Помощь по Теле2, тарифы, вопросы

Форма и поверхность астероида Ида.
Север находится сверху.
Анимацию выполнил Тайфун Онер.
(Copyrighted © 1997 by A. Tayfun Oner).

1. Общие представления

Астероиды - это твердые каменистые тела, которые подобно планетам движутся по околосолнечным эллиптическим орбитам. Но размеры этих тел намного меньше, чем у обычных планет, поэтому их еще называют малыми планетами. Диаметры астероидов находятся в пределах от нескольких десятков метров (условно) до 1000 км (размер наибольшего астероида Цереры). Термин "астероид" (или "звездоподобный") был введен известным астрономом XVIII века Уильямом Гершелем для характеристики вида этих объектов при наблюдениях в телескоп. Даже с помощью самых крупных наземных телескопов невозможно различить видимые диски у наибольших астероидов. Они наблюдаются как точечные источники света, хотя, как и другие планеты, в видимом диапазоне сами ничего не излучают, а лишь отражают падающий солнечный свет. Диаметры некоторых астероидов были измерены с помощью метода "покрытия звезд", в те удачные моменты, когда они оказывались на одном луче зрения с достаточно яркими звездами. В большинстве же случаев их размеры оцениваются с помощью специальных астрофизических измерений и расчетов. Основная масса известных на сегодняшний день астероидов движется между орбитами Марса и Юпитера на расстояниях от Солнца 2,2-3,2 астрономических единиц (далее - а. е.). Всего на сегодняшний день открыто примерно 20000 астероидов, из которых около 10000 зарегистрированы, то есть им присвоены номера или даже имена собственные, а орбиты рассчитаны с большой точностью. Имена собственные астероидам, обычно присваивают их первооткрыватели, но в соответствии с установленными международными правилами. Вначале, когда малых планет было известно еще немного, их имена брали, как и для других планет, из древнегреческой мифологии. Кольцевая область пространства, которую занимают эти тела, называется главным поясом астероидов. При средней линейной орбитальной скорости около 20 км/с астероиды главного пояса затрачивают на один оборот вокруг Солнца от 3 до 9 земных лет в зависимости от удаленности от него. Наклоны плоскостей их орбит по отношению к плоскости эклиптики иногда достигают 70° , но в основном находятся в диапазоне 5-10° . На этом основании все известные астероиды главного пояса делят примерно поровну на плоскую (с наклонами орбит до 8°) и сферическую подсистемы.

При телескопических наблюдениях астероидов было обнаружено, что яркость абсолютного большинства их меняется за короткое время (от нескольких часов до нескольких дней). Астрономы уже давно предполагали, что эти изменения блеска астероидов связаны с их вращением и определяются, в первую очередь, их неправильной формой. Первые же снимки астероидов, полученные с помощью космических аппаратов, это подтвердили и еще показали, что поверхности этих тел изрыты кратерами или воронками разных размеров. На рисунках 1-3 показаны первые космические изображения астероидов, полученные с помощью разных космических аппаратов. Очевидно, что такие формы и поверхности малых планет образовались при их многочисленных столкновениях с другими твердыми небесными телами. В общем случае, когда форма наблюдаемого с Земли астероида неизвестна (поскольку он виден как точечный объект), то ее стараются аппроксимировать с помощью трехосного эллипсоида.

В таблице 1 приведена основная информация о самых крупных или просто интересных астероидах.

Пояснения к таблице.

1 Церера - самый большой астероид, который был обнаружен первым. Он был открыт итальянским астрономом Джузеппе Пиацци 1 января 1801 г. и назван в честь римской богини плодородия.

2 Паллада - второй по величине астероид, обнаруженный также вторым. Это было сделано немецким астрономом Генрихом Ольберсом 28 марта 1802 г.

3 Юнона - открыт К. Гардингом в 1804 г.

4 Веста - третий по величине астероид, открытый также Г. Ольберсом в 1807 г. У этого тела имеются наблюдательные признаки наличия базальтовой коры, покрывающей оливиновую мантию, что может быть следствием плавления и дифференциации его вещества. Изображение видимого диска этого астероида было впервые получено в 1995 г. с помощью американского Космического телескопа им. Хаббла, работающего на околоземной орбите.

8 Флора - самый крупный астероид большого семейства астероидов, названного тем же именем, насчитывающего несколько сотен членов, которое впервые было охарактеризовано японским астрономом К. Хираямой. Астероиды этого семейства имеют очень близкие орбиты, что, вероятно, подтверждает их совместное происхождение от общего родительского тела, разрушенного при столкновении с каким-то другим телом.

243 Ида - астероид главного пояса, изображения которого получены с помощью космического аппарата "Галилео" 28 августа 1993 г. Эти изображения позволили обнаружить маленький спутник Иды, названный впоследствии Дактилем. (См. рисунки 2 и 3).

253 Матильда - астероид, изображения которого получены с помощью космического аппарата "НИАР" в июне 1997 г. (См. рис. 4).

433 Эрос - сближающийся с Землей астероид, изображения которого были получены с помощью космического аппарата "НИАР" в феврале 1999 г.

951 Гаспра - астероид главного пояса, изображения которого впервые были получены с помощью межпланетного аппарата "Галилео" 29 октября 1991 г. (См. рис. 1).

1566 Икарус - сближающийся с Землей и пересекающий ее орбиту астероид, имеющий очень большой эксцентриситет орбиты (0,8268).

1620 Географ - сближающийся с Землей астероид, являющийся либо двойным объектом, либо имеющий очень нерегулярную форму. Это следует из зависимости его блеска от фазы вращения вокруг собственной оси, а также из его радиолокационных изображений.

1862 Аполлон - самый большой астероид одноименного семейства тел, сближающихся с Землей и пересекающих ее орбиту. Эксцентриситет орбиты Аполлона достаточно велик - 0,56.

2060 Хирон - астероид-комета, проявляющий периодически кометную активность (регулярные увеличения яркости вблизи перигелия орбиты, то есть на минимальном расстоянии от Солнца, что можно объяснить испарением входящих в состав астероида летучих соединений), движущийся по эксцентричной траектории (эксцентриситет 0,3801) между орбитами Сатурна и Урана.

4179 Тоутатис - двойной астероид, компоненты которого, находятся, вероятно, в контакте и имеют размеры примерно 2,5 км и 1,5 км. Изображения этого астероида были получены с помощью радиолокаторов, расположенных в Аресибо и Голдстоуне. Из всех известных на сегодняшний день астероидов, сближающихся с Землей в XXI столетии, Тоутатис должен быть на ближайшем расстоянии (около 1,5 млн. км, 29 сентября 2004 г.).

4769 Касталия - двойной астероид с примерно одинаковыми (по 0,75 км в диаметре) компонентами, находящимися в контакте. Его радио-изображение было получено с помощью радиолокатора в Аресибо.

Изображение астероида 951 Гаспра

Рис. 1. Изображение астероида 951 Гаспра, полученное с помощью космического аппарата "Галилео", в псевдоцветах, то есть как комбинация изображений через фиолетовый, зеленый и красный светофильтры. Результирующие цвета специально усилены для того, чтобы подчеркнуть слабые различия в поверхностных деталях. Голубоватый оттенок имеют области обнажения горных пород, в то время как красноватый цвет имеют области, покрытые реголитом (раздробленным материалом). Пространственное разрешение в каждой точке снимка составляет 163 м. Гаспра имеет неправильную форму и примерные размеры вдоль 3-х осей 19 х 12 х 11 км. Солнце освещает астероид справа.
Снимок NASA GAL-09.

Изображение астероида 243 Иды

Рис. 2 Изображение астероида 243 Иды и ее маленького спутника Дактиля в псевдоцветах, полученное с помощью космического аппарата "Галилео". Исходные изображения, использованные для получения представленного на рисунке снимка, были получены примерно с расстояния 10500 км. Цветовые различия могут указывать на вариации в составе поверхностного вещества. Ярко-голубые участки, возможно, покрыты веществом, состоящим из железосодержащих минералов. Размер Иды вдлину составляет 58 км, а ее ось вращения ориентирована вертикально с небольшим наклоном вправо.
Снимок NASA GAL-11.

Рис. 3. Изображение Дактиля, маленького спутника 243 Иды. Пока неизвестно, является ли он куском Иды, отколотым от нее при каком-то столкновении, или посторонним объектом, захваченным ее гравитационным полем и движущимся по круговой орбите. Это снимок был получен 28 августа 1993 г. через нейтральный светофильтр с расстояния примерно 4000 км, за 4 минуты до наиболее тесного сближения с астероидом. Размеры Дактиля составляют примерно 1,2 х 1,4 х 1,6 км. Снимок NASA GAL-04

Астероид 253 Матильда

Рис. 4. Астероид 253 Матильда. Снимок NASA, космический аппарат NEAR

2. Как мог возникнуть главный пояс астероидов?

Орбиты тел, сосредоточенных в главном поясе, являются устойчивыми и имеют близкую к круговой или слабо эксцентричную форму. Здесь они движутся в "безопасной" зоне, где минимально гравитационное влияние на них больших планет, и в первую очередь, Юпитера. Имеющиеся на сегодняшний день научные факты показывают, что именно Юпитер сыграл главную роль в том, что на месте главного пояса астероидов в период зарождения Солнечной системы не смогла возникнуть еще одна планета. Но даже в начале нашего века многие ученые еще были уверены в том, что между Юпитером и Марсом раньше существовала еще одна большая планета, которая по каким-то причинам разрушилась. Первым высказал такую гипотезу еще Ольберс, сразу после своего открытия Паллады. Он же придумал и название этой гипотетической планете - Фаэтон. Сделаем небольшое отступление и опишем один эпизод из истории Солнечной системы - той истории, которая основывается на современных научных фактах. Это необходимо, в частности, для понимания происхождения астероидов главного пояса. Большой вклад в формирование современной теории происхождения Солнечной системы сделали советские ученые О.Ю. Шмидт и В.С. Сафронов.

Одно из самых крупных тел, образовавшееся на орбите Юпитера (на расстоянии 5 а.е. от Солнца) около 4,5 млрд. лет назад, стало увеличиваться в размерах быстрее других. Находясь на границе конденсации летучих соединений (Н 2 , Н 2 О, NH 3 , CO 2 , СН 4 и др.), которые вытекали из более близкой к Солнцу и более разогретой зоны протопланетного диска, это тело стало центром аккумуляции вещества, состоящего в основном из замерзших газовых конденсатов. При достижении достаточно большой массы, оно стало захватывать своим гравитационным полем ранее сконденсированное вещество, находящееся ближе к Солнцу, в зоне родительских тел астероидов, и таким образом тормозить рост последних. С другой стороны, более мелкие тела, не захваченные прото-Юпитером по каким-либо причинам, но находящиеся в сфере его гравитационного влияния, эффективно разбрасывались в разные стороны. Аналогичным образом, вероятно, происходил выброс тел из зоны формирования Сатурна, хотя и не так интенсивно. Эти тела пронизывали и пояс родительских тел астероидов или планетезималей, возникших ранее между орбитами Марса и Юпитера, "выметая" их из этой зоны или подвергая дроблению. Причем до этого постепенный рост родительских тел астероидов был возможен благодаря их небольшим относительным скоростям (примерно до 0,5 км/с), когда столкновения каких-либо объектов заканчивались их объединением, а не дроблением. Увеличение же потока тел, вбрасываемых в пояс астероидов Юпитером (и Сатурном) в ходе его роста, привело к тому, что относительные скорости родительских тел астероидов значительно возросли (до 3-5 км/с) и стали более хаотическими. В конечном итоге процесс аккумуляции родительских тел астероидов сменился процессом их фрагментации при взаимных столкновениях, а потенциальная возможность формирования достаточно большой планеты на данном расстоянии от Солнца исчезла навсегда.

3. Орбиты астероидов

Возвращаясь к современному состоянию пояса астероидов, следует подчеркнуть, что Юпитер по-прежнему продолжает играть первостепенную роль в эволюции орбит астероидов. Длительное гравитационное влияние (более 4 млрд. лет) этой планеты-гиганта на астероиды главного пояса привело к тому, что имеется целый ряд "запретных" орбит или даже зон на которых малых планет практически нет, а если они туда и попадают, то не могут находиться там продолжительное время. Их называют пробелами или люками Кирквуда - по имени Дэниэла Кирквуда, ученого, впервые их обнаружившего. Такие орбиты являются резонансными, поскольку движущиеся по ним астероиды испытывают сильное гравитационное воздействие со стороны Юпитера. Периоды обращения, соответствующие этим орбитам, находятся в простых отношениях с периодом обращения Юпитера (например, 1:2; 3:7; 2:5; 1:3 и др.). Если какой-либо астероид или его фрагмент в результате столкновения с другим телом попадает на резонансную или близкую к ней орбиту, то большая полуось и эксцентриситет его орбиты достаточно быстро меняются под влиянием юпитерианского гравитационного поля. Все кончается тем, что астероид либо уходит с резонансной орбиты и может даже покинуть главный пояс астероидов, либо оказывается обреченным на новые столкновения с соседними телами. Таким образом соответствующий пробел Кирквуда "очищается" от любых объектов. Однако следует подчеркнуть, что в главном поясе астероидов нет никаких щелей или пустых промежутков, если представить себе мгновенное распределение всех входящих в него тел. Все астероиды, в любой момент времени достаточно равномерно заполняют пояс астероидов, так как, двигаясь по эллиптическим орбитам, большую часть времени проводят в "чужой" зоне. Еще один, "противоположный" пример гравитационного влияния Юпитера: у внешней границы главного пояса астероидов есть два узких дополнительных "колечка", наоборот, составленные из орбит астероидов, периоды обращения которых находятся в пропорциях 2:3 и 1:1 по отношению к периоду обращения Юпитера. Очевидно, что астероиды с периодом обращения, соответствующим отношению 1:1, находятся прямо на орбите Юпитера. Но они движутся на удалении от него, равном радиусу юпитерианской орбиты, с опережением или отставанием. Те астероиды, которые в своем движении опережают Юпитер, называют "греками", а те, что следуют за ним - "троянцами" (так они названы в честь героев Троянской войны). Движение этих малых планет является достаточно устойчивым, так как они находятся в так называемых "точках Лагранжа", где уравниваются действующие на них гравитационные силы. Общее же название этой группы астероидов - "троянцы". В отличие от троянцев, которые могли постепенно накопиться в окрестностях точек Лагранжа в течение длительной столкновительной эволюции разных астероидов, есть семейства астероидов с очень близкими орбитами входящих в них тел, которые образовались, скорее всего, в результате относительно недавних распадов соответствующих им родительских тел. Это, например, семейство астероида Флора, насчитывающее уже около 60 членов, и ряд других. В последнее время ученые пытаются определить общее число таких семейств астероидов для того, чтобы таким образом оценить первоначальное количество их родительских тел.

4. Астероиды, сближающиеся с Землей

Вблизи внутреннего края главного пояса астероидов существуют и другие группы тел, орбиты которых далеко выходят за пределы главного пояса и могут даже пересекаться с орбитами Марса, Земли, Венеры и даже Меркурия. В первую очередь, это группы астероидов Амура, Аполлона и Атона (по названиям крупнейших представителей, входящих в эти группы). Орбиты таких астероидов уже не являются такими стабильными, как у тел главного пояса, а относительно быстро эволюционируют под действием гравитационных полей не только Юпитера, но и планет земной группы. По этой причине такие астероиды могут переходить из одной группы в другую, а само деление астероидов на вышеназванные группы является условным, основанным на данных о современных орбитах астероидов. В частности амурцы движутся по эллиптическим орбитам, перигелийное расстояние (минимальное расстояние до Солнца) которых не превышает 1,3 а.е. Аполлонцы движутся по орбитам с перигелийным расстоянием меньшим 1 а.е. (напомним, что это среднее удаление Земли от Солнца) и проникают внутрь земной орбиты. Если у амурцев и аполлонцев большая полуось орбиты превосходит 1 а.е., то у атонцев она менее или порядка этой величины и эти астероиды, следовательно, движутся в основном внутри земной орбиты. Очевидно, что аполлонцы и атонцы, пересекая орбиту Земли могут создавать угрозу столкновения с ней. Существует даже общее определение этой группы малых планет как "астероиды, сближающиеся с Землей" - это тела, размеры орбит которых не превосходят 1,3 а.е. На сегодняшний день таких объектов обнаружено около 800. Но их общее количество может быть значительно большим - до 1500-2000 с размерами более 1 км и до 135000 с размерами более 100 м. Существующая угроза Земле со стороны астероидов и других космических тел, которые находятся или могут оказаться в земных окрестностях, широко обсуждается в научных и общественных кругах. Более подробно об этом, а также о мерах, предлагаемых для защиты нашей планеты, можно узнать в недавно опубликованной книге под редакцией А.А. Боярчука .

5. О других астероидных поясах

За орбитой Юпитера также существуют астероидоподобные тела. Более того, по последним данным оказалось, что таких тел очень много на периферии Солнечной системы. Впервые предположение об этом было высказано американским астрономом Джерардом Койпером еще в 1951 г. Он сформулировал гипотезу о том, что за орбитой Нептуна, на расстояниях около 30-50 а.е. может быть целый пояс тел, который служит источником короткопериодических комет. И действительно, с начала 90-х годов (с введением в действие самых крупных телескопов с диаметром до 10 м на Гавайских островах) за орбитой Нептуна было обнаружено более сотни астероидоподобных объектов с диаметрами примерно от 100 до 800 км. Совокупность этих тел была названа "поясом Койпера", хотя их пока и недостаточно для "полноценного" пояса. Тем не менее, по некоторым оценкам количество тел в нем может быть не меньше (если не больше), чем в главном поясе астероидов. По параметрам орбит вновь открытые тела разделили на два класса. К первому, так называемому "классу Плутино" отнесли примерно треть всех транснептуновых объектов. Они движутся в резонансе 3:2 с Нептуном по достаточно эллиптичным орбитам (большие полуоси около 39 а.е.; эксцетриситеты 0,11-0,35; наклоны орбит к эклиптике 0-20гр.), похожим на орбиту Плутона, откуда и возникло название этого класса. В настоящее время между учеными даже идут дискуссии о том, считать ли Плутон полноправной планетой или только одним из объектов вышеназванного класса. Однако, скорее всего, статус Плутона не изменится, поскольку его средний диаметр (2390 км) значительно больше, чем диаметры известных транснептуновых объектов, и кроме того, как и у большинства других планет Солнечной системы, у него есть большой спутник (Харон) и атмосфера. Во второй класс вошли так называемые "типичные объекты пояса Койпера", поскольку их большинство (оставшиеся 2/3) из числа известных и движутся они по орбитам, близким к круговым с большими полуосями в диапазоне 40-48 а.е. и различными наклонами (0-40°). Пока что большая удаленность и относительно малые размеры препятствуют обнаружению новых подобных тел с более высокими темпами, хотя для этого используются самые крупные телескопы и самая современная техника. На основе сравнения этих тел с известными астероидами по оптическим характеристикам сейчас полагают, что первые являются самыми примитивными в нашей планетной системе. Имеется ввиду, что их вещество с момента своей конденсации из протопланетной туманности испытало совсем небольшие изменения по сравнению, например, с веществом планет земной группы. Фактически, абсолютное большинство этих тел по своему составу могут быть ядрами комет, о чем речь будет также идти и в разделе "Кометы".

Обнаружен ряд астероидных тел (со временем это число, вероятно, будет увеличиваться) между поясом Койпера и главным поясом астероидов - это "класс Кентавров" - по аналогии с древнегреческими мифологическими кентаврами (получеловеками-полулошадями). Один из их представителей - это астероид Хирон, который было бы более правильным назвать астероидом-кометой, поскольку он периодически проявляет кометную активность в виде возникающей газовой атмосферы (комы) и хвоста. Они образуются из летучих соединений, входящих в состав вещества этого тела, при прохождении им перигелийных участков орбиты. Хирон является одним из наглядных примеров отсутствия резкой границы между астероидами и кометами по составу вещества а, возможно, и по происхождению. Он имеет размер около 200 км, а его орбита перекрывается с орбитами Сатурна и Урана. Другое название объектов этого класса - "пояс Казимирчак-Полонской" - по имени Е.И. Полонской, доказавшей существование астероидных тел между планетами-гигантами.

6. Немного о методах исследований астероидов

Наше понимание природы астероидов сейчас основывается на трех основных источниках информации: наземных телескопических наблюдениях (оптических и радиолокационных), изображениях, полученных со сближающихся с астероидами космических аппаратов, и лабораторного анализа известных земных горных пород и минералов, а также упавших на Землю метеоритов, которые (о чем будет идти речь в разделе "Метеориты") в основном считаются осколками астероидов, ядер комет и поверхностей планет земной группы. Но наибольший объем информации о малых планетах все же мы получаем с помощью наземных телескопических измерений. Поэтому астероиды делятся на так называемые "спектральные типы" или классы в соответствии, в первую очередь, с их наблюдаемыми оптическими характеристиками. В первую очередь это альбедо (доля отражаемого телом света от количества падающего на него солнечного света в единицу времени, если считать направления падающих и отраженных лучей совпадающими) и общая форма спектра отражения тела в видимом и ближнем инфракрасном диапазонах (который получается путем простого деления на каждой длине световой волны спектральной яркости поверхности наблюдаемого тела на спектральную яркость на той же длине волны самого Солнца). Эти оптические характеристики используются для оценки химико-минералогического состава вещества, слагающего астероиды. Иногда принимаются во внимание и дополнительные данные (если они есть), например, о радиолокационной отражательной способности астероида, о скорости его вращения вокруг собственной оси и т. д.

Стремление поделить астероиды на классы объясняется желанием ученых упростить или схематизировать описание огромного количества малых планет, хотя, как показывают более тщательные исследования, это не всегда удается. В последнее время уже возникает необходимость введения подклассов и более мелких делений спектральных типов астероидов для характеристики каких-то общих особенностей их отдельных групп. Прежде чем дать общую характеристику астероидов разных спектральных типов, поясним как можно оценить состав астероидного вещества с помощью дистанционных измерений. Как уже отмечалось, считается, что астероиды какого-то одного типа имеют примерно одинаковые значения альбедо и близкие по форме спектры отражения, которые можно заменить на средние (для данного типа) величины или характеристики. Эти средние величины для определенного типа астероидов сравниваются с аналогичными величинами для земных горных пород и минералов, а также тех метеоритов, образцы которых имеются в земных коллекциях. Химический и минеральный составы образцов, которые называются "образцами-аналогами", вместе с их спектральными и другими физическими свойствами, как правило, уже хорошо изучены в земных лабораториях. На основе такого сравнения и подбора образцов-аналогов и определяется в первом приближении некоторый средний химический и минеральный состав вещества для астероидов данного типа. Оказалось, что в отличие от земных горных пород вещество астероидов в целом является значительно более простым или даже примитивным. Это говорит о том, что физические и химические процессы, в которые было вовлечено астероидное вещество в течение всей истории существования Солнечной системы, были не такими разнообразными и сложными, как на планетах земной группы. Если на Земле сейчас надежно установленными считаются около 4000 минеральных видов , то на астероидах их может быть всего лишь несколько сотен. Об этом можно судить по количеству минеральных видов (около 300), обнаруженному в упавших на земную поверхность метеоритах, которые могут быть обломками астероидов. Большое разнообразие минералов на Земле возникло не только потому, что образование нашей планеты (как и других планет земной группы) проходило в протопланетном облаке значительно ближе к Солнцу, а значит, и при более высоких температурах. Кроме того, что силикатное вещество, металлы и их соединения, находясь в жидком или пластичном состоянии при таких температурах, разделились или дифференцировали по удельному весу в гравитационном поле Земли, сложившиеся температурные условия оказались благоприятными для возникновения постоянной газовой или жидкой окислительной среды, основными компонентами которой были кислород и вода. Их длительное и постоянное взаимодействие с первичными минералами и породами земной коры и привело к тому богатству минералов, которое мы наблюдаем. Возвращаясь к астероидам, следует отметить, что по дистанционным данным они в основном состоят из более простых силикатных соединений. В первую очередь - это безводные силикаты, такие как пироксены (их обобщенная формула ABZ 2 O 6 , где позиции "A" и "B" занимают катионы разных металлов, а "Z" - Al или Si), оливины (A 2+ 2 SiO 4 , где A 2+ = Fe, Mg, Mn, Ni) и иногда плагиоклазы (с общей формулой (Na,Ca)Al(Al,Si)Si 2 O 8). Их называют породообразующими минералами, поскольку они составляют основу большинства горных пород. Силикатные соединения другого типа, широко представленные на астероидах, - это гидросиликаты или слоистые силикаты. К ним принадлежат серпентины (с общей формулой A 3 Si 2 O 5? (OH), где A = Mg, Fe 2+ , Ni), хлориты (A 4-6 Z 4 O 10 (OH,O) 8 , где A и Z - это в основном катионы разных металлов) и ряд других минералов, которые содержат в своем составе гидроксил (ОН). Можно предполагать, что на астероидах встречаются не только простые окислы, соединения (например, сернистые) и сплавы железа и других металлов (в частности FeNi), углеродные (органические) соединения, но даже металлы и углерод в свободном состоянии. Об этом свидетельствуют результаты исследования метеоритного вещества, постоянно выпадающего на Землю (см. раздел "Метеориты").

7. Спектральные типы астероидов

На сегодняшний день выделены следующие основные спектральные классы или типы малых планет, обозначаемые латинскими буквами: A, B, C, F, G, D, P, E, M, Q, R, S, V и T. Дадим их краткую характеристику.

Астероиды типа A имеют достаточно высокое альбедо и самый красный цвет, что определяется значительным ростом к длинным волнам их отражательной способности. Они могут состоять из высокотемпературных оливинов (имеющих температуру плавления в пределах 1100-1900° С) или смеси оливина с металлами, которые соответствуют спектральным характеристикам этих астероидов. Напротив, у малых планет типов B, C, F, и G - низкое альбедо (тела B-типа несколько светлее) и почти плоский (или бесцветный) в видимом диапазоне, но резко спадающий на коротких волнах спектр отражения. Поэтому считается, что эти астероиды в основном сложены из низкотемпературных гидратированных силикатов (которые могут разлагаться или плавиться при температурах 500-1500° С) с примесью углерода или органических соединений, имеющих похожие спектральные характеристики. Астероиды с низким альбедо и красноватым цветом были отнесены к D- и P-типам (D-тела более красные). Такие свойства имеют силикаты, богатые углеродом или органическими веществами. Из них состоят, например, частички межпланетной пыли, которая, вероятно, заполняла и околосолнечный протопланетный диск еще до образования планет. На основе этого сходства можно предполагать, что D- и P-астероиды являются наиболее древними, малоизмененными телами пояса астероидов. Малые планеты E-типа имеют самые высокие значения альбедо (их поверхностное вещество может отражать до 50% падающего на них света) и слегка красноватый цвет. Такие же спектральные характеристики имеет минерал энстатит (это высокотемпературная разновидность пироксена) или другие силикаты, содержащие железо в свободном (неокисленном) состоянии, которые, следовательно, могут входить в состав астероидов E-типа. Астероиды, похожие по спектрам отражения на тела P- и E-типов, но по значению альбедо находящиеся между ними, относят к M-типу. Оказалось, что оптические свойства этих объектов очень похожи на свойства металлов в свободном состоянии или металлических соединений, находящихся в смеси с энстатитом или другими пироксенами. Таких астероидов сейчас насчитывается около 30. С помощью наземных наблюдений в последнее время был установлен такой интересный факт, как присутствие на значительной части этих тел гидратированных силикатов. Хотя причина возникновения такой необычной комбинации высокотемпературных и низкотемпературных материалов еще окончательно не установлена, можно предполагать, что гидросиликаты могли быть привнесены на астероиды M-типов при их столкновениях с более примитивными телами. Из оставшихся спектральных классов по альбедо и общей форме спектров отражения в видимом диапазоне астероиды Q-, R-, S- и V-типов достаточно похожи: у них относительно высокое альбедо (у тел S-типа несколько ниже) и красноватый цвет. Различия же между ними сводятся к тому, что присутствующая на их спектрах отражения в ближнем инфракрасном диапазоне широкая полоса поглощения около 1 микрона имеет разную глубину. Эта полоса поглощения характерна для смеси пироксенов и оливинов и положение ее центра и глубина зависят от долевого и общего содержания этих минералов в поверхностном веществе астероидов. С другой стороны, глубина любой полосы поглощения на спектре отражения силикатного вещества уменьшается при наличии в нем каких-либо непрозрачных частичек (например, углерода, металлов или их соединений), которые экранируют диффузно-отраженный (то есть пропускаемый через вещество и несущий информацию о его составе) свет. У данных астероидов глубина полосы поглощения у 1 мкм увеличивается от S- к Q-, R- и V-типам. В соответствии с вышесказанным, тела перечисленных типов (кроме V) могут состоять из смеси оливинов, пироксенов и металлов. Вещество же астероидов V-типа может включать наряду с пироксенами и полевые шпаты, а по составу быть похожим на земные базальты. И, наконец, к последнему, T-типу, относят астероиды, имеющие низкое альбедо и красноватый спектр отражения, который похож на спектры тел P- и D-типов, но по наклону занимающий между их спектрами промежуточное положение. Поэтому минералогический состав астероидов T-, P- и D-типов считается примерно одинаковым и соответствующим силикатам, богатым углеродом или органическими соединениями.

При изучении распределения астероидов разных типов в пространстве была обнаружена явная связь их предполагаемого химико-минерального состава с расстоянием до Солнца. Оказалось, что чем более простой минеральный состав вещества (чем больше в нем летучих соединений) имеют эти тела, тем дальше, как правило, они находятся. В целом более 75% всех астероидов относятся к C-типу и располагаются преимущественно в периферийной части пояса астероидов. Примерно 17% принадлежат к S-типу и преобладают во внутренней части пояса астероидов. Большая часть из оставшихся астероидов относится к M-типу и также движется главным образом в средней части астероидного кольца. Максимумы распределений астероидов этих трех типов находятся в пределах главного пояса. Максимум общего распределения астероидов E- и R-типов несколько выходит за пределы внутренней границы пояса в сторону Солнца. Интересно то, что суммарное распределение астероидов P- и D-типов стремится к своему максимуму в направлении к периферии главного пояса и выходит не только за пределы астероидного кольца, но и за пределы орбиты Юпитера. Не исключено, что распределение P- и D-астероидов главного пояса перекрывается с астероидными поясами Казимирчак-Полонской, находящимися между орбитами планет-гигантов.

В заключение обзора малых планет кратко изложим смысл общей гипотезы о происхождении астероидов различных классов, которая находит все больше подтверждений.

8. О происхождении малых планет

На заре формирования Солнечной системы, около 4,5 млрд. лет назад, из окружающего Солнца газо-пылевого диска вследствие турбулентных и других нестационарных явлений возникли сгустки вещества, которые при взаимных неупругих столкновениях и гравитационных взаимодействиях объединялись в планетезимали. С увеличением расстояния от Солнца уменьшалась средняя температура газо-пылевого вещества и, соответственно, менялся его общий химический состав. Кольцевая зона протопланетного диска, из которого впоследствии сформировался главный пояс астероидов, оказалась вблизи границы конденсации летучих соединений, в частности, водяного пара. Во-первых, это обстоятельство привело к опережающему росту зародыша Юпитера, находившегося рядом с указанной границей и ставшего центром аккумуляции водорода, азота, углерода и их соединений, покидавших более разогретую центральную часть Солнечной системы. Во-вторых, газо-пылевое вещество, из которого образовались астероиды, оказалось весьма неоднородным по составу в зависимости от расстояния до Солнца: относительное содержание в нем простейших силикатных соединений резко убывало, а содержание летучих соединений нарастало с удалением от Солнца в области от 2,0 до 3,5 а.е. Как уже говорилось, мощные возмущения со стороны быстро растущего зародыша Юпитера на пояс астероидов воспрепятствовали образованию в нем достаточно крупного прото-планетного тела. Процесс аккумуляции вещества там был остановлен тогда, когда успели сформироваться только несколько десятков планетозималей допланетного размера (около 500-1000 км), которые затем начали дробиться при столкновениях вследствие быстрого роста их относительных скоростей (от 0,1 до 5 км/с). Однако в этот период некоторые родительские тела астероидов или, по крайней мере, те из них, которые содержали высокую долю силикатных соединений и находились ближе к Солнцу, уже были разогреты или даже испытали гравитационную дифференциацию. Сейчас рассматриваются два возможных механизма разогрева недр таких прото-астероидов: как следствие распада радиоактивных изотопов, либо в результате действия индукционных токов, наведенных в веществе этих тел мощными потоками заряженных частиц из молодого и активного Солнца. Родительскими телами астероидов, сохранившимися по каким-то причинам до наших дней, как считают ученые, являются крупнейшие астероиды 1 Церера и 4 Веста, основные сведения о которых даны в Табл. 1. В процессе гравитационной дифференциации прото-астероидов, испытавших достаточное нагревание для плавления их силикатного вещества, выделились металлические ядра, и другие более легкие силикатные оболочки, а в некоторых случаях даже базальтовая кора (например, у 4 Весты), как у планет земной группы. Но все же, поскольку вещество в зоне астероидов содержало значительное количество летучих соединений, его средняя температура плавления была относительно низкой. Как было показано с помощью математического моделирования и численных расчетов, температура плавления такого силикатного вещества могла быть в диапазоне 500-1000° C. Итак, после дифференциации и остывания родительские тела астероидов испытали многочисленные столкновения не только между собой и своими обломками, но и с телами, вторгавшимися в пояс астероидов из зон Юпитера, Сатурна и более дальней периферии Солнечной системы. В результате длительной ударной эволюции прото-астероиды были раздроблены на огромное количество более мелких тел, наблюдающихся сейчас как астероиды. При относительных скоростях около нескольких километров в секунду столкновения тел, состоявших из нескольких силикатных оболочек с различной механической прочностью (чем больше в твердом веществе содержится металлов, тем более оно прочное), приводили к "сдиранию" с них и дроблению до мелких фрагментов в первую очередь наименее прочных внешних силикатных оболочек. Причем считается, что астероиды тех спектральных типов, которые соответствуют высокотемпературным силикатам, происходят из разных силикатных оболочек их родительских тел, прошедших плавление и дифференциацию. В частности, астероиды M- и S-типов могут представлять собой целиком ядра родительских тел (как, например, S-астероид 15 Эвномия и M-астероид 16 Психея с диаметрами около 270 км) или их осколки по причине самого высокого содержания в них металлов. Астероиды A- и R- спектральных типов могут быть осколками промежуточных силикатных оболочек, а E- и V-типов - внешних оболочек таких родительских тел. На основе анализа распределений в пространстве астероидов E-, V-, R-, A-, M- и S- типов можно также сделать вывод о том, что они подверглись наиболее интенсивной тепловой и ударной переработке. Подтверждением этому, вероятно, можно считать совпадение с внутренней границей главного пояса или близость к ней максимумов распределения астероидов этих типов. Что же касается астероидов других спектральных типов, то они считаются либо частично измененными (метаморфическими) вследствие столкновений или локальных нагреваний, что не привело к их общему плавлению (T, B, G и F), либо примитивными и мало измененными (D, P, C и Q). Как уже отмечалось, количество астероидов указанных типов растет к периферии главного пояса. Несомненно то, что все они также испытывали столкновения и дробление, но этот процесс, вероятно, был не настолько интенсивным, чтобы заметным образом повлиять на их наблюдаемые характеристики и, соответственно, на химико-минеральный состав. (Этот вопрос также будет рассмотрен в разделе "Метеориты"). Однако, как показывает численное моделирование столкновений силикатных тел астероидных размеров, многие из существующих сейчас астероидов после взаимных столкновений могли реаккумулировать (то есть объединиться из оставшихся фрагментов) и поэтому представляют собой не монолитные тела, а движущиеся "груды булыжников". Имеются многочисленные наблюдательные подтверждения (по специфическим изменениям блеска) наличия у ряда астероидов гравитационно связанных с ними маленьких спутников, которые, вероятно, также возникли при ударных событиях как фрагменты сталкивавшихся тел. Этот факт, хотя и вызывал жаркие дискуссии среди ученых в прошлом, был убедительно подтвержден на примере астероида 243 Ида. С помощью космического аппарата "Галилео" удалось получить изображения этого астероида вместе с его спутником (который позднее назвали Дактилем), которые представлены на рисунках 2 и 3.

9. О том, чего мы пока не знаем

В исследованиях астероидов еще остается много неясного и даже загадочного. Во-первых, это общие проблемы, относящиеся к происхождению и эволюции твердого вещества в главном и других астероидных поясах и связанные с возникновением всей Солнечной системы. Их решение имеет важное значение не только для правильных представлениях о нашей системе, но и для понимания причин и закономерностей возникновения планетных систем в окрестностях других звезд. Благодаря возможностям современной наблюдательной техники удалось установить, что у ряда соседних звезд имеются крупные планеты типа Юпитера. На очереди стоит обнаружение у этих и других звезд меньших по размеру планет земного типа. Есть также и вопросы, на которые можно ответить только при условии подробного изучения отдельных малых планет. По существу, каждое из этих тел уникально, так как имеет свою собственную, иногда специфическую, историю. Например, астероиды-члены каких-то динамических семейств (например, Фемиды, Флоры, Гильды, Эос и других), имеющие, как говорилось, общее происхождение, могут заметно отличаться по оптическим характеристикам, что указывает на какие-то их особенности. С другой стороны очевидно, что для детального исследования всех, достаточно крупных астероидов только в главном поясе потребуется очень много времени и сил. И все-таки, вероятно, только путем сбора и накопления подробной и точной информации о каждом из астероидов, а затем с помощью ее обобщения возможно постепенное уточнение понимания природы этих тел и основных закономерностей их эволюции.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ:

1. Угроза с неба: рок или случайность? (Под ред. А.А. Боярчука). М: "Космосинформ", 1999, 218 с.

2. Флейшер М. Словарь минеральных видов. М: "Мир", 1990, 204 с.

АСТЕРОИДЫ (от греческого αστεροειδε?ς - звездоподобные), малые планеты, небесные тела, движущиеся вокруг Солнца по эллиптическим орбитам и отличающиеся от больших планет малыми размерами. Первый астероид обнаружен Дж. Пиацци на обсерватории в Палермо (Сицилия) 1.1.1801 и назван Церерой в честь древнеримский богини плодородия, покровительницы Сицилии. Затем были открыты Паллада (1802), Юнона (1804) и Веста (1807). Церера (диаметр 1003 км), Паллада (608 км) и Веста (538 км) - самые крупные астероиды Солнечной системы. Практически все астероиды имеют прямое движение, большинство их орбит имеет малые наклоны к плоскости эклиптики, хотя существуют астероиды и с большими наклонами орбит.

По составу астероиды бывают каменные (с высоким содержанием силикатов и карбонатов), металлокаменные и металлические (с высоким содержанием иридия и никеля). По своим физическим характеристикам астероиды разделяются на несколько групп, в каждой из которых объекты имеют сходные отражательные свойства поверхности. Размер большинства астероидов определён косвенными методами - по их блеску при допущении определённого значения альбедо. Обычно значение блеска нормализуется (приводится) к стандартным условиям освещённости и наблюдения; таким образом, определяется абсолютная звёздная величина астероидов. Размер и форма некоторых астероидов, в основном пролетавших на малых расстояниях от Земли, определены методом радиолокации. Некоторые астероиды сфотографированы межпланетными станциями. В 2001 году космический зонд США впервые совершил посадку на астероид (Эрос).

Существует несколько семейств астероидов. Самое большое семейство астероидов, имеющих орбиты между орбитами Марса и Юпитера, называется Главным поясом астероидов. Общая масса всех астероидов Главного пояса примерно в тысячу раз меньше массы Земли. Главный пояс астероидов разделён так называемыми люками Кирквуда - областями, обеднёнными астероидами, где могут находиться астероиды с определёнными значениями больших полуосей орбит. Существование таких областей определяется так называемыми резонансами, или определёнными соотношениями между большими полуосями орбит малого тела и возмущающего тела, например Юпитера. Открыты также ещё несколько поясов астероидов в пределах орбиты Юпитера. Обнаружены семейства астероидов, находящиеся в окрестности точек либрации планет, расположенных вблизи орбиты большой планеты симметрично впереди и позади неё. Известны две группы таких астероидов у Юпитера, которые названы троянцами (иногда троянцами называют группу астероидов, движущихся перед Юпитером, а греками - группу, следующую за ним), а также группа либрационных астероидов у Марса.

Астероиды образовались, по-видимому, при последовательном дроблении немногочисленных (до нескольких десятков) более крупных первичных тел, возникших в процессе эволюции протопланетного вещества одновременно с большими планетами. В современную эпоху при огромном количестве астероидов сравнительно велика вероятность их столкновения. Столкновения крупных астероидов размерами свыше 1 км могут происходить 1 раз в несколько миллион лет. Продуктами столкновений являются новые астероиды, метеорные тела и космическая пыль. Возможно также самопроизвольное разрушение астероидов неправильной формы: их периодическое нагревание и охлаждение, а также действие приливных сил со стороны больших планет расшатывают внутреннюю структуру астероида и при определённой скорости собственного вращения центробежные силы могут разорвать астероид на несколько кусков.

Выводы из современных космогонических гипотез и наблюдательные данные говорят о том, что орбита Юпитера является граничной, за её пределами астероиды образовываться не могли. Астероиды за орбитой Юпитера могут существовать либо вследствие изменения первоначальной орбиты за счёт возмущений больших планет, либо как осколки разрушенного родительского тела в результате какого-либо катастрофического события (например, столкновения астероида с другим небесным телом). Иногда такие астероиды могут иметь очень вытянутые орбиты, достигающие в афелии орбит Урана, Нептуна и Плутона. Среди астероидов, имеющих большую полуось орбиты больше, чем у Юпитера, также выделяют семейства. Например, к семейству Кентавров относят астероиды, орбиты которых расположены между орбитами Юпитера и Нептуна. Объекты этого семейства (так называемые кентавры) обладают двойной природой: проявляют свойства, как астероидов, так и кометных ядер.

Особо выделяют комплекс астероидов, сближающихся с Землёй (смотри Астероидно-кометная опасность). Астрономы регулярно обнаруживают астероиды, проходящие вблизи орбиты Земли. Такие астероиды подразделяются на 4 семейства. Три семейства с астероидами, выходящими в афелии за орбиту Земли, названы по именам типичных представителей: семейства Амура, Аполлона и Атона. Семейство Х («икс») включает астероиды, орбиты которых полностью находятся внутри орбиты Земли.

После обнаружения астероида, если имеется достаточное количество точных измерений его положения на небе в точно определённые моменты времени, вычисляется его предварительная орбита, которая затем улучшается (уточняется), если поступают новые наблюдения. Хорошей орбитой астероида является та, которая позволяет рассчитать его положение через несколько лет с точностью в несколько угловых секунд. Наилучшие условия наблюдения астероидов бывают, когда астероид находится максимально близко от линии Земля - Солнце с ночной стороны. Такие наблюдения называются наблюдениями в оппозиции. Как правило, для вычисления точной орбиты необходимо наблюдать астероид в нескольких оппозициях.

Вначале существовало правило давать названия астероидам по именам древнегреческих и древнеримских богинь. Когда их перечень исчерпался, астероидам стали давать названия по именам других мифологических персонажей, а также произвольные названия, которые с 1923 года утверждаются специальной комиссией Международного астрономического союза (MAC) и вносятся в каталоги. Позднее астероидам стали давать названия только тогда, когда их орбиты были хорошо определены.

Официальным представителем MAC, к которому поступают все наблюдения, является Международный центр малых планет (Minor Planet Center, MPC). Здесь рассчитываются и улучшаются орбиты астероидов, после чего на очередном заседании MAC утверждаются их названия. Кроме того, в случае хорошо определённой орбиты MPC присваивает астероиду порядковый номер, и такая малая планета называется нумерованной. В каталоге MPC числится свыше 200 тысяч объектов, среди которых, кроме астероидов, имеются объекты другой природы. Например, тела из Койпера пояса, тела, проявляющие двойную природу (как кометы и как астероиды), тела, которые по размерам можно отнести к метеоритам, и т.п. Астероиды, кометы и другие объекты из каталога MPC называют малыми телами Солнечной системы.

Лит.: Зигель Ф.Ю. Малые планеты. М., 1969; Симоненко А. Н. Астероиды, или Тернистые пути исследований. М., 1985.

Астероиды представляют собой небольшие каменистые миры, вращающиеся в космическом пространстве вокруг нашего Солнца. Они имеют слишком маленький размер, чтобы называться планетами. Они также известны как планетоиды или маленькие планеты. В общей сложности, масса всех астероидов меньше чем масса земной Луны. Однако это их размер и сравнительно небольшая масса, не делает их безопасными космическими объектами. Многие их них падали на поверхность Земли в прошлом и будут падать в будущем. Это одна из причин, почему астрономы изучают астероиды и готовы узнать их орбиты движения и физические характеристики.

Большинство астероидов находиться в огромном кольце между орбитами Марса и Юпитера. Более широко это место известно под названием Главный пояс астероидов. Ученые подсчитали, что в поясе астероидов содержится около 200 астероидов размером более 100 километров в диаметре, более 75 000 астероидов с диаметром более 1 километра и миллионы более мелких тел.

Приблизительное количество астероидов N с диаметром больше чем D

Однако не все объекты в главном поясе астероидов являются астроидами - недавно там были обнаружены кометы, кроме того там находиться Церера, астероид которому из-за своих размеров подняли статус до карликовой планеты.

Расположение, как и размер астероидов, также может отличаться. Например, астероиды под названием Трояны находятся вдоль орбитальной траектории Юпитера. Астероиды из группы Амуры и Аполлоны из-за своего близкого расположения к центру Солнечной системы, могут пересекать орбиту Земли.

Как формируются астероиды?

Астероиды являются остаточным материалом после процесса формирования нашей Солнечной системы около 4,6 млрд лет назад.

Процесс их формирования аналогичен процессу формирования планет, но до того момента пока Юпитер не набрал свою текущую массу. После этого более 99% всей массы образовавшихся астероидов было выброшено за пределы главного пояса гравитационным влиянием Юпитера. Оставшийся 1 % это то что мы наблюдаем в главном поясе астероидов.

Как классифицируются астероиды?

Астероиды классифицируются в зависимости от расположения орбиты его движения и элементов из которых они состоят. В настоящее время точно выделено три основных класса астероидов в зависимости от их химического состава.

C - класс: К этому классу принадлежит более 75 % известных астероидов. В их составе в большом количестве присутствует углерод и его соединения. Такой тип астероидов широко распространен во внешней области Главного пояса астероидов;

S - класс: На этот тип астероидов приходиться около 17% известных астероидов, которые в основном расположены во внутреннее области пояса астероидов. Их основой служит каменистая порода.

M - класс: Данный тип астероидов состоит в основном из металлических соединений и занимает оставшуюся часть известных астероидов.

Хочется отметить, что приведенная выше классификация охватывает большинство астероидов. Но существуют и другие довольно редкие виды.

Особенности астероидов.

Астероиды могут сильно разниться по размерам. Церера — самый большой представитель главного пояса астероидов имеет размер около 940 километров в диаметре. Один из самых маленьких представителей пояса получивший название 1991 BA был найден в 1991 году и составляет всего 6 метров в диаметре.

10 первых открытых астероидов

Почти все астероиды имеют неправильную форму. Только самые крупные, приближенно имеют сферическую форму. Чаще всего, их поверхность полностью покрыта кратерами - например, на Весте есть кратер с диаметров около 460 километров. Поверхность большинства астероидов покрыта глубоким слоем космической пыли.

Большинство астероидов спокойно вращаются по эллиптическим орбитам вокруг Солнца, но это не мешает отдельным представителям создавать более хаотичные траектории своего движения. В настоящее время астрономам известно около 150 астероидов, которые имеют небольшие спутники. Также существуют бинарные или двойные астероиды примерно одинакового размера вращающиеся вокруг созданного ими центра масс. Ученым также известно существование тройных систем астероидов.

По мнению ученых многие астероиды в процессе становления Солнечной системы были захвачены гравитационным притяжением других планет. Так в качестве примера можно привести луны Марса - Деймос и Фобос, которые в далеком прошлом вероятнее всего являлись астероидами. Такая же история могла произойти с большинством мелких лун расположенных на орбитах вокруг газовых гигантов — Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна.

Температура на поверхности большинства астероидов не превышает -73 градусов по Цельсию. Астероиды в своем большинстве оставались нетронутыми космическими телами на протяжении миллиардов лет. Этот факт позволяет ученым, проводя их исследования понять и изучить процесс формирования и эволюции Солнечной системы.

Опасны ли астероиды для Земли?

С тех пор как образовалась Земля 4,5 млрд лет назад, астероиды постоянно падали на ее поверхность. Однако падение крупных объектов является довольно редким событием.

Падение астероидов с размером около 400 метров в диаметре может привести к глобальной катастрофе на Земле. Исследователи подсчитали, что падение астероида подобного размера сможет поднять в атмосферу достаточно пыли для создания «ядерной зимы» на Земле. Падение таких объектов случается в среднем один раз в 100 000 лет.

Небольшие астероиды, которые могут уничтожить например город или вызвать огромное цунами но не приведет к катастрофе мирового характера, падают на Землю чуть чаще, примерно каждые 1000 - 10000 лет.

Последним ярким примером, является падение астероида диаметров около 20 метров в Челябинской области. В результате удара его поверхность образовалась ударная волна, от которой пострадало более 1600 человек, большинство от выбитых стекол. Общая мощность взрыва по разным оценкам составила порядка 100 - 200 килотонн в тротиловом эквиваленте.

Полезные статьи которые ответят на большинство интересных вопросов о астероидах.

Объекты глубокого космоса

В самом начале XIX в. итальянский астроном Пиацци (1746-1826) случайно открыл первую малую планету (астероид). Она была названа Церерой. В дальнейшем было открыто много других малых планет, образующих пояс астероидов между орбитами Марса и Юпитера.

Движение астероидов

На фотографиях звездного неба, снятых с большими экспозициями, астероиды получаются в виде светлых черточек. Зарегистрировано более 5500 малых планет. Общее число астероидов должно быть в десятки раз больше. Астероиды, орбиты которых установлены, получают обозначения (порядковые номера) и названия. Некоторые новые астероиды названы в честь великих людей (1379 Ломоносова), государств (1541 Эстония, 1554 Югославия), обсерваторий (1373 Цинциннати – американская обсерватория, являющаяся Международным центром наблюдений астероидов) и т.д.

Астероиды движутся вокруг Солнца в ту же сторону, что и большие планеты. Их обороты имеют большие эксцентриситеты (в среднем 0,15), чем орбиты больших планет. Поэтому некоторые малые планеты далеко выходят за пределы пояса астероидов. Одни из них в афелии удаляются за орбиту Сатурна, другие в перигелии приближаются к Марсу и Земле. Например, Гермес в октябре 1937 г. прошел от Земли на расстоянии 580 000 км (всего лишь в полтора раза дальше Луны), а астероид Икар, открытый в 1949 г., при движении попадает даже внутрь орбиты Меркурия и каждые 19 лет сближается с Землей. В последний раз это произошло в июне 1987 г. Тогда Икар приблизился к Земле на расстояние в несколько миллионов километров, его наблюдали на многих обсерваториях. Разумеется, это не единственный случай. Не исключено, например, что столкновение астероида с Землей привело 65 млн. лет назад к гибели динозавров. А в марте 1989 г. астероид размером около 300 м прошел от Земли на расстоянии менее 650 тыс. км. Поэтому не случайно ученые приступили к разработке эффективных методов своевременного обнаружения, а если понадобиться, уничтожения опасных астероидов.

Физические характеристики астероидов

Астероиды недоступны для наблюдения невооруженным глазом. Самый большой астероид – Церера (диаметр 1000 км). Вообще же астероиды имеют диаметры от нескольких километров до нескольких десятков километров, причем большинство астероидов – бесформенные глыбы. Массы астероидов хоть и различны, но слишком малы, чтобы эти небесные тела могли удержать атмосферу. Общая масса всех астероидов, собранных вместе, примерно в 20 раз меньше массы Луны. Из всех астероидов получилась бы одна планета диаметром меньше 1500 км.

В последние годы удалось открыть спутники (!) у некоторых астероидов. Впервые сфотографировали астероид с расстояния все лишь 16 тыс. км 29 октября 1991 г. с борта американского космического корабля “Галилео”, запущенного 18 октября 1982 г. для исследования Юпитера. Пересекая пояс астероидов, “Галилео” сфотографировал малую планету 951 – астероид Гаспра. Это типичный астероид. Большая полуось его орбиты 2,21 а.е. Он оказался неправильной формы и, возможно, образовался в результате столкновения более крупных тел в поясе астероидов. На фотографиях видны кратеры (их диаметр 1-2 км, освященная часть астероида – 16x12км). На снимках удается различить детали поверхности астероида Гаспра размером 60-100 м.

1 сентября 2017 года в опасной близости от Земли пролетел астероид Флоренс. Это взбудоражившее общественность событие привлекло интерес обычных людей к астероидам. Далекие от астрономии люди стали интересоваться самыми значимыми большими астероидами которые вскоре могут приблизится к земле. Астрономы значимость астероидов связывают с их величиной. В результате наибольший интерес в непрофессиональной среде вызывают 10 самых больщих и опасных астероидов во вселенной . Классифицируется величина согласно их диаметров. Хотя в некоторых случаях из-за сложности формы определить его диаметр не удается столетиями.

10. Евфросина

Открыта в сентябре 1854 года. Это быстрого вращения астероид, диаметр которого 250 км. Астероид представляет собой темное образование, богатое углеродными соединениями с необычной орбитой. Ефросину видно только в северном полушарии. Плотность астероида Евфросина весьма велика и своим влиянием она изгоняет мелкие небесные тела с их орбит. Свое название астероид получил от древнеримской богини веселья.

9. Гектор

Астрономы открыли его в феврале 1907 года. Диаметр 205 км. Это странная удлиненная фигура. Есть мнение, что это соединение двух астероидов, которых держит гравитация. Некоторые ученые предполагали искусственное происхождение астероида, которое могло объяснить необычность орбиты Гектора, ее отличие от всех других орбит астероидов. Многие астрономы считают, что Гектор перекочевал из дальнего пояса астероидов Койпера. Его состав аналогичен составу астероидов этого пояса. Назвали по имени мифического греческого героя Трои.

8. Сильвия

Открыт в мае 1866 года. Диаметр его равен 232 км. Имеет пару спутников, которых назвали Ромул и Рем. Астероид невероятно порист, пустота составляет 60% его величины. Это заставляет некоторых астрономов считать его не монолитом, а скоплением обломков. Спутники Сильвии также представляют собой скрепленное гравитацией собрание обломков. Астероид имеет вытянутую форму. Название астероид получил от мифического персонажа – матери братьев основателей Рима.

7. Давида

Открыт астероид в марте 1903 года, но до сих пор его диаметр точно определить не удалось. Астрономы расходятся в оценках величины диаметра на 60 километров. Ориентировочно он равен 270 км. Очень массивный астероид. На его поверхности обнаружили гигантский кратер. Форма астероида неизвестна, так как он все время смотрит в сторону северного полюса. Назван астероид по имени профессора астрономии его открывшего.

6. Европа

Это темный астероид диаметром 302 км. Его открыли в 1858 году. Отличается астероид от других аналогичных космических образований малой массой и большой пористостью. В своем составе содержит много углерода. В целом о строении этого астероида известно немного. Назвали во имя мифического греческого персонажа – дочери финикийского царя.

5. Интерамния

Этот малоизвестный для широкой публики большой астероид открыли в 1910 году. Он настолько темный, что астрономы смогли его обнаружить спустя 100 лет после открытия первых астероидов. До сих пор Интерамния малоизученна. Астрономам понятно только, что ее поверхность состоит из реголита и покрыта большим слоем пыли. Следов воды на этом астероиде не обнаружили. Название необычное, означает «между реками».

4. Гигея

Этот астероид открыт в апреле 1849 года. Диаметр имеет около 400 км, точнее определить пока не удалось. Когда Гигея находится на самом близком расстоянии от Земли, ее можно рассмотреть в бинокль. Но большую часть времени она движется на большом расстоянии от Солнца. Это очень темный астероид. С определением его состава имеются проблемы. Название получил от греческой богини, помощницы бога врачевания.

3. Паллада

Была вторым по величине астероидом, но после уточнения размера Весты стала третьим. Диаметр Паллады в 2 раза меньше чем у Цереры – 512 километров. Открыт данный астероид в марте 1802 года. Паллада имеет форму эллипса. В ее составе много углеродистых хондридов. Название получил от греческой богини.

2. Веста

После перевода Цереры в планеты стала первым по величине астероидом. Его диаметр 525 км. Открыли астероид в марте 1807 года. Это самый яркий астероид, который можно видеть в бинокль. Весту астрономы отказались причислить к карликовым планетам из-за ее несимметричной формы. Веста имеет ядро из железа и никеля и каменную оболочку. Назвали астероид в честь римской богини.

1. Церера

Самый большой астероид , диаметром 950 километров. Был открыт в январе 1801 года. Он такой крупный, что с 2006 года астрономы стали считать Цереру маленькой планетой. Это самый большой объект пояса астероидов, правильной сферической формы, что астрономы считают удивительным. Церера состоит из каменного ядра и ледяной оболочки. На ее поверхности обнаружен водяной пар. Назван астероид в честь римской богини.