Titiusa-Bodego, ustanowiona w 1766 r. przez niemieckiego matematyka Johanna Titiusa i przeformułowana w 1772 r. przez niemieckiego astronoma Johanna Bode) opisuje odległości pomiędzy orbitami planet Układu Słonecznego i Słońca, a także pomiędzy planetami i orbity swoich naturalnych satelitów. Jedno z jej matematycznych sformułowań: R i = (D i + 4)/10, gdzie D i = 0, 3, 6, 12 ... n, 2n i R i to średni promień orbity planety w jednostkach astronomicznych (a. e.).

To empiryczne prawo obowiązuje dla większości planet z dokładnością do 3%, ale wydaje się, że nie ma ono fizycznego znaczenia. Istnieje jednak założenie, że na etapie formowania się Układu Słonecznego, w wyniku zaburzeń grawitacyjnych, powstała regularna struktura pierścieniowa regionów, w których orbity protoplanet okazały się stabilne. Późniejsze badania Układu Słonecznego wykazały, że prawo Bodego, ogólnie rzecz biorąc, nie zawsze jest spełnione: na przykład orbity Neptuna i Plutona są znacznie bliżej Słońca, niż przewiduje (patrz tabela).

(Punkty L, czyli punkty libracyjne, od łac. Libracja- wahadłowe) - punkty w układzie dwóch masywnych ciał, na przykład Słońca i planety lub planety i jej naturalnego satelity. Ciało o znacznie mniejszej masie - asteroida lub laboratorium kosmiczne - pozostanie w którymkolwiek z punktów Lagrange'a, wykonując drgania o małej amplitudzie, pod warunkiem, że będą na nie działać wyłącznie siły grawitacyjne.

Punkty Lagrange'a leżą na płaszczyźnie orbit obu ciał i są oznaczone indeksami od 1 do 5. Pierwsze trzy - współliniowe - leżą na linii prostej łączącej środki masywnych ciał. Punkt L 1 znajduje się pomiędzy ciałami masywnymi, L 2 - za mniej masywnymi, L 3 - za bardziej masywnymi. Pozycja asteroidy w tych punktach jest najmniej stabilna. Punkty L 4 i L 5 - trójkątne lub Trojan - znajdują się na orbicie po obu stronach linii łączącej ciała o dużej masie, pod kątem 60 ° od linii łączącej je (na przykład Słońce i Ziemia).

Punkt L 1 układu Ziemia-Księżyc to dogodne miejsce na lokalizację załogowej stacji orbitalnej, umożliwiającej astronautom dotarcie do Księżyca przy minimalnym zużyciu paliwa, lub obserwatorium do obserwacji Słońca, które w tym miejscu nigdy nie jest przesłonięte przez żadną Ziemię lub Księżyc.

Punkt L 2 układu Słońce-Ziemia jest dogodny do budowy obserwatoriów kosmicznych i teleskopów. Obiekt w tym punkcie zachowuje swoją orientację względem Ziemi i Słońca przez czas nieokreślony. Mieści się już w nim amerykańskie laboratoria Planck, Herschel, WMAP, Gaia itp.

W punkcie L 3, po drugiej stronie Słońca, pisarze science fiction wielokrotnie umieszczali pewną planetę - Przeciw-Ziemię, która albo przybyła z daleka, albo powstała jednocześnie z Ziemią. Współczesne obserwacje tego nie wykazały.

Ekscentryczność(ryc. 1) - liczba charakteryzująca kształt krzywej drugiego rzędu (elipsa, parabola i hiperbola). Matematycznie jest ona równa stosunkowi odległości dowolnego punktu na krzywej od jej ogniska do odległości tego punktu od prostej, zwanej kierownicą. Elipsy – orbity asteroid i większości innych ciał niebieskich – mają dwie kierownice. Ich równania to: x = ±(a/e), gdzie a jest półoś wielką elipsy; e - mimośród - wartość stała dla dowolnej krzywej. Mimośród elipsy jest mniejszy niż 1 (dla paraboli e = 1, dla hiperboli e > 1); gdy e > 0, kształt elipsy zbliża się do okręgu, gdy e > 1, elipsa staje się coraz bardziej wydłużana i ściskana, w granicy degenerując się do odcinka - własnej głównej osi 2a. Inną, prostszą i bardziej wizualną definicją mimośrodu elipsy jest stosunek różnicy jej maksymalnej i minimalnej odległości od ogniska do ich sumy, czyli długości głównej osi elipsy. W przypadku orbit okołosłonecznych jest to stosunek różnicy odległości ciała niebieskiego od Słońca w aphelium i peryhelium do ich sumy (głównej osi orbity).

słoneczny wiatr- stały przepływ plazmy z korony słonecznej, czyli naładowanych cząstek (protonów, elektronów, jąder helu, jonów tlenu, krzemu, żelaza, siarki) w kierunkach promieniowych od Słońca. Zajmuje kulistą objętość o promieniu co najmniej 100 AU. Oznacza to, że granicę objętości wyznacza równość ciśnienia dynamicznego wiatru słonecznego i ciśnienia gazu międzygwiazdowego, pola magnetycznego Galaktyki i galaktycznych promieni kosmicznych.

Ekliptyka(z greckiego ekleipsis- zaćmienie) to duży okrąg sfery niebieskiej, wzdłuż którego następuje widoczny roczny ruch Słońca. W rzeczywistości, ponieważ Ziemia porusza się wokół Słońca, ekliptyka to przekrój sfery niebieskiej przez płaszczyznę orbity Ziemi. Linia ekliptyki przebiega przez 12 konstelacji Zodiaku. Jego grecka nazwa wzięła się od tego, co było znane od czasów starożytnych: zaćmienia Słońca i Księżyca mają miejsce, gdy Księżyc znajduje się w pobliżu punktu przecięcia swojej orbity z ekliptyką.

Asteroida to stosunkowo małe, skaliste ciało kosmiczne podobne do planety w Układzie Słonecznym. Wiele asteroid krąży wokół Słońca, a największa ich gromada znajduje się pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza i nazywa się pasem asteroid. Znajduje się tu także największa znana asteroida, Ceres. Jego wymiary to 970x940 km, czyli kształt niemal okrągły. Ale są też takie, których rozmiary są porównywalne z cząsteczkami pyłu. Asteroidy, podobnie jak komety, są pozostałością substancji, z której miliardy lat temu powstał nasz Układ Słoneczny.

Naukowcy sugerują, że w naszej galaktyce można znaleźć ponad pół miliona planetoid o średnicy większej niż 1,5 kilometra. Niedawne badania wykazały, że meteoryty i asteroidy mają podobny skład, zatem asteroidy mogą być ciałami, z których powstają meteoryty.

Eksploracja asteroid

Badania asteroid sięgają 1781 roku, kiedy William Herschel odkrył światu planetę Uran. Pod koniec XVIII wieku F. Xaver zebrał grupę znanych astronomów, którzy poszukiwali planety. Według obliczeń Xavera powinna znajdować się pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza. Początkowo poszukiwania nie przyniosły żadnych rezultatów, ale w 1801 roku odkryto pierwszą asteroidę – Ceres. Ale jego odkrywcą był włoski astronom Piazzi, który nawet nie należał do grupy Xavera. W ciągu następnych kilku lat odkryto jeszcze trzy asteroidy: Pallas, Westa i Juno, po czym poszukiwania przerwano. Zaledwie 30 lat później Karl Louis Henke, który zainteresował się badaniem gwiaździstego nieba, wznowił poszukiwania. Od tego okresu astronomowie odkrywają co najmniej jedną asteroidę rocznie.

Charakterystyka asteroid

Asteroidy klasyfikuje się według widma odbitego światła słonecznego: 75% z nich to bardzo ciemne asteroidy węglowe klasy C, 15% to szarawo-krzemionkowe asteroidy klasy S, a pozostałe 10% to planetoidy metaliczne klasy M i kilka innych rzadkich gatunków.

O nieregularnym kształcie planetoid świadczy także fakt, że ich jasność dość szybko maleje wraz ze wzrostem kąta fazowego. Ze względu na ich dużą odległość od Ziemi i niewielkie rozmiary, dość problematyczne jest uzyskanie dokładniejszych danych o asteroidach. Siła grawitacji działająca na asteroidy jest tak mała, że ​​nie jest w stanie nadać im charakterystycznego kulistego kształtu. wszystkie planety. Dzięki tej grawitacji rozbite asteroidy mogą istnieć jako oddzielne bloki, które są trzymane blisko siebie bez dotykania. Dlatego tylko duże asteroidy, które uniknęły zderzeń z ciałami średniej wielkości, mogą zachować kulisty kształt nabyty podczas formowania się planet.