ดาวเคราะห์น้อยและดาวหางเป็นเศษซากของสสารจากการก่อตัวของดาวเคราะห์ขนาดใหญ่เมื่อ 4.5 พันล้านปีก่อน

ดาวเคราะห์น้อยดวงแรก Ceres ถูกค้นพบในปี 1801; ตั้งแต่นั้นมาพวกเขาก็มองหาอยู่ตลอดเวลาและมีการค้นพบสิ่งใหม่ ๆ ในตอนท้ายของศตวรรษที่ 20 จำนวนดาวเคราะห์น้อยที่มีวงโคจรที่รู้จักเข้าใกล้ 10,000 ดวง

ออร์บิท

ดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่ที่ท่วมท้นอาศัยอยู่ในแถบดาวเคราะห์น้อยซึ่งอยู่เลยวงโคจรของดาวอังคารและก่อตัวเป็นดาวอังคารความหนาแน่นจะลดลงเกินระยะทางจากดวงอาทิตย์ 3.2 หน่วยดาราศาสตร์ (AU) ซึ่งคาบการโคจรอยู่ที่ครึ่งหนึ่งของดาวพฤหัสบดี ในระยะทางบางช่วงที่คาบการโคจรมีความสัมพันธ์อย่างเรียบง่ายกับช่วงเวลาของดาวพฤหัสบดีแทบจะไม่มีดาวเคราะห์น้อยเลยด้วยซ้ำ: การเคลื่อนที่ของพวกมันไม่เสถียรเนื่องจากการรบกวนเป็นประจำที่เกิดจากดาวพฤหัสบดี พื้นที่เหล่านี้เรียกว่าหน้าต่างเคิร์กวูดหรือฟัก โดยปกติวงโคจรของดาวเคราะห์น้อยจะมีความยาวพอประมาณและเอียงไปตามระนาบของสุริยุปราคา ด้วยความคล้ายคลึงกันของวงโคจรดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่จึงตกอยู่ในสองตระกูลซึ่งมีต้นกำเนิดมาจากการชนกันและการทับของดาวเคราะห์น้อยดึกดำบรรพ์ขนาดใหญ่

เกิน 3.2 AU นอกจากนี้ยังพบดาวเคราะห์น้อย บางส่วนเป็นส่วนหนึ่งของกลุ่มโทรจันและเคลื่อนที่ในวงโคจรของดาวพฤหัสบดีเป็น "ฝูง" สองตัว - หนึ่งตัวอยู่ข้างหน้าการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์ 60 °และอีก 60 °อยู่ข้างหลัง ไม่ทราบจำนวนที่แน่นอนของดาวเคราะห์น้อยเหล่านี้เนื่องจากมีความมืดและอยู่ห่างจากโลกและดวงอาทิตย์มาก จนถึงขณะนี้มีเพียงไม่กี่แห่งที่เปิดให้บริการ

ดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็กสามารถมองเห็นได้ใกล้โลกเท่านั้น พวกมันราว 2,000 ตัวมีขนาดมากกว่า 1 กม. โคจรผ่านวงโคจรของโลกเป็นประจำ ที่ผ่านมายอดไลค์คงพุ่งทะลุโลก ตัวอย่างเช่นมีข้อสงสัยว่าการตกของดาวเคราะห์น้อย 10 กิโลเมตรมายังโลกทำให้เมื่อ 65 ล้านปีก่อนเกิดหายนะที่สิ้นสุดลงด้วยการสูญพันธุ์ของสิ่งมีชีวิตทางชีววิทยามากกว่าครึ่งรวมถึงไดโนเสาร์ด้วย ดาวเคราะห์น้อยที่บินผ่านโลกเป็นชิ้นส่วนของดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่ที่อาศัยอยู่ในแถบหลักหรือนิวเคลียสของดาวหางหลังจากการระเหยของน้ำแข็งออกจากพื้นผิวอย่างสมบูรณ์ การเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์น้อยตามวิถีข้ามวงโคจรของดาวเคราะห์นั้นไม่สามารถอยู่ได้นาน: ในช่วงเวลาประมาณ 10-100 ล้านปีพวกมันจะได้สัมผัสกับดาวเคราะห์ซึ่งเป็นผลมาจากการที่พวกมันจะตกลงบนพื้นผิวหรือดวงอาทิตย์หรือจะถูกเหวี่ยงออกไปยังรอบนอกของระบบสุริยะ

องค์ประกอบและโครงสร้าง

การวิจัยทางแสง

เนื่องจากดาวเคราะห์น้อยมีขนาดเล็กมากและอยู่ห่างไกลจากโลกกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่จึงสามารถวัดความแปรปรวนของแสงอาทิตย์ที่สะท้อนและลักษณะสเปกตรัมได้เท่านั้น สำหรับดาวเคราะห์น้อยประมาณ 2,000 ดวงมีการวัดคุณสมบัติทางแสงของพื้นผิวและระยะเวลาการหมุนรอบแกนและประมาณขนาดและรูปร่าง ดาวเคราะห์น้อยเซเรสที่ใหญ่ที่สุดมีเส้นผ่านศูนย์กลางน้อยกว่า 1,000 กม. เล็กน้อยหลายโหลมีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า 100 กม. ขนาดของส่วนที่เหลืออยู่ในช่วงกว้างอาจถึงขนาดของอุกกาบาต เมื่อเร็ว ๆ นี้กล้องโทรทรรศน์อัตโนมัติได้ถูกสร้างขึ้นสำหรับการค้นหาดาวเคราะห์น้อยอย่างต่อเนื่องซึ่งจะอนุญาตให้ใช้ในช่วงต้นศตวรรษที่ 21 ตรวจจับดาวเคราะห์น้อยทั้งหมดที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า 1 กม.

ตามลักษณะสเปกตรัมของแสงสะท้อนดาวเคราะห์น้อยจะรวมกันเป็นหลายประเภทใกล้เคียงกับประเภทของอุกกาบาตซึ่งไม่น่าแปลกใจเนื่องจากต้นกำเนิดของอุกกาบาตเกือบทั้งหมดเกี่ยวข้องกับดาวเคราะห์น้อย (ยกเว้นบางส่วนที่มาจากดวงจันทร์และดาวอังคาร) อย่างไรก็ตามไม่มีดาวเคราะห์น้อยเช่น chondrites ธรรมดาซึ่งเป็นอุกกาบาตจำนวนมากที่สุดซึ่งมีองค์ประกอบใกล้เคียงกับดาวเคราะห์บก สาเหตุที่น่าจะเป็นไปได้คือภายใต้อิทธิพลของการแผ่รังสีแสงอาทิตย์และการทิ้งระเบิดขนาดเล็กของอุกกาบาตพื้นผิวของดาวเคราะห์น้อยซึ่งมีโครงสร้างและองค์ประกอบคล้ายคลึงกับ chondrites ธรรมดาเปลี่ยนสีและกลายเป็นพื้นผิวของประเภท สสเปกตรัมซึ่งประกอบด้วยแถบการดูดซึมของแร่ธาตุซิลิเกตโอลิวีนและไพร็อกซีน

การวิจัยเรดาร์

การวัดเรดาร์มีประโยชน์มากในการกำหนดวงโคจรของดาวเคราะห์น้อยและลักษณะทางกายภาพ ตัวอย่างเช่นพวกเขาแสดงให้เห็นว่าดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็กที่เข้าใกล้โลกบางครั้งก็เป็นวัตถุไบนารี (หรือซับซ้อนกว่า) ซึ่งอธิบายการมีอยู่ของหลุมอุกกาบาตสองชั้นบนดาวอังคารโลกและวัตถุท้องฟ้าขนาดใหญ่อื่น ๆ เนื่องจากโลหะมีความสามารถในการสะท้อนคลื่นวิทยุได้ดีจึงตรวจพบดาวเคราะห์น้อยหลายดวงที่มีองค์ประกอบของเหล็ก - นิกเกิลโดยใช้เรดาร์

การวิจัยโดยใช้ยานอวกาศ

อุปกรณ์ระหว่างดาวเคราะห์ของอเมริกา "กาลิเลโอ" ที่ส่งไปยังดาวพฤหัสบดีบินเข้าใกล้ดาวเคราะห์น้อย 2 ชนิด สได้รับภาพรายละเอียดและข้อมูลพื้นผิว เมื่อวันที่ 29 ตุลาคม 2534 เขาเข้าใกล้ดาวเคราะห์น้อย 951 Gaspra และพบว่ามันเป็นรูปร่างที่ผิดปกติขนาด 19 12 กม. โดยมีพื้นผิวลังสูงและเยื้องย่าง หลังจากบินเมื่อวันที่ 28 สิงหาคม 2536 โดยดาวเคราะห์น้อย 243 Ida ขนาด58ґ23กม. อุปกรณ์ดังกล่าวได้ค้นพบดาวเทียมขนาดเล็กที่เรียกว่า Dactyl นี่เป็นครั้งแรกที่มีการค้นพบดาวเทียมใกล้ดาวเคราะห์น้อย

เมื่อพิจารณาวงโคจรของ Dactyl แล้วนักดาราศาสตร์ก็สามารถคำนวณมวลของ Ida และความหนาแน่นเฉลี่ยได้บนพื้นฐานของกฎข้อที่สามของเคปเลอร์ซึ่งกลายเป็นว่าน้อยกว่าอุกกาบาตที่เป็นหินเหล็กซึ่งถือว่าเป็นดาวเคราะห์น้อยประเภทเดียวกัน สและน้อยกว่าหินทั่วไปด้วยซ้ำ สีของพื้นที่ต่างๆของ Ida มีความสัมพันธ์กับอายุสัมพัทธ์ (ยิ่งพื้นผิวมีอายุมากขึ้นเท่าใดก็ยิ่งแดงขึ้น) สิ่งนี้บ่งชี้ว่า Ida อาจมีองค์ประกอบของ chondritic แต่เนื่องจากการกัดเซาะพื้นผิวของมันเปลี่ยนเป็นสีแดงและกลายเป็นคล้ายกับดาวเคราะห์น้อยประเภท ส... Dactyl และการพุ่งออกมาจากหลุมอุกกาบาตเล็ก ๆ บน Ida มีสีคล้ายกับ chondrites ธรรมดามากกว่าพื้นผิว Ida แบบเก่า

ดาวเคราะห์น้อยดวงอื่นไม่เหมือนกับ chondrites ธรรมดาเลย ตัวอย่างเช่น 4 Vesta ถูกปกคลุมด้วยหินบะซอลต์เช่น ลาวาแข็งตัว นั่นหมายความว่าในวิวัฒนาการของมันมียุคของการให้ความร้อนการหลอมและความแตกต่างของสสาร (ยุคของการสร้างนิวเคลียส) ดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็กจำนวนมากเคลื่อนที่ไปตามวงโคจรของเวสตา พวกเขาอาจถูกโยนทิ้งจากเธออันเป็นผลมาจากการโจมตีที่ทรงพลัง เหล็กหินเหล็กและอุกกาบาตดูไนต์เป็นตัวแทนของวัตถุท้องฟ้าที่หลอมละลายและแตกต่างออกไปคล้ายกับเวสตา แต่ถูกทำลายโดยผลกระทบมากมาย

ดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่หมุนอย่างรวดเร็วโดยใช้ระยะเวลาหลายชั่วโมง สำหรับบางคนระยะเวลาของการหมุนจะวัดเป็นสัปดาห์ซึ่งอาจเกิดจากการรวมกันที่หายากของการเป่าร่วมกัน สำรวจดาวเคราะห์น้อยที่หมุนช้าๆอย่างลึกลับดวงหนึ่ง (ระยะเวลา 17 วัน) 253 มาทิลด้าที่มีพื้นผิวคาร์บอเนตสีเข้มเช่น ค ประสบความสำเร็จในปี 1997 ด้วยเครื่องมือ NEAR (โปรแกรม Near Earth Asteroid Rendezvous, Rendezvous กับดาวเคราะห์น้อยใกล้โลก). มีเอ็กซ์เรย์และสเปกโตรมิเตอร์แกมมาบนเรือเพื่อศึกษาพื้นผิว ในปี 2542 ยานอวกาศนี้มาถึงดาวเคราะห์น้อยประเภท 433 Eros ส และกลายเป็นสหายของเขา

ดาวเคราะห์น้อยจำนวนมากที่นักวิทยาศาสตร์ค้นพบ (ประมาณ 98%) ตั้งอยู่ระหว่างวงโคจรของดาวเคราะห์ของดาวพฤหัสบดีและดาวอังคาร ระยะห่างจากดวงไฟอยู่ระหว่าง 2.06 ถึง 4.30 AU นั่นคือสำหรับช่วงเวลาของการหมุนเวียนความผันผวนมีช่วงต่อไปนี้ - 2.9-8.92 ปี ในกลุ่มของดาวเคราะห์น้อยมีวงโคจรที่ไม่ซ้ำกัน ดาวเคราะห์น้อยเหล่านี้มักตั้งชื่อผู้ชาย ที่นิยมมากที่สุดคือชื่อของวีรบุรุษในเทพนิยายกรีก - Eros, Icarus, Adonis, Hermes ดาวเคราะห์น้อยเหล่านี้เคลื่อนที่ออกนอกแถบดาวเคราะห์น้อย ระยะห่างจากโลกมีความผันผวนดาวเคราะห์น้อยสามารถเข้าใกล้ได้ที่ 6 - 23 ล้านกม. การเข้าใกล้โลกที่ไม่เหมือนใครเกิดขึ้นในปี 1937 เฮอร์มีสดาวเคราะห์ขนาดเล็กเข้าใกล้โลก 580,000 กม. ระยะนี้เป็น 1.5 เท่าของระยะห่างของดวงจันทร์จากโลก

ดาวเคราะห์น้อยที่สว่างที่สุดที่รู้จักคือเวสตา (ประมาณ 6 เมตร) ดาวเคราะห์ขนาดเล็กจำนวนมากมีความฉลาดอย่างมากในช่วงระยะเวลาการต่อต้าน (7m - 16m)

การคำนวณขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวเคราะห์น้อยจะดำเนินการบนพื้นฐานของความสว่างความสามารถในการสะท้อนรังสีที่มองเห็นได้และอินฟราเรด
จาก 3.5 พันรายการมีเพียง 14 ดาวเคราะห์น้อยที่มีขนาดขวางเกิน 250 กม. ส่วนที่เหลือนั้นเจียมเนื้อเจียมตัวกว่ามากมีแม้แต่ดาวเคราะห์น้อยที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 0.7 กม. ดาวเคราะห์น้อยที่ใหญ่ที่สุดที่รู้จักกันดี - Ceres, Pallas, Vesta และ Hygia (1,000 ถึง 450 กม.) ดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็กไม่มีรูปร่างเป็นทรงกลมคล้ายกับก้อนหินที่ไม่มีรูปร่างมากกว่า

มวลดาวเคราะห์น้อยก็ผันผวนเช่นกัน มวลที่ใหญ่ที่สุดถูกกำหนดสำหรับเซเรสมีขนาดเล็กกว่าขนาดของดาวเคราะห์โลก 4000 เท่า มวลของดาวเคราะห์น้อยทั้งหมดยังน้อยกว่ามวลของโลกเราและเป็นหนึ่งในพันของมันด้วย
ดาวเคราะห์ขนาดเล็กทั้งหมดไม่มีบรรยากาศ บางส่วนมีการหมุนตามแนวแกนซึ่งกำหนดโดยการเปลี่ยนแปลงความสว่างที่บันทึกไว้เป็นประจำ ดังนั้น Pallas จึงมีระยะเวลาการหมุนเวียน 7.9 ชั่วโมงและ Icarus เปลี่ยนในเวลาเพียง 2 ชั่วโมง 16 นาที

ตามการสะท้อนแสงของดาวเคราะห์น้อยพวกมันรวมกันเป็น 3 กลุ่มคือโลหะแสงและสีเข้ม กลุ่มหลัง ได้แก่ ดาวเคราะห์น้อยซึ่งพื้นผิวสามารถสะท้อนแสงได้ไม่เกิน 5% ของแสงตกกระทบของดวงอาทิตย์ พื้นผิวของพวกมันเกิดจากหินคล้ายกับหินบะซอลต์คาร์บอเนตและสีดำ นั่นคือเหตุผลที่ดาวเคราะห์น้อยมืดเรียกว่าคาร์บอเนเชียส

การสะท้อนแสงสูงสุดของดาวเคราะห์น้อยแสง (10-25%) วัตถุท้องฟ้าเหล่านี้มีพื้นผิวคล้ายกับสารประกอบซิลิกอน พวกเขาเรียกว่าดาวเคราะห์น้อยหิน ดาวเคราะห์น้อยประเภทโลหะเป็นสิ่งที่พบได้น้อยที่สุด คล้ายกับแสงพื้นผิวของร่างกายเหล่านี้ชวนให้นึกถึงโลหะผสมของเหล็กและนิกเกิลมากกว่า

ความถูกต้องของการจำแนกประเภทนี้ได้รับการยืนยันจากองค์ประกอบทางเคมีของอุกกาบาตที่ตกลงสู่พื้นผิวโลก กลุ่มดาวเคราะห์น้อยที่ไม่มีนัยสำคัญมีความแตกต่างซึ่งไม่สามารถจำแนกตามเกณฑ์นี้ได้ เปอร์เซ็นต์ของกลุ่มดาวเคราะห์น้อย 3 กลุ่มที่กำหนดมีดังนี้: มืด (ประเภท C) - 75%, แสง (ประเภท S) - 15% และโลหะ 10% (ประเภท M)

ตัวบ่งชี้ขั้นต่ำของการสะท้อนแสงของดาวเคราะห์น้อยคือ 3-4% และค่าสูงสุดถึง 40% ของปริมาณแสงตกกระทบทั้งหมด ดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็กหมุนเร็วที่สุดมีรูปร่างหลากหลายมาก สันนิษฐานว่าประกอบด้วยวัสดุที่สร้างระบบสุริยะ ข้อสันนิษฐานนี้ได้รับการยืนยันจากการเปลี่ยนแปลงของดาวเคราะห์น้อยประเภทเด่นที่เป็นของแถบดาวเคราะห์น้อยที่มีระยะห่างจากดวงอาทิตย์
ในการเคลื่อนที่ของพวกมันดาวเคราะห์น้อยจะชนกันอย่างหลีกเลี่ยงไม่ได้โดยกระจายเป็นส่วนเล็ก ๆ ในเวลาเดียวกัน

ความดันภายในดาวเคราะห์น้อยไม่มากดังนั้นจึงไม่ร้อนขึ้น พื้นผิวของพวกมันอาจร้อนขึ้นเล็กน้อยภายใต้อิทธิพลของแสงแดด แต่ความร้อนนี้จะไม่คงอยู่และไปสู่อวกาศ โดยประมาณ ตัวบ่งชี้อุณหภูมิพื้นผิวดาวเคราะห์น้อย อยู่ในช่วง -120 ° C ถึง -100 ° C อุณหภูมิที่เพิ่มขึ้นอย่างมีนัยสำคัญเช่นสูงถึง +730 ° C (อิคารัส) สามารถบันทึกได้เฉพาะในช่วงเวลาที่ใกล้ดวงอาทิตย์ หลังจากที่ดาวเคราะห์น้อยหลุดออกไปจะเกิดการเย็นตัวลงอย่างรวดเร็ว

- วัตถุเหล่านี้เป็นหินและโลหะที่หมุนรอบตัวเอง แต่มีขนาดเล็กเกินไปที่จะพิจารณาว่าเป็นดาวเคราะห์
ดาวเคราะห์น้อยมีขนาดตั้งแต่ Ceres ซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 1,000 กม. ไปจนถึงขนาดของหินธรรมดา ดาวเคราะห์น้อยที่รู้จักกันสิบหกดวงมีเส้นผ่านศูนย์กลาง 240 กม. หรือมากกว่านั้น วงโคจรของพวกเขาเป็นวงรีข้ามวงโคจรและถึงวงโคจร อย่างไรก็ตามดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่บรรจุอยู่ในแถบหลักซึ่งตั้งอยู่ระหว่างวงโคจรและ บางวงมีวงโคจรที่ตัดกับโลกและบางส่วนเคยชนกับโลกในอดีต
ตัวอย่างหนึ่งคือปล่องอุกกาบาต Barringer ใกล้เมือง Winslow รัฐแอริโซนา

ดาวเคราะห์น้อยเป็นวัสดุที่เหลือจากการก่อตัวของระบบสุริยะ ทฤษฎีหนึ่งชี้ให้เห็นว่าพวกมันเป็นเศษซากของดาวเคราะห์ที่ถูกทำลายจากการชนกันเมื่อนานมาแล้ว ดาวเคราะห์น้อยเป็นวัสดุที่ไม่สามารถก่อตัวเป็นดาวเคราะห์ได้ อันที่จริงถ้ามวลรวมโดยประมาณของดาวเคราะห์น้อยทั้งหมดรวมกันเป็นวัตถุชิ้นเดียววัตถุนั้นจะมีเส้นผ่านศูนย์กลางน้อยกว่า 1,500 กิโลเมตรซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางน้อยกว่าครึ่งหนึ่งของดวงจันทร์ของเรา

ความเข้าใจของเราเกี่ยวกับดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่มาจากการศึกษาชิ้นส่วนของเศษอวกาศที่ตกลงบนพื้นผิวโลก ดาวเคราะห์น้อยที่กำลังจะชนกับโลกเรียกว่าอุกกาบาต เมื่อดาวตกเข้าสู่ชั้นบรรยากาศด้วยความเร็วสูงแรงเสียดทานจะทำให้มันร้อนจนมีอุณหภูมิสูงและจะลุกไหม้ในชั้นบรรยากาศ หากอุกกาบาตไหม้ไม่หมดสิ่งที่หลงเหลืออยู่จะตกลงบนพื้นผิวโลกและเรียกว่าอุกกาบาต

อุกกาบาตอย่างน้อย 92.8 เปอร์เซ็นต์ประกอบด้วยซิลิเกต (หิน) และ 5.7 เปอร์เซ็นต์ประกอบด้วยเหล็กและนิกเกิลส่วนที่เหลือเป็นส่วนผสมของวัสดุทั้งสามนี้ อุกกาบาตหินเป็นสิ่งที่หาได้ยากที่สุดเนื่องจากมีลักษณะคล้ายกับหินบกมาก

เนื่องจากดาวเคราะห์น้อยเป็นวัสดุจากระบบสุริยะยุคแรก ๆ นักวิทยาศาสตร์จึงสนใจที่จะศึกษาองค์ประกอบของมัน ยานอวกาศที่บินเหนือแถบดาวเคราะห์น้อยพบว่าสายพานถูกปล่อยออกมาอย่างเพียงพอและดาวเคราะห์น้อยถูกแยกออกจากกันด้วยระยะทางไกล

ในเดือนตุลาคม พ.ศ. 2534 ยานอวกาศกาลิเลโอเข้าใกล้ดาวเคราะห์น้อย 951 กาสปราและส่งภาพที่มีความแม่นยำสูงของโลกเป็นครั้งแรกในประวัติศาสตร์ ในเดือนสิงหาคม พ.ศ. 2536 ยานอวกาศของกาลิเลโอได้เผชิญหน้ากับดาวเคราะห์น้อย 243 ไอด้าอย่างใกล้ชิด มันเป็นดาวเคราะห์น้อยดวงที่สองที่มีการเยี่ยมชมโดยยานอวกาศ ทั้งแกสปราและไอด้าจัดเป็นดาวเคราะห์น้อยประเภท S และประกอบด้วยซิลิเกตที่อุดมด้วยโลหะ

เมื่อวันที่ 27 มิถุนายน 1997 ยานอวกาศ NEAR ได้ผ่านเข้าใกล้ดาวเคราะห์น้อย 253 Matilda สิ่งนี้อนุญาตให้ส่งไปยังโลกเป็นครั้งแรกในมุมมองทั่วไปของดาวเคราะห์น้อยที่อุดมด้วยคาร์บอนซึ่งเป็นของดาวเคราะห์น้อยประเภท C

นาธาน Eismont
ปริญญาเอกสาขาฟิสิกส์และคณิตศาสตร์นักวิจัยชั้นนำ (สถาบันวิจัยอวกาศ RAS)
แอนตันเลดคอฟ
นักวิจัย (สถาบันวิจัยอวกาศ RAS)
“ วิทยาศาสตร์กับชีวิต” ครั้งที่ 1 พ.ศ. 2558 ครั้งที่ 2 พ.ศ. 2558

ระบบสุริยะมักถูกมองว่าเป็นพื้นที่ว่างที่มีดาวเคราะห์แปดดวงหมุนรอบตัวเองบางดวงมีดาวเทียม จะมีใครบางคนจำดาวเคราะห์ดวงน้อยหลายดวงซึ่งเพิ่งมีการอ้างถึงดาวพลูโตเกี่ยวกับแถบดาวเคราะห์น้อยเกี่ยวกับอุกกาบาตที่บางครั้งตกลงมายังโลกและดาวหางที่ประดับบนท้องฟ้าเป็นครั้งคราว แนวคิดนี้ค่อนข้างถูกต้อง: ไม่มียานอวกาศจำนวนมากที่ได้รับผลกระทบจากการชนกับดาวเคราะห์น้อยหรือดาวหาง - พื้นที่ค่อนข้างกว้างขวาง

และอย่างไรก็ตามปริมาณมหาศาลของระบบสุริยะประกอบด้วยจำนวนไม่มากหลายแสนไม่ใช่หมื่นล้าน แต่มีหน่วยจักรวาลที่มีเลขศูนย์สิบห้าดวง (หน่วยที่มีศูนย์สิบห้า) ขนาดและมวลต่างๆกัน พวกเขาทั้งหมดเคลื่อนไหวและโต้ตอบตามกฎของฟิสิกส์และกลศาสตร์ท้องฟ้า บางส่วนถูกสร้างขึ้นในเอกภพที่เก่าแก่ที่สุดและประกอบด้วยสสารดั้งเดิมของมันและสิ่งเหล่านี้เป็นวัตถุที่น่าสนใจที่สุดในการวิจัยทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ แต่ยังมีวัตถุที่อันตรายมากเช่นดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่การชนกับโลกสามารถทำลายชีวิตบนมันได้ การติดตามและกำจัดอันตรายจากดาวเคราะห์น้อยถือเป็นงานที่สำคัญและน่าตื่นเต้นไม่แพ้กันสำหรับนักฟิสิกส์ดาราศาสตร์

ประวัติการค้นพบดาวเคราะห์น้อย

ดาวเคราะห์น้อยดวงแรกถูกค้นพบในปี 1801 โดย Giuseppe Piazi ผู้อำนวยการหอดูดาวในปาแลร์โม (ซิซิลี) เขาเรียกมันว่าเซเรสและตอนแรกคิดว่ามันเป็นดาวเคราะห์น้อย คำว่า "ดาวเคราะห์น้อย" ซึ่งแปลมาจากภาษากรีกโบราณ - "เหมือนดวงดาว" ได้รับการเสนอโดยนักดาราศาสตร์วิลเลียมเฮอร์เชล (ดู Science and Life, ฉบับที่ 7, 2012, บทความ "The Tale of the Musician William Herschel, Who Doubled the Space") เซเรสและวัตถุที่คล้ายกัน (Pallas, Juno และ Vesta) ซึ่งค้นพบในอีกหกปีข้างหน้าถูกมองว่าเป็นจุดมากกว่าแผ่นดิสก์ในกรณีของดาวเคราะห์ ในเวลาเดียวกันซึ่งแตกต่างจากดาวฤกษ์คงที่พวกมันเคลื่อนที่เหมือนดาวเคราะห์ ควรสังเกตว่าการสังเกตการณ์ที่ทำให้เกิดการค้นพบดาวเคราะห์น้อยเหล่านี้เกิดขึ้นโดยมีจุดมุ่งหมายเพื่อพยายามค้นหาดาวเคราะห์ที่ "หายไป" ความจริงก็คือดาวเคราะห์ที่ค้นพบแล้วนั้นตั้งอยู่ในวงโคจรที่ห่างจากดวงอาทิตย์ในระยะทางที่สอดคล้องกับกฎของโบด ตามนั้นดาวเคราะห์ควรจะอยู่ระหว่างดาวอังคารและดาวพฤหัสบดี ดังที่คุณทราบไม่มีดาวเคราะห์ในวงโคจรดังกล่าว แต่โดยประมาณในบริเวณนี้พวกเขาค้นพบแถบดาวเคราะห์น้อยในเวลาต่อมาซึ่งเรียกว่าดวงหลัก นอกจากนี้ตามที่ปรากฎกฎของ Bode ไม่มีเหตุผลทางกายภาพใด ๆ และตอนนี้ถือว่าเป็นเพียงการรวมตัวเลขแบบสุ่ม ยิ่งไปกว่านั้นดาวเนปจูนที่ค้นพบในภายหลัง (พ.ศ. 2391) อยู่ในวงโคจรที่ไม่เห็นด้วยกับมัน

หลังจากการค้นพบดาวเคราะห์น้อยทั้งสี่ที่กล่าวถึงการสังเกตการณ์เพิ่มเติมในช่วงแปดปีไม่ได้นำไปสู่ความสำเร็จ พวกเขาหยุดชะงักเนื่องจากสงครามนโปเลียนซึ่งเป็นช่วงที่เมืองลิเลียนทาลใกล้กับเบรเมินถูกไฟไหม้ซึ่งมีการประชุมของนักดาราศาสตร์ - นักล่าดาวเคราะห์น้อย การสังเกตการณ์กลับมาอีกครั้งในปี พ.ศ. 2373 แต่ความสำเร็จเกิดขึ้นในปี พ.ศ. 2388 ด้วยการค้นพบดาวเคราะห์น้อยแอสเทรีย นับจากนั้นเป็นต้นมาดาวเคราะห์น้อยเริ่มถูกค้นพบด้วยความถี่อย่างน้อยหนึ่งครั้งต่อปี ส่วนใหญ่อยู่ในแถบดาวเคราะห์น้อยหลักระหว่างดาวอังคารและดาวพฤหัสบดี ในปีพ. ศ. 2411 มีการค้นพบดาวเคราะห์น้อยประมาณหนึ่งร้อยดวงภายในปี 1981 - 10,000 และภายในปี 2000 - มากกว่า 100,000 ดวง

องค์ประกอบทางเคมีรูปร่างขนาดและวงโคจรของดาวเคราะห์น้อย

หากเราจำแนกดาวเคราะห์น้อยตามระยะห่างจากดวงอาทิตย์กลุ่มแรกจะรวมถึงภูเขาไฟซึ่งเป็นแถบสมมุติฐานของดาวเคราะห์รองระหว่างดวงอาทิตย์และดาวพุธ ยังไม่มีการค้นพบวัตถุชิ้นเดียวจากแถบนี้และแม้ว่าจะพบหลุมอุกกาบาตจำนวนมากที่เกิดจากการตกของดาวเคราะห์น้อยบนพื้นผิวดาวพุธ แต่ก็ไม่สามารถใช้เป็นหลักฐานการมีอยู่ของแถบนี้ได้ ก่อนหน้านี้พวกเขาพยายามอธิบายถึงความผิดปกติในการเคลื่อนที่ของดาวพุธโดยการปรากฏตัวของดาวเคราะห์น้อยที่นั่น แต่จากนั้นพวกเขาก็ได้รับการอธิบายโดยคำนึงถึงผลกระทบเชิงสัมพัทธภาพ ดังนั้นจึงยังไม่ได้รับคำตอบสุดท้ายสำหรับคำถามเกี่ยวกับการปรากฏตัวของ Vulcanoids ที่เป็นไปได้ ตามด้วยดาวเคราะห์น้อยใกล้โลกที่อยู่ในกลุ่ม 4 กลุ่ม

ดาวเคราะห์น้อยแถบหลัก เคลื่อนที่ในวงโคจรระหว่างวงโคจรของดาวอังคารและดาวพฤหัสบดีนั่นคือที่ระยะทาง 2.1 ถึง 3.3 หน่วยดาราศาสตร์ (AU) จากดวงอาทิตย์ ระนาบวงโคจรของพวกมันอยู่ใกล้สุริยุปราคาความเอียงของพวกมันไปยังสุริยุปราคาส่วนใหญ่อยู่ที่ 20 องศาถึง 35 องศาสำหรับบางคนความเบี้ยวจากศูนย์ถึง 0.35 เห็นได้ชัดว่าดาวเคราะห์น้อยที่ใหญ่ที่สุดและสว่างที่สุดถูกค้นพบก่อน: เส้นผ่านศูนย์กลางเฉลี่ยของ Ceres, Pallas และ Vesta คือ 952, 544 และ 525 กิโลเมตรตามลำดับ ดาวเคราะห์น้อยยิ่งมีขนาดเล็กเท่าใดก็ยิ่งมีขนาดใหญ่เท่านั้น: ดาวเคราะห์น้อยในสายพานหลักเพียง 140 ดวงจาก 100,000 ดวงมีเส้นผ่านศูนย์กลางเฉลี่ยมากกว่า 120 กิโลเมตร มวลรวมของดาวเคราะห์น้อยทั้งหมดมีขนาดค่อนข้างเล็กคิดเป็นประมาณ 4% ของมวลของดวงจันทร์ ดาวเคราะห์น้อยที่ใหญ่ที่สุด - เซเรส - มีมวล 946 · 10 15 ตัน โดยตัวมันเองขนาดดูเหมือนใหญ่มาก แต่มีเพียง 1.3% ของมวลของดวงจันทร์ (735 10 17 ตัน) จากการประมาณครั้งแรกขนาดของดาวเคราะห์น้อยสามารถกำหนดได้จากความสว่างและระยะห่างจากดวงอาทิตย์ แต่เราต้องคำนึงถึงลักษณะการสะท้อนแสงของดาวเคราะห์น้อยด้วยนั่นคืออัลเบโด หากพื้นผิวของดาวเคราะห์น้อยมืดก็จะเรืองแสงอ่อนลง ด้วยเหตุผลเหล่านี้ในรายชื่อดาวเคราะห์น้อยสิบดวงซึ่งจัดเรียงตามลำดับการค้นพบดาวเคราะห์น้อย Hygea ที่ใหญ่เป็นอันดับสามจึงอยู่ในอันดับสุดท้าย

ตัวเลขที่แสดงแถบดาวเคราะห์น้อยหลักมักจะแสดงให้เห็นว่าก้อนหินจำนวนมากเคลื่อนที่ใกล้กันพอสมควร ในความเป็นจริงภาพอยู่ห่างไกลจากความเป็นจริงมากเนื่องจากโดยทั่วไปแล้วมวลรวมขนาดเล็กของสายพานจะกระจายไปตามปริมาตรขนาดใหญ่ดังนั้นพื้นที่จึงค่อนข้างว่างเปล่า ยานอวกาศทั้งหมดที่เปิดตัวจนถึงปัจจุบันนอกเหนือวงโคจรของดาวพฤหัสบดีได้บินผ่านแถบดาวเคราะห์น้อยโดยไม่มีความเสี่ยงที่จะชนกับดาวเคราะห์น้อย อย่างไรก็ตามตามมาตรฐานของเวลาทางดาราศาสตร์การชนกันของดาวเคราะห์น้อยซึ่งกันและกันและกับดาวเคราะห์ไม่ได้ดูไม่น่าเป็นไปได้อีกต่อไปเนื่องจากสามารถตัดสินได้จากจำนวนหลุมอุกกาบาตบนพื้นผิวของพวกมัน

โทรจัน - ดาวเคราะห์น้อยที่เคลื่อนที่ไปตามวงโคจรของดาวเคราะห์ดวงแรกถูกค้นพบในปี 1906 โดย Max Wolf นักดาราศาสตร์ชาวเยอรมัน ดาวเคราะห์น้อยเคลื่อนที่รอบดวงอาทิตย์ในวงโคจรของดาวพฤหัสบดีโดยอยู่ข้างหน้าโดยเฉลี่ย 60 องศา นอกจากนี้ยังมีการค้นพบวัตถุท้องฟ้าทั้งกลุ่มที่เคลื่อนไปข้างหน้าของดาวพฤหัสบดี

ในขั้นต้นพวกเขาได้รับชื่อเพื่อเป็นเกียรติแก่วีรบุรุษในตำนานแห่งสงครามโทรจันผู้ซึ่งต่อสู้กับชาวกรีกที่ล้อมเมืองทรอย นอกจากดาวเคราะห์น้อยที่อยู่ข้างหน้าดาวพฤหัสบดีแล้วยังมีดาวเคราะห์น้อยอีกกลุ่มหนึ่งที่อยู่ข้างหลังมันในมุมเดียวกัน พวกเขาถูกตั้งชื่อโดยโทรจันตามผู้พิทักษ์แห่งทรอย ในปัจจุบันดาวเคราะห์น้อยของทั้งสองกลุ่มเรียกว่าโทรจันและพวกมันเคลื่อนที่ไปในบริเวณใกล้เคียงกับจุดลากรองจ์ L 4 และ L 5 ซึ่งเป็นจุดที่มีการเคลื่อนที่คงที่ในปัญหาสามตัว วัตถุท้องฟ้าที่ติดอยู่ในสภาพแวดล้อมทำให้เกิดการเคลื่อนไหวแบบสั่นโดยไม่ต้องไปไกลเกินไป ด้วยเหตุผลที่ยังไม่สามารถอธิบายได้มีดาวเคราะห์น้อยอยู่ข้างหน้าดาวพฤหัสบดีประมาณ 40% มากกว่าดาวเคราะห์ที่ล้าหลัง สิ่งนี้ได้รับการยืนยันโดยการวัดเมื่อเร็ว ๆ นี้โดย NEOWISE ดาวเทียมอเมริกันโดยใช้กล้องโทรทรรศน์ขนาด 40 เซนติเมตรที่ติดตั้งเครื่องตรวจจับที่ทำงานในช่วงอินฟราเรด การวัดในช่วงอินฟราเรดช่วยขยายความเป็นไปได้ในการศึกษาดาวเคราะห์น้อยอย่างมีนัยสำคัญเมื่อเปรียบเทียบกับที่มาจากแสงที่มองเห็นได้ ประสิทธิภาพของมันสามารถตัดสินได้จากจำนวนดาวเคราะห์น้อยและดาวหางในระบบสุริยะที่จัดทำรายการโดยใช้ NEOWISE มีมากกว่า 158,000 คนและภารกิจของอุปกรณ์ยังคงดำเนินต่อไป ที่น่าสนใจโทรจันมีความแตกต่างอย่างชัดเจนจากดาวเคราะห์น้อยในแถบหลักส่วนใหญ่ มีพื้นผิวด้านเป็นสีน้ำตาลแดงและส่วนใหญ่เรียกว่า D-class ดาวเคราะห์น้อยเหล่านี้มีอัลเบโดต่ำมากนั่นคือมีพื้นผิวสะท้อนแสงที่อ่อนแอ คล้ายกับพวกเขาสามารถพบได้เฉพาะในบริเวณด้านนอกของสายพานหลัก

ดาวพฤหัสบดีไม่ใช่คนเดียวที่มีโทรจัน ดาวเคราะห์ดวงอื่น ๆ ในระบบสุริยะรวมถึงโลก (แต่ไม่ใช่ดาวศุกร์และดาวพุธ) จะมาพร้อมกับโทรจันที่จัดกลุ่มในบริเวณใกล้เคียงกับจุด L 4, L 5 Lagrange ดาวเคราะห์น้อยโทรจัน Earth 2010 TK7 ถูกค้นพบด้วยกล้องโทรทรรศน์ NEOWISE เมื่อไม่นานมานี้ - ในปี 2010 มันเคลื่อนที่ไปข้างหน้าโลกในขณะที่แอมพลิจูดของการสั่นรอบจุด L 4 มีขนาดใหญ่มากดาวเคราะห์น้อยไปถึงจุดตรงข้ามกับโลกโดยเคลื่อนที่รอบดวงอาทิตย์และเคลื่อนที่ออกไปไกลผิดปกติจากระนาบสุริยุปราคา

แอมพลิจูดการสั่นขนาดใหญ่ดังกล่าวนำไปสู่การเข้าใกล้โลกที่เป็นไปได้มากถึง 20 ล้านกิโลเมตร อย่างไรก็ตามการชนกับโลกอย่างน้อยในอีก 20,000 ปีข้างหน้านั้นไม่เป็นปัญหาอย่างสิ้นเชิง การเคลื่อนที่ของโทรจันภาคพื้นดินนั้นแตกต่างจากการเคลื่อนที่ของโทรจันของดาวพฤหัสบดีอย่างมากซึ่งจะไม่ทิ้งจุดลากรองจ์ในระยะเชิงมุมที่สำคัญเช่นนี้ การเคลื่อนที่ประเภทนี้ทำให้ยานอวกาศปฏิบัติภารกิจได้ยากเนื่องจากเนื่องจากวงโคจรของโทรจันที่มีความเอียงอย่างมีนัยสำคัญกับระนาบของสุริยุปราคาการไปถึงดาวเคราะห์น้อยจากโลกและการลงจอดนั้นต้องใช้ความเร็วลักษณะที่สูงเกินไปดังนั้นจึงทำให้ต้นทุนเชื้อเพลิงสูง

แถบไคเปอร์ อยู่นอกวงโคจรของดาวเนปจูนและขยายได้ถึง 120 AU จากดวงอาทิตย์ มันอยู่ใกล้กับระนาบของสุริยุปราคาซึ่งอาศัยอยู่โดยวัตถุจำนวนมากรวมทั้งน้ำแข็งในน้ำและก๊าซแช่แข็งและทำหน้าที่เป็นแหล่งที่เรียกว่าดาวหางช่วงสั้น ๆ วัตถุชิ้นแรกจากพื้นที่นี้ถูกค้นพบในปี 1992 และจนถึงปัจจุบันมีการค้นพบมากกว่า 1300 ชิ้นเนื่องจากวัตถุท้องฟ้าของแถบไคเปอร์อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์มากขนาดของมันจึงยากที่จะระบุได้ สิ่งนี้ทำบนพื้นฐานของการวัดความสว่างของแสงที่สะท้อนและความแม่นยำของการคำนวณขึ้นอยู่กับว่าเรารู้คุณค่าของอัลเบโดดีเพียงใด การวัดอินฟราเรดมีความน่าเชื่อถือมากขึ้นเนื่องจากให้ระดับการแผ่รังสีของวัตถุเอง ข้อมูลดังกล่าวได้มาจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์สำหรับวัตถุที่ใหญ่ที่สุดในแถบไคเปอร์

หนึ่งในวัตถุที่น่าสนใจที่สุดในเข็มขัดคือ Haumea ซึ่งตั้งชื่อตามเทพธิดาแห่งความอุดมสมบูรณ์และการคลอดบุตรของฮาวาย มันเป็นส่วนหนึ่งของครอบครัวการปะทะกัน ดูเหมือนว่าวัตถุนี้จะชนกับวัตถุอื่นที่มีขนาดครึ่งหนึ่ง ผลกระทบดังกล่าวทำให้น้ำแข็งชิ้นใหญ่แตกกระจายและทำให้ Haumea หมุนด้วยระยะเวลาประมาณสี่ชั่วโมง การปั่นอย่างรวดเร็วทำให้มีรูปร่างเหมือนลูกอเมริกันฟุตบอลหรือแตงโม Haumea มาพร้อมกับดาวเทียมสองดวง - Hi'iaka และ Namaka

ตามทฤษฎีที่ได้รับการยอมรับจนถึงปัจจุบันประมาณ 90% ของวัตถุในแถบไคเปอร์เคลื่อนที่ในวงโคจรวงกลมที่อยู่ห่างไกลเกินวงโคจรของดาวเนปจูนซึ่งเป็นที่ที่พวกมันก่อตัว วัตถุหลายสิบชิ้นในแถบนี้ (เรียกว่าเซนทอร์เนื่องจากขึ้นอยู่กับระยะทางไปยังดวงอาทิตย์พวกมันจึงแสดงตัวเป็นดาวเคราะห์น้อยหรือดาวหาง) อาจก่อตัวขึ้นในบริเวณที่ใกล้กับดวงอาทิตย์มากขึ้นจากนั้นอิทธิพลของดาวมฤตยูและดาวเนปจูนทำให้พวกมันเคลื่อนไปที่สูง วงโคจรรูปไข่ที่มี aphelions สูงถึง 200 AU และความโน้มเอียงขนาดใหญ่ พวกเขาสร้างดิสก์หนา 10 AU แต่ในความเป็นจริงยังไม่ได้กำหนดขอบด้านนอกของแถบไคเปอร์ จนกระทั่งเมื่อไม่นานมานี้ดาวพลูโตและชารอนถือเป็นเพียงตัวอย่างเดียวของวัตถุที่ใหญ่ที่สุดในโลกน้ำแข็งในส่วนนอกของระบบสุริยะ แต่ในปี 2548 มีการค้นพบร่างของดาวเคราะห์อีกดวงหนึ่ง - Eris (ตั้งชื่อตามเทพธิดาแห่งความขัดแย้งของกรีก) ซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางน้อยกว่าเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวพลูโตเล็กน้อย (เดิมสันนิษฐานว่ามีขนาดใหญ่กว่า 10%) Eris เคลื่อนที่เข้าสู่วงโคจรโดยมี perihelion 38 AU และ aphelion 98 au เธอมีเพื่อนตัวเล็ก - Dysnomia ในตอนแรก Eris ได้รับการวางแผนให้ถือว่าเป็นดาวเคราะห์ดวงที่ 10 (รองจากดาวพลูโต) ในระบบสุริยะ แต่แล้วสหพันธ์ดาราศาสตร์สากลได้ลบดาวพลูโตออกจากรายชื่อดาวเคราะห์กลายเป็นชั้นใหม่ที่เรียกว่าดาวเคราะห์แคระซึ่งรวมถึงดาวพลูโตอีริสและเซเร คาดกันว่าแถบไคเปอร์มีน้ำแข็งหลายแสนก้อนอยู่ห่างออกไป 100 กิโลเมตรและมีดาวหางไม่น้อยกว่าหนึ่งล้านล้านดวง อย่างไรก็ตามโดยทั่วไปวัตถุเหล่านี้มีขนาดค่อนข้างเล็ก - 10-50 กิโลเมตร - และไม่สว่างมาก ช่วงเวลาของการปฏิวัติรอบดวงอาทิตย์เป็นเวลาหลายร้อยปีซึ่งทำให้การตรวจจับมีความซับซ้อนมาก หากเราเห็นด้วยกับสมมติฐานที่ว่ามีเพียงประมาณ 35,000 วัตถุในแถบไคเปอร์ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า 100 กิโลเมตรมวลรวมของพวกมันจะมากกว่ามวลของร่างกายขนาดนี้หลายร้อยเท่าจากแถบดาวเคราะห์น้อยหลัก ในเดือนสิงหาคม 2549 มีรายงานว่าในเอกสารข้อมูลการวัดการแผ่รังสีเอ็กซ์เรย์ของดาวนิวตรอนราศีพิจิกเอ็กซ์ -1 พบสุริยุปราคาโดยวัตถุขนาดเล็ก สิ่งนี้ให้เหตุผลเพื่อยืนยันว่าจำนวนของวัตถุในแถบไคเปอร์ที่มีขนาดประมาณ 100 เมตรขึ้นไปนั้นมีมูลค่าประมาณหนึ่งสี่ล้านล้าน (10 15) ในขั้นต้นในขั้นตอนก่อนหน้าของวิวัฒนาการของระบบสุริยะมวลของวัตถุในแถบไคเปอร์มีมากกว่าปัจจุบัน - ตั้งแต่ 10 ถึง 50 มวลของโลก ปัจจุบันมวลรวมของวัตถุทั้งหมดในแถบไคเปอร์รวมถึงเมฆออร์ตที่อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์น้อยกว่ามวลของดวงจันทร์มาก ดังที่แสดงโดยการจำลองทางคอมพิวเตอร์มวลเกือบทั้งหมดของดิสก์บริสุทธิ์อยู่นอก 70 AU สูญหายไปเนื่องจากการชนที่เกิดจากดาวเนปจูนซึ่งส่งผลให้วัตถุในสายพานบดเป็นฝุ่นซึ่งถูกลมสุริยะพัดเข้าสู่อวกาศระหว่างดวงดาว ร่างกายทั้งหมดนี้เป็นที่สนใจอย่างมากเนื่องจากมีการสันนิษฐานว่าได้รับการอนุรักษ์ไว้ในรูปแบบดั้งเดิมตั้งแต่การก่อตัวของระบบสุริยะ

Oort Cloud มีวัตถุที่อยู่ไกลที่สุดในระบบสุริยะ เป็นพื้นที่ทรงกลมที่ขยายไปในระยะทางตั้งแต่ 5 ถึง 100,000 AU จากดวงอาทิตย์และถือเป็นแหล่งที่ดาวหางคาบยาวมาถึงบริเวณชั้นในของระบบสุริยะ ระบบคลาวด์ไม่ได้รับการสังเกตด้วยเครื่องมือจนถึงปี 2546 ในเดือนมีนาคม พ.ศ. 2547 นักดาราศาสตร์กลุ่มหนึ่งได้ประกาศการค้นพบวัตถุคล้ายดาวเคราะห์ที่โคจรรอบดวงอาทิตย์เป็นระยะทางไกลเป็นประวัติการณ์ซึ่งหมายความว่ามีอุณหภูมิต่ำเป็นพิเศษ

วัตถุนี้ (2003VB12) ชื่อเซดนาตามเทพีเอสกิโมผู้ให้ชีวิตแก่ผู้อยู่อาศัยในความลึกของทะเลอาร์คติกเข้าใกล้ดวงอาทิตย์ในช่วงเวลาสั้น ๆ โดยเคลื่อนที่ในวงโคจรรูปไข่ที่มีความยาวมากโดยมีระยะเวลา 10,500 ปี แต่ถึงแม้จะเข้าใกล้ดวงอาทิตย์เซดนาก็ไปไม่ถึงขอบเขตด้านนอกของแถบไคเปอร์ซึ่งอยู่ที่ 55 AU จากดวงอาทิตย์: วงโคจรของมันมีตั้งแต่ 76 (perihelion) ถึง 1,000 (aphelion) AU สิ่งนี้ทำให้ผู้ค้นพบเซดนาระบุว่ามันเป็นวัตถุท้องฟ้าที่สังเกตเห็นครั้งแรกจากเมฆออร์ตซึ่งตั้งอยู่นอกแถบไคเปอร์อย่างถาวร

ตามลักษณะสเปกตรัมการจำแนกประเภทที่ง่ายที่สุดแบ่งดาวเคราะห์น้อยออกเป็นสามกลุ่ม:
C - คาร์บอน (ทราบ 75%)
S - ซิลิคอน (รู้จัก 17%)
U - ไม่รวมอยู่ในสองกลุ่มแรก

ในปัจจุบันการจำแนกประเภทที่กำหนดมีการขยายและรายละเอียดมากขึ้นเรื่อย ๆ รวมถึงกลุ่มใหม่ ๆ ภายในปี 2002 จำนวนของพวกมันเพิ่มขึ้นเป็น 24 กลุ่มตัวอย่างของกลุ่มใหม่คือ M-class ของดาวเคราะห์น้อยที่เป็นโลหะส่วนใหญ่ อย่างไรก็ตามควรระลึกไว้เสมอว่าการจำแนกดาวเคราะห์น้อยตามลักษณะสเปกตรัมของพื้นผิวเป็นงานที่ยากมาก ดาวเคราะห์น้อยในคลาสเดียวกันไม่จำเป็นต้องมีองค์ประกอบทางเคมีที่เหมือนกัน

ภารกิจอวกาศสู่ดาวเคราะห์น้อย

ดาวเคราะห์น้อยมีขนาดเล็กเกินไปสำหรับการศึกษาโดยละเอียดด้วยกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดิน ภาพของพวกเขาสามารถรับได้โดยใช้เรดาร์ แต่สำหรับสิ่งนี้พวกเขาจะต้องบินเข้าใกล้โลกมากพอ วิธีการที่ค่อนข้างน่าสนใจในการกำหนดขนาดของดาวเคราะห์น้อยคือการสังเกตการเกิดสุริยุปราคาโดยดาวเคราะห์น้อยจากหลายจุดตามเส้นทางไปยังดาวตรง - ดาวเคราะห์น้อย - จุดบนพื้นผิวโลก วิธีการนี้ประกอบด้วยการคำนวณจุดตัดกันของทิศทางของดาว - ดาวเคราะห์น้อยกับโลกตามวิถีโคจรที่ทราบของดาวเคราะห์น้อยและตามเส้นทางนี้ในระยะทางบางส่วนจากนั้นกำหนดโดยขนาดโดยประมาณของดาวเคราะห์น้อยมีการติดตั้งกล้องโทรทรรศน์เพื่อติดตามดาว ในบางจุดดาวเคราะห์น้อยบดบังดาวดวงนี้จะหายไปสำหรับผู้สังเกตการณ์แล้วจึงปรากฏขึ้นอีกครั้ง ความยาวของเวลาเงาและความเร็วที่ทราบของดาวเคราะห์น้อยจะเป็นตัวกำหนดเส้นผ่านศูนย์กลางของมันและด้วยจำนวนผู้สังเกตการณ์ที่เพียงพอจึงสามารถรับภาพเงาของดาวเคราะห์น้อยได้ ขณะนี้มีชุมชนของนักดาราศาสตร์สมัครเล่นที่ประสบความสำเร็จในการวัดผลแบบประสานกัน

เที่ยวบินของยานอวกาศไปยังดาวเคราะห์น้อยเปิดโอกาสให้มีการวิจัยมากขึ้นอย่างหาที่เปรียบมิได้ เป็นครั้งแรกที่ดาวเคราะห์น้อย (951 Gaspra) ถ่ายภาพโดยยานอวกาศกาลิเลโอในปี 2534 ระหว่างเดินทางไปยังดาวพฤหัสบดีจากนั้นในปี 2536 ได้ถ่ายภาพดาวเคราะห์น้อย 243 ไอดาและดาวเทียม Dactyl แต่สิ่งนี้เสร็จสิ้นแล้วเพื่อที่จะพูดในการผ่านไป

ยานอวกาศลำแรกที่ออกแบบมาเป็นพิเศษสำหรับการสำรวจดาวเคราะห์น้อยคือ NEAR Shoemaker ซึ่งถ่ายภาพดาวเคราะห์น้อย 253 Matilda แล้วเข้าสู่วงโคจรรอบ 433 Eros ซึ่งลงจอดบนพื้นผิวในปี 2544 ฉันต้องบอกว่าการลงจอดนั้นไม่ได้มีการวางแผนไว้ในตอนแรก แต่หลังจากการศึกษาดาวเคราะห์น้อยดวงนี้จากวงโคจรของดาวเทียมประสบความสำเร็จก็ตัดสินใจที่จะพยายามลงจอดอย่างนุ่มนวล แม้ว่าอุปกรณ์จะไม่ได้ติดตั้งอุปกรณ์ลงจอดและระบบควบคุมไม่ได้จัดเตรียมไว้สำหรับการดำเนินการดังกล่าว แต่ก็เป็นไปได้ที่จะลงจอดอุปกรณ์ตามคำสั่งจากโลกและระบบยังคงทำงานบนพื้นผิว นอกจากนี้การบินผ่านของ Matilda ทำให้ไม่เพียง แต่จะได้ภาพจำนวนหนึ่งเท่านั้น แต่ยังสามารถกำหนดมวลของดาวเคราะห์น้อยจากการรบกวนของวิถีของอุปกรณ์ได้ด้วย

ในฐานะที่เป็นงานเคียงข้างกัน (ในระหว่างการดำเนินการหลัก) อุปกรณ์ Deep Space ได้สำรวจดาวเคราะห์น้อย 9969 Braille ในปี 2542 และอุปกรณ์ Stardust - ดาวเคราะห์น้อย 5535 Annafrank

ด้วยความช่วยเหลือของเครื่องมือญี่ปุ่น Hayabusa (แปลว่า "เหยี่ยว") ในเดือนมิถุนายน 2010 ตัวอย่างดินถูกส่งกลับมายังโลกจากพื้นผิวของดาวเคราะห์น้อย 25143 Itokawa ซึ่งเป็นของดาวเคราะห์น้อยใกล้โลก (Apollo) ของชั้นสเปกตรัม S (ซิลิคอน) ในภาพถ่ายของดาวเคราะห์น้อยคุณสามารถเห็นภูมิประเทศที่ขรุขระซึ่งมีก้อนหินและหินกรวดจำนวนมากซึ่งมากกว่า 1,000 ก้อนมีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า 5 เมตรและบางส่วนมีขนาดสูงถึง 50 เมตร ต่อไปเราจะกลับไปที่คุณลักษณะนี้ของ Itokawa

ยานอวกาศ Rosetta ซึ่งเปิดตัวโดย European Space Agency ในปี 2547 ถึงดาวหาง Churyumov-Gerasimenko ได้ลงจอดโมดูล Philae ที่แกนกลางอย่างปลอดภัยเมื่อวันที่ 12 พฤศจิกายน 2014 ระหว่างทางยานได้บินรอบดาวเคราะห์น้อย 2867 Steins ในปี 2008 และ 21 Lutetia ในปี 2010 อุปกรณ์ดังกล่าวได้ชื่อมาจากชื่อของหิน (Rosetta) ซึ่งพบในอียิปต์โดยทหารนโปเลียนใกล้เมืองโบราณ Rosetta บนเกาะ Philae ซึ่งเป็นชื่อของคนเดินดิน ข้อความในสองภาษาถูกแกะสลักบนหิน: อียิปต์โบราณและกรีกโบราณซึ่งเป็นกุญแจสำคัญในการเปิดเผยความลับของอารยธรรมของชาวอียิปต์โบราณนั่นคือการถอดรหัสอักษรอียิปต์โบราณ การเลือกชื่อทางประวัติศาสตร์ผู้พัฒนาโครงการได้เน้นย้ำถึงวัตถุประสงค์ของภารกิจ - เพื่อเปิดเผยความลับของต้นกำเนิดและวิวัฒนาการของระบบสุริยะ

ภารกิจนี้น่าสนใจตรงที่ในช่วงเวลาที่โมดูล Philae ลงจอดบนพื้นผิวของนิวเคลียสของดาวหางมันอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์มากจึงไม่ได้ใช้งาน เมื่อเข้าใกล้ดวงอาทิตย์พื้นผิวแกนกลางจะร้อนขึ้นและการปล่อยก๊าซและฝุ่นจะเริ่มขึ้น การพัฒนากระบวนการทั้งหมดนี้สามารถสังเกตได้จากศูนย์กลางของเหตุการณ์

ที่น่าสนใจมากคือภารกิจต่อเนื่อง Dawn (รุ่งอรุณ) ซึ่งดำเนินการภายใต้โครงการ NASA อุปกรณ์ดังกล่าวเปิดตัวในปี 2550 ถึงดาวเคราะห์น้อยเวสตาในเดือนกรกฎาคม 2554 จากนั้นย้ายไปยังวงโคจรของดาวเทียมและทำการวิจัยที่นั่นจนถึงเดือนกันยายน 2555 ขณะนี้อุปกรณ์กำลังเดินทางไปยังดาวเคราะห์น้อยที่ใหญ่ที่สุด - เซเรส มีเครื่องยนต์อิออนของจรวดไฟฟ้าแรงขับต่ำ ประสิทธิภาพของมันซึ่งพิจารณาจากความเร็วของการไหลออกของของเหลวที่ใช้งานได้ (ซีนอน) นั้นแทบจะเป็นลำดับความสำคัญที่สูงกว่าประสิทธิภาพของเครื่องยนต์เคมีแบบเดิม (ดู Science and Life No. 9, 1999 บทความ Space Electric Locomotive) ทำให้สามารถบินจากวงโคจรดาวเทียมของดาวเคราะห์น้อยดวงหนึ่งไปยังวงโคจรดาวเทียมของอีกดวงหนึ่งได้ แม้ว่าดาวเคราะห์น้อยเวสตาและเซเรสจะเคลื่อนที่เข้าใกล้วงโคจรของดาวเคราะห์น้อยหลักและมีขนาดใหญ่ที่สุด แต่ก็มีลักษณะทางกายภาพที่แตกต่างกันอย่างมาก ถ้าเวสตาเป็นดาวเคราะห์น้อยที่ "แห้ง" จากการสังเกตบนพื้นดินจะพบน้ำน้ำแข็งขั้วโลกตามฤดูกาลและชั้นบรรยากาศที่บางมาก

ชาวจีนยังมีส่วนร่วมในการสำรวจดาวเคราะห์น้อยโดยการบินยานอวกาศฉางเอ๋อไปยังดาวเคราะห์น้อย 4179 ทัวทาทิส เขาถ่ายภาพพื้นผิวเป็นชุดในขณะที่ระยะบินต่ำสุดเพียง 3.2 กิโลเมตร อย่างไรก็ตามภาพที่ดีที่สุดคือถ่ายในระยะทาง 47 กิโลเมตร ภาพแสดงให้เห็นว่าดาวเคราะห์น้อยมีรูปร่างยาวผิดปกติ - ยาว 4.6 กิโลเมตรและพาดผ่าน 2.1 กิโลเมตร มวลของดาวเคราะห์น้อยคือ 50 พันล้านตันคุณสมบัติที่น่าสงสัยมากคือความหนาแน่นไม่สม่ำเสมอ ส่วนหนึ่งของปริมาตรของดาวเคราะห์น้อยมีความหนาแน่น 1.95 g / cm 3 ส่วนอื่น ๆ - 2.25 g / cm 3 ในเรื่องนี้มีคำแนะนำว่า Tautatis ถูกสร้างขึ้นจากการรวมกันของดาวเคราะห์น้อยสองดวง

สำหรับโครงการภารกิจเกี่ยวกับดาวเคราะห์น้อยในอนาคตอันใกล้เราสามารถเริ่มต้นได้จากหน่วยงานการบินและอวกาศของญี่ปุ่นซึ่งมีแผนจะดำเนินโครงการวิจัยต่อไปด้วยการเปิดตัวยานอวกาศ Hayabus-2 ในปี 2558 เพื่อกลับสู่โลกในปี 2563 ตัวอย่างของดาวเคราะห์น้อยในปี พ.ศ. 2542 JU3 ดาวเคราะห์น้อยเป็นของสเปกตรัมคลาส C อยู่ในวงโคจรที่ข้ามวงโคจรของโลก Aphelion ของมันเกือบจะถึงวงโคจรของดาวอังคาร

อีกหนึ่งปีต่อมานั่นคือในปี 2559 โครงการ OSIRIS-Rex ของ NASA เริ่มขึ้นโดยมีเป้าหมายเพื่อส่งคืนดินจากพื้นผิวของดาวเคราะห์น้อยใกล้โลก 1999 RQ36 ซึ่งเพิ่งตั้งชื่อว่า Bennu และกำหนดให้เป็นสเปกตรัมคลาส C มีการวางแผนว่าอุปกรณ์จะไปถึงดาวเคราะห์น้อยในปี 2561 ในปี 2566 จะส่งมอบสายพันธุ์ 59 กรัมสู่โลก

เมื่อระบุโครงการเหล่านี้ทั้งหมดแล้วจึงเป็นไปไม่ได้ที่จะไม่พูดถึงดาวเคราะห์น้อยที่มีน้ำหนักประมาณ 13,000 ตันซึ่งตกลงใกล้เมืองเชเลียบินสค์เมื่อวันที่ 15 กุมภาพันธ์ 2556 ราวกับเป็นการยืนยันคำกล่าวของผู้เชี่ยวชาญชาวอเมริกันที่มีชื่อเสียงเกี่ยวกับปัญหาดาวเคราะห์น้อยโดนัลด์ยอมานส์:“ ถ้าเราไม่บินไปยังดาวเคราะห์น้อยพวกมันก็บินมาหาเรา ". สิ่งนี้เน้นย้ำถึงความสำคัญของอีกแง่มุมหนึ่งของการศึกษาดาวเคราะห์น้อยนั่นคืออันตรายของดาวเคราะห์น้อยและการแก้ปัญหาที่เกี่ยวข้องกับความเป็นไปได้ของการชนกันของดาวเคราะห์น้อยกับโลก

วิธีที่ไม่คาดคิดในการสำรวจดาวเคราะห์น้อยถูกเสนอโดยภารกิจเปลี่ยนเส้นทางดาวเคราะห์น้อยหรือที่เรียกกันว่าโครงการ Keck แนวคิดนี้ได้รับการพัฒนาโดย Keck Institute for Space Research ใน Pasadena (California) William Myron Keck เป็นนักการกุศลชาวอเมริกันที่มีชื่อเสียงซึ่งก่อตั้งมูลนิธิสนับสนุนการวิจัยแห่งสหรัฐอเมริกาในปีพ. ศ. 2497 ในโครงการตามเงื่อนไขเริ่มต้นสันนิษฐานว่าปัญหาในการศึกษาดาวเคราะห์น้อยได้รับการแก้ไขโดยการมีส่วนร่วมของบุคคลกล่าวอีกนัยหนึ่งภารกิจของดาวเคราะห์น้อยจะต้องได้รับการจัดการ แต่ในกรณีนี้ระยะเวลาของเที่ยวบินทั้งหมดกับการกลับสู่พื้นโลกอย่างหลีกเลี่ยงไม่ได้อย่างน้อยก็หลายเดือน และสิ่งที่ไม่พึงประสงค์ที่สุดสำหรับการเดินทางแบบมีคนขับในกรณีฉุกเฉินเวลานี้ไม่สามารถลดลงถึงขีด จำกัด ที่ยอมรับได้ ดังนั้นจึงมีการเสนอแทนที่จะบินไปยังดาวเคราะห์น้อยให้ทำสิ่งที่ตรงกันข้ามคือส่งดาวเคราะห์น้อยมายังโลกโดยใช้ยานพาหนะไร้คนขับ แต่ไม่ใช่ขึ้นสู่พื้นผิวเหมือนที่เกิดขึ้นกับดาวเคราะห์น้อยเชเลียบินสค์ แต่เป็นวงโคจรที่คล้ายกับดวงจันทร์และส่งยานอวกาศที่บรรจุคนไปยังดาวเคราะห์น้อยที่เข้าใกล้ เรือลำนี้จะเข้าใกล้จับมันและนักบินอวกาศจะศึกษาเก็บตัวอย่างหินและส่งพวกมันมายังโลก และในกรณีฉุกเฉินนักบินอวกาศจะสามารถกลับมายังโลกได้ภายในหนึ่งสัปดาห์ ในฐานะผู้สมัครหลักสำหรับบทบาทของดาวเคราะห์น้อยที่เคลื่อนที่ในลักษณะนี้ NASA ได้เลือกดาวเคราะห์น้อยใกล้โลก 2011 MD ซึ่งเป็นของคิวปิดแล้ว เส้นผ่านศูนย์กลางของมันอยู่ระหว่าง 7 ถึง 15 เมตรความหนาแน่นคือ 1 g / cm 3 นั่นคือมันอาจดูเหมือนกองเศษหินหรืออิฐที่มีน้ำหนักประมาณ 500 ตัน วงโคจรของมันอยู่ใกล้กับโลกมากโดยเอียงเข้าหาสุริยุปราคา 2.5 องศาและคาบเวลา 396.5 วันซึ่งตรงกับแกนกึ่งสำคัญที่ 1.056 AU เป็นที่น่าสนใจที่ทราบว่าดาวเคราะห์น้อยถูกค้นพบเมื่อวันที่ 22 มิถุนายน 2554 และในวันที่ 27 มิถุนายนมันบินเข้าใกล้โลกมากเพียง 12,000 กิโลเมตร

ภารกิจในการจับดาวเคราะห์น้อยเข้าสู่วงโคจรดาวเทียมโลกมีการวางแผนไว้ในช่วงต้นปี 2020 ยานอวกาศที่ออกแบบมาเพื่อจับดาวเคราะห์น้อยและย้ายไปยังวงโคจรใหม่จะติดตั้งเครื่องยนต์จรวดไฟฟ้าแรงขับต่ำที่ขับเคลื่อนด้วยซีนอน การดำเนินการเพื่อเปลี่ยนวงโคจรของดาวเคราะห์น้อยยังรวมถึงตัวช่วยแรงโน้มถ่วงที่อยู่ใกล้ดวงจันทร์ สาระสำคัญของการซ้อมรบนี้ประกอบด้วยการควบคุมการเคลื่อนที่ดังกล่าวด้วยความช่วยเหลือของเครื่องยนต์จรวดไฟฟ้าซึ่งจะบินผ่านบริเวณใกล้เคียงของดวงจันทร์ ในขณะเดียวกันเนื่องจากผลของสนามโน้มถ่วงความเร็วของดาวเคราะห์น้อยจะเปลี่ยนจากไฮเพอร์โบลิกเริ่มต้น (นั่นคือนำไปสู่การออกจากสนามโน้มถ่วงของโลก) ไปเป็นความเร็วของดาวเทียมโลก

การก่อตัวและวิวัฒนาการของดาวเคราะห์น้อย

ตามที่กล่าวไว้ในหัวข้อประวัติการค้นพบดาวเคราะห์น้อยดวงแรกถูกค้นพบในระหว่างการค้นหาดาวเคราะห์สมมุติซึ่งตามกฎของโบด (ปัจจุบันได้รับการยอมรับว่าผิดพลาด) ควรอยู่ในวงโคจรระหว่างดาวอังคารและดาวพฤหัสบดี ปรากฎว่ามีแถบดาวเคราะห์น้อยอยู่ใกล้กับวงโคจรของดาวเคราะห์ที่ไม่เคยมีใครค้นพบ สิ่งนี้ทำหน้าที่เป็นพื้นฐานในการสร้างสมมติฐานตามที่เข็มขัดนี้ก่อตัวขึ้นอันเป็นผลมาจากการทำลายล้าง

ดาวเคราะห์ดวงนี้ได้รับการตั้งชื่อว่า Phaethon ตามบุตรของเทพเจ้ากรีกโบราณแห่งดวงอาทิตย์เฮลิออส การคำนวณที่จำลองกระบวนการทำลาย Phaeton ไม่ได้ยืนยันสมมติฐานนี้ในทุกสายพันธุ์โดยเริ่มจากการแตกของดาวเคราะห์โดยแรงโน้มถ่วงของดาวพฤหัสบดีและดาวอังคารและจบลงด้วยการชนกับวัตถุท้องฟ้าอื่น

การก่อตัวและวิวัฒนาการของดาวเคราะห์น้อยถือได้ว่าเป็นเพียงส่วนประกอบของกระบวนการกำเนิดระบบสุริยะโดยรวมเท่านั้น ปัจจุบันทฤษฎีที่ยอมรับโดยทั่วไปชี้ให้เห็นว่าระบบสุริยะเกิดจากการสะสมของก๊าซและฝุ่นในยุคแรกเริ่ม ดิสก์ถูกสร้างขึ้นจากคลัสเตอร์ซึ่งความไม่สอดคล้องกันซึ่งนำไปสู่การเกิดขึ้นของดาวเคราะห์และร่างกายขนาดเล็กของระบบสุริยะ สมมติฐานนี้ได้รับการสนับสนุนโดยการสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์สมัยใหม่ซึ่งทำให้สามารถตรวจจับการพัฒนาระบบดาวเคราะห์ของดาวฤกษ์อายุน้อยได้ในระยะแรก การจำลองคอมพิวเตอร์ยังยืนยันสิ่งนี้ด้วยการสร้างรูปภาพที่คล้ายคลึงกับภาพของระบบดาวเคราะห์ในบางช่วงของการพัฒนา

ในระยะเริ่มแรกของการก่อตัวของดาวเคราะห์สิ่งที่เรียกว่า Planetesimals ปรากฏขึ้น - "เอ็มบริโอ" ของดาวเคราะห์ซึ่งฝุ่นจะเกาะติดเนื่องจากอิทธิพลของแรงโน้มถ่วง ดังตัวอย่างของระยะเริ่มต้นของการก่อตัวของดาวเคราะห์ดาวเคราะห์น้อยลูเทเทียถูกระบุ ดาวเคราะห์น้อยขนาดค่อนข้างใหญ่ซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางถึง 130 กิโลเมตรประกอบด้วยส่วนที่เป็นของแข็งและชั้นฝุ่นหนา (ไม่เกิน 1 กิโลเมตร) ที่เกาะติดอยู่รวมทั้งก้อนหินที่กระจัดกระจายอยู่บนพื้นผิว เมื่อมวลของดาวเคราะห์นอกระบบเพิ่มขึ้นแรงดึงดูดก็เพิ่มขึ้นและเป็นผลให้แรงบีบอัดของวัตถุท้องฟ้าที่ก่อตัวขึ้น สสารได้รับความร้อนและละลายซึ่งนำไปสู่การแบ่งชั้นของดาวเคราะห์นอกระบบตามความหนาแน่นของวัสดุและการเปลี่ยนแปลงของร่างกายเป็นรูปทรงกลม นักวิจัยส่วนใหญ่มีแนวโน้มที่จะตั้งสมมติฐานที่ว่าในช่วงเริ่มต้นของวิวัฒนาการของระบบสุริยะมีการก่อตัวของดาวเคราะห์นอกระบบมากกว่าดาวเคราะห์และวัตถุท้องฟ้าขนาดเล็กที่สังเกตได้ในปัจจุบัน ในเวลานั้นยักษ์ก๊าซที่ก่อตัวขึ้น - ดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์ - อพยพเข้าสู่ระบบใกล้กับดวงอาทิตย์มากขึ้น สิ่งนี้ทำให้เกิดความผิดปกติที่สำคัญในการเคลื่อนไหวของร่างกายที่เกิดขึ้นของระบบสุริยะและทำให้เกิดการพัฒนากระบวนการที่เรียกว่าช่วงเวลาแห่งการทิ้งระเบิดอย่างหนัก อันเป็นผลมาจากอิทธิพลที่สะท้อนจากดาวพฤหัสบดีเป็นหลักวัตถุท้องฟ้าบางส่วนที่ก่อตัวขึ้นจึงถูกโยนออกไปนอกระบบและบางส่วนก็ถูกโยนไปยังดวงอาทิตย์ กระบวนการนี้เกิดขึ้นตั้งแต่ 4.1 ถึง 3.8 พันล้านปีก่อน ร่องรอยของช่วงเวลาซึ่งเรียกว่าช่วงปลายของการทิ้งระเบิดอย่างหนักยังคงอยู่ในรูปแบบของหลุมอุกกาบาตที่ส่งผลกระทบมากมายบนดวงจันทร์และดาวพุธ สิ่งเดียวกันนี้เกิดขึ้นกับร่างกายที่กำลังก่อตัวระหว่างดาวอังคารและดาวพฤหัสบดี: ความถี่ของการชนกันระหว่างพวกมันสูงพอที่จะป้องกันไม่ให้พวกมันกลายเป็นวัตถุที่มีขนาดใหญ่และมีรูปร่างปกติมากกว่าที่เราสังเกตเห็นในปัจจุบัน มีการสันนิษฐานว่าในหมู่พวกเขามีชิ้นส่วนของร่างกายที่ผ่านขั้นตอนบางอย่างของวิวัฒนาการแล้วแยกออกระหว่างการชนกันเช่นเดียวกับวัตถุที่ไม่มีเวลาที่จะกลายเป็นส่วนของร่างกายขนาดใหญ่ดังนั้นจึงเป็นตัวอย่างของการก่อตัวที่เก่าแก่ ดังที่ได้กล่าวมาแล้วดาวเคราะห์น้อยลูเทเทียเป็นเพียงตัวอย่าง สิ่งนี้ได้รับการยืนยันโดยการศึกษาดาวเคราะห์น้อยที่ดำเนินการโดยยานอวกาศ Rosetta รวมถึงการสำรวจระหว่างการบินผ่านใกล้ในเดือนกรกฎาคม 2010

ดังนั้นดาวพฤหัสบดีจึงมีบทบาทสำคัญในวิวัฒนาการของแถบดาวเคราะห์น้อยหลัก เนื่องจากผลของความโน้มถ่วงเราได้ภาพที่สังเกตได้ในปัจจุบันเกี่ยวกับการกระจายของดาวเคราะห์น้อยภายในแถบหลัก สำหรับแถบไคเปอร์อิทธิพลของดาวเนปจูนจะเพิ่มเข้ามาในบทบาทของดาวพฤหัสบดีซึ่งนำไปสู่การขับไล่วัตถุท้องฟ้าสู่บริเวณที่ห่างไกลของระบบสุริยะนี้ สันนิษฐานว่าอิทธิพลของดาวเคราะห์ยักษ์ขยายไปยังเมฆออร์ตที่อยู่ไกลออกไปซึ่งก่อตัวใกล้ดวงอาทิตย์มากกว่าที่เป็นอยู่ในขณะนี้ ในช่วงแรกของวิวัฒนาการของการเข้าใกล้ดาวเคราะห์ยักษ์วัตถุดึกดำบรรพ์ (ดาวเคราะห์) ในการเคลื่อนที่ตามธรรมชาติของพวกมันได้ทำสิ่งที่เราเรียกว่าการเคลื่อนที่ด้วยแรงโน้มถ่วงโดยเติมเต็มพื้นที่ที่เกิดจากเมฆออร์ต เมื่ออยู่ในระยะทางไกลจากดวงอาทิตย์มากนักพวกมันยังได้รับผลกระทบจากดวงดาวในกาแล็กซี่ของเรานั่นคือทางช้างเผือกซึ่งนำไปสู่การเปลี่ยนแปลงที่วุ่นวายบนวิถีของการกลับไปยังพื้นที่ใกล้เคียงของพื้นที่ใกล้สุริยะ เราสังเกตดาวเคราะห์เหล่านี้ว่าเป็นดาวหางคาบยาว ตัวอย่างเช่นเราสามารถชี้ไปที่ดาวหางที่สว่างที่สุดในศตวรรษที่ยี่สิบนั่นคือดาวหางเฮล - บ็อปป์ซึ่งค้นพบเมื่อวันที่ 23 กรกฎาคม พ.ศ. 2538 และถึงบริเวณรอบนอกในปี พ.ศ. 2540 ช่วงเวลาของการปฏิวัติรอบดวงอาทิตย์คือปี พ.ศ. 2534 และ aphelion อยู่ที่ 185 AU จากดวงอาทิตย์

อันตรายจากดาวเคราะห์น้อย - ดาวหาง

หลุมอุกกาบาตจำนวนมากบนพื้นผิวของดวงจันทร์ดาวพุธและร่างกายอื่น ๆ ของระบบสุริยะมักถูกอ้างถึงเป็นตัวอย่างของระดับความอันตรายของดาวเคราะห์น้อย - ดาวหางสำหรับโลก แต่ลิงก์นี้ไม่ถูกต้องทั้งหมดเนื่องจากหลุมอุกกาบาตส่วนใหญ่ที่ท่วมท้นเหล่านี้ก่อตัวขึ้นในช่วง "ช่วงที่มีการทิ้งระเบิดอย่างหนัก" อย่างไรก็ตามบนพื้นผิวโลกด้วยความช่วยเหลือของเทคโนโลยีที่ทันสมัยรวมถึงการวิเคราะห์ภาพถ่ายดาวเทียมมีความเป็นไปได้ที่จะพบร่องรอยของการชนกับดาวเคราะห์น้อยซึ่งเป็นช่วงเวลาต่อมาของวิวัฒนาการของระบบสุริยะ หลุมอุกกาบาตที่ใหญ่ที่สุดและเก่าแก่ที่สุด Vredefort ตั้งอยู่ในแอฟริกาใต้ เส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 250 กิโลเมตรและมีอายุประมาณสองพันล้านปี

ปล่องภูเขาไฟ Chicxulub บนชายฝั่งของคาบสมุทรยูคาทานในเม็กซิโกก่อตัวขึ้นหลังจากการส่งผลกระทบของดาวเคราะห์น้อยเมื่อ 65 ล้านปีก่อนเทียบเท่ากับพลังงานระเบิด 100 เทราตัน (10 12 ตัน) ของทีเอ็นที ปัจจุบันเชื่อกันว่าการสูญพันธุ์ของไดโนเสาร์เป็นผลมาจากเหตุการณ์ภัยพิบัตินี้ซึ่งทำให้เกิดสึนามิแผ่นดินไหวภูเขาไฟระเบิดและการเปลี่ยนแปลงสภาพภูมิอากาศเนื่องจากชั้นฝุ่นที่ก่อตัวขึ้นในชั้นบรรยากาศที่ปกคลุมดวงอาทิตย์ Barringer Crater ที่อายุน้อยที่สุดแห่งหนึ่งตั้งอยู่ในทะเลทรายของรัฐแอริโซนาประเทศสหรัฐอเมริกา เส้นผ่านศูนย์กลาง 1200 เมตรลึก 175 เมตร เกิดขึ้นเมื่อ 50 พันปีก่อนอันเป็นผลมาจากผลกระทบของอุกกาบาตเหล็กที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 50 เมตรและมีมวลหลายแสนตัน

โดยรวมแล้วมีหลุมอุกกาบาตส่งผลกระทบประมาณ 170 หลุมที่เกิดจากการตกของวัตถุท้องฟ้า เหตุการณ์ใกล้เชเลียบินสค์ดึงดูดความสนใจมากที่สุดเมื่อวันที่ 15 กุมภาพันธ์ 2556 ดาวเคราะห์น้อยเข้าสู่ชั้นบรรยากาศในบริเวณนี้ซึ่งมีขนาดประมาณ 17 เมตรและมีมวล 13,000 ตัน ระเบิดกลางอากาศที่ระดับความสูง 20 กิโลเมตรชิ้นส่วนที่ใหญ่ที่สุดที่มีน้ำหนัก 600 กิโลกรัมตกลงไปในทะเลสาบ Chebarkul

การตกของมันไม่ได้นำไปสู่การบาดเจ็บล้มตายการทำลายล้างนั้นเห็นได้ชัด แต่ไม่ใช่หายนะ: แว่นตาแตกในพื้นที่ค่อนข้างใหญ่หลังคาของโรงสังกะสีเชเลียบินสค์ถล่มลงมามีคนประมาณ 1,500 คนได้รับบาดเจ็บจากเศษแก้ว เชื่อกันว่าภัยพิบัติไม่ได้เกิดขึ้นเนื่องจากองค์ประกอบของโชค: วิถีของอุกกาบาตที่ตกลงมานั้นแบนมิฉะนั้นผลที่ตามมาจะรุนแรงกว่านี้มาก พลังงานของการระเบิดเทียบเท่ากับทีเอ็นที 0.5 เมกะตันซึ่งสอดคล้องกับระเบิด 30 ลูกที่ทิ้งในฮิโรชิมา ดาวเคราะห์น้อยเชเลียบินสค์กลายเป็นเหตุการณ์ที่มีรายละเอียดมากที่สุดในระดับนี้หลังจากการระเบิดของอุกกาบาตทังกัสก้าเมื่อวันที่ 17 มิถุนายน พ.ศ. 2451 ตามการประมาณการสมัยใหม่การล่มสลายของวัตถุท้องฟ้าเช่นเชเลียบินสค์เกิดขึ้นทั่วโลกประมาณหนึ่งครั้งในทุกๆ 100 ปี สำหรับเหตุการณ์ Tunguska เมื่อต้นไม้ถูกเผาและโค่นบนพื้นที่เส้นผ่านศูนย์กลาง 50 กิโลเมตรอันเป็นผลมาจากการระเบิดที่ระดับความสูง 18 กิโลเมตรด้วยพลังงานของทีเอ็นที 10-15 เมกะตันความหายนะดังกล่าวจะเกิดขึ้นประมาณหนึ่งครั้งในทุกๆ 300 ปี อย่างไรก็ตามมีหลายกรณีที่วัตถุขนาดเล็กชนกับโลกบ่อยกว่าที่กล่าวมาทำให้เกิดความเสียหายที่เห็นได้ชัดเจน ตัวอย่างคือดาวเคราะห์น้อยขนาด 4 เมตรที่ตกลงใน Sikhote-Alin ทางตะวันออกเฉียงเหนือของวลาดิวอสต็อกเมื่อวันที่ 12 กุมภาพันธ์ พ.ศ. 2490 แม้ว่าดาวเคราะห์น้อยจะมีขนาดเล็ก แต่ก็ทำมาจากเหล็กเกือบทั้งหมดและกลายเป็นอุกกาบาตเหล็กที่ใหญ่ที่สุดเท่าที่เคยพบบนพื้นผิวโลก ที่ระดับความสูง 5 กิโลเมตรมันระเบิดและแฟลชสว่างกว่าดวงอาทิตย์ พื้นที่ของจุดศูนย์กลางการระเบิด (การฉายลงบนพื้นผิวโลก) ไม่มีใครอยู่ แต่บนพื้นที่ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 2 กิโลเมตรป่าได้รับความเสียหายและมีหลุมอุกกาบาตมากกว่าร้อยแห่งที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางสูงถึง 26 เมตร หากวัตถุดังกล่าวตกลงบนเมืองใหญ่ผู้คนนับร้อยและหลายพันคนจะต้องเสียชีวิต

ในขณะเดียวกันก็ค่อนข้างชัดเจนว่าความน่าจะเป็นของการเสียชีวิตของบุคคลใดบุคคลหนึ่งอันเป็นผลมาจากการตกของดาวเคราะห์น้อยนั้นต่ำมาก สิ่งนี้ไม่รวมถึงความเป็นไปได้ที่หลายร้อยปีจะผ่านไปได้โดยไม่มีผู้เสียชีวิตจำนวนมากจากนั้นการล่มสลายของดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่จะนำไปสู่ความตายของผู้คนนับล้าน ตาราง 1 ความน่าจะเป็นของการตกของดาวเคราะห์น้อยมีความสัมพันธ์กับอัตราการตายจากเหตุการณ์อื่น ๆ

ไม่มีใครรู้ว่าดาวเคราะห์น้อยจะตกครั้งต่อไปเมื่อใดเทียบได้หรือรุนแรงกว่าในผลที่ตามมากับเหตุการณ์เชเลียบินสค์ มันสามารถตกได้ใน 20 ปีและในอีกหลายศตวรรษ แต่ก็สามารถตกได้ในวันพรุ่งนี้ การได้รับคำเตือนล่วงหน้าเกี่ยวกับเหตุการณ์เช่นเชเลียบินสค์ไม่เพียง แต่เป็นที่พึงปรารถนาเท่านั้น แต่ยังจำเป็นต้องเบี่ยงเบนวัตถุที่อาจเป็นอันตรายอย่างมีประสิทธิภาพเช่นขนาดมากกว่า 50 เมตร สำหรับการชนกันของดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็กกับโลกเหตุการณ์เหล่านี้เกิดขึ้นบ่อยกว่าที่เราคิด: ทุกๆสองสัปดาห์ นี่แสดงโดยแผนที่ต่อไปนี้ของผลกระทบของดาวเคราะห์น้อยที่วัดระยะทางหนึ่งเมตรขึ้นไปในช่วงยี่สิบปีที่ผ่านมาซึ่งจัดทำโดย NASA

.

วิธีเบี่ยงเบนวัตถุใกล้โลกที่อาจเป็นอันตราย

การค้นพบดาวเคราะห์น้อยอะโพฟิสในปี 2547 ความน่าจะเป็นของการชนกับโลกในปี 2579 ถือว่าค่อนข้างสูงทำให้ความสนใจในปัญหาการปกป้องดาวเคราะห์น้อย - ดาวหางเพิ่มขึ้นอย่างมีนัยสำคัญ มีการเปิดตัวงานเพื่อตรวจจับและจัดทำรายการวัตถุท้องฟ้าที่เป็นอันตรายและมีการเปิดตัวโครงการวิจัยเพื่อแก้ปัญหาในการป้องกันการชนกับโลก เป็นผลให้จำนวนดาวเคราะห์น้อยและดาวหางที่พบได้เพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วดังนั้นในตอนนี้จึงมีการค้นพบมากกว่าที่ทราบกันก่อนที่จะเริ่มการทำงานในโปรแกรม นอกจากนี้ยังมีการเสนอวิธีการต่างๆในการเบี่ยงเบนดาวเคราะห์น้อยจากวิถีการชนกับโลกรวมถึงวิธีที่ค่อนข้างแปลกใหม่ ตัวอย่างเช่นทาสีพื้นผิวของดาวเคราะห์น้อยที่เป็นอันตรายด้วยสีซึ่งจะเปลี่ยนลักษณะการสะท้อนแสงซึ่งนำไปสู่การเบี่ยงเบนที่จำเป็นของวิถีการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์น้อยเนื่องจากแรงกดดันของแสงแดด การวิจัยยังคงดำเนินต่อไปเกี่ยวกับวิธีการเปลี่ยนวิถีของวัตถุอันตรายโดยการชนยานอวกาศกับพวกมัน วิธีการหลังดูเหมือนจะมีแนวโน้มที่ดีและไม่จำเป็นต้องใช้เทคโนโลยีที่เกินขีดความสามารถของจรวดและเทคโนโลยีอวกาศสมัยใหม่ อย่างไรก็ตามประสิทธิภาพของมันถูก จำกัด โดยมวลของยานอวกาศนำทาง สำหรับรถเปิดตัวที่ทรงพลังที่สุดของรัสเซีย Proton-M ต้องไม่เกิน 5-6 ตัน

ให้เราประมาณการเปลี่ยนแปลงของความเร็วตัวอย่างเช่นของ Apophis ซึ่งมีมวลประมาณ 40 ล้านตันการชนกันของยานอวกาศที่มีมวล 5 ตันด้วยความเร็วสัมพัทธ์ 10 กม. / วินาทีจะให้ 1.25 มิลลิเมตรต่อวินาที หากการนัดหยุดงานถูกส่งมานานก่อนที่จะเกิดการชนกันก็เป็นไปได้ที่จะสร้างการเบี่ยงเบนที่ต้องการ แต่ "ยาว" นี้จะใช้เวลาหลายสิบปี ปัจจุบันเป็นไปไม่ได้ที่จะทำนายวิถีโคจรของดาวเคราะห์น้อยด้วยความแม่นยำที่ยอมรับได้โดยเฉพาะอย่างยิ่งหากเราคำนึงถึงว่ามีความไม่แน่นอนในความรู้เกี่ยวกับพารามิเตอร์พลวัตผลกระทบดังนั้นในการประเมินการเปลี่ยนแปลงที่คาดว่าจะเกิดขึ้นในเวกเตอร์ความเร็วของดาวเคราะห์น้อย ดังนั้นเพื่อที่จะเบี่ยงเบนดาวเคราะห์น้อยที่เป็นอันตรายจากการชนกับโลกจึงจำเป็นต้องหาโอกาสที่จะนำกระสุนปืนที่มีขนาดใหญ่กว่ามาที่มัน ด้วยเหตุนี้เราจึงสามารถแนะนำดาวเคราะห์น้อยดวงอื่นที่มีมวลมากกว่ามวลของยานอวกาศอย่างมีนัยสำคัญ 1,500 ตัน แต่ในการควบคุมการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์น้อยดังกล่าวจะต้องใช้เชื้อเพลิงมากเกินไปในการนำแนวคิดนี้ไปสู่การปฏิบัติ ดังนั้นสำหรับการเปลี่ยนแปลงที่จำเป็นในวิถีของดาวเคราะห์น้อย - โพรเจกไทล์จึงเสนอให้ใช้สิ่งที่เรียกว่าเครื่องช่วยแรงโน้มถ่วงซึ่งไม่ต้องใช้เชื้อเพลิงใด ๆ ในตัวเอง

การเคลื่อนที่ด้วยแรงโน้มถ่วงเป็นที่เข้าใจกันว่าบินไปรอบ ๆ วัตถุอวกาศ (ในกรณีของเราคือดาวเคราะห์น้อย - โพรเจกไทล์) ของร่างกายที่มีขนาดค่อนข้างใหญ่เช่นโลกดาวศุกร์ดาวเคราะห์ดวงอื่น ๆ ในระบบสุริยะรวมถึงดาวเทียมของพวกมัน ความหมายของการซ้อมรบอยู่ที่การเลือกพารามิเตอร์ของวิถีที่สัมพันธ์กับร่างกายที่จะบิน (ความสูงตำแหน่งเริ่มต้นและเวกเตอร์ความเร็ว) ซึ่งจะอนุญาตให้เปลี่ยนวงโคจรของวัตถุ (ในกรณีของเราคือดาวเคราะห์น้อย) รอบดวงอาทิตย์เพื่อให้อยู่ในเส้นทางการชนกัน กล่าวอีกนัยหนึ่งแทนที่จะส่งแรงกระตุ้นความเร็วไปยังวัตถุที่ควบคุมโดยใช้เครื่องยนต์จรวดเราได้รับแรงกระตุ้นนี้เนื่องจากแรงดึงดูดของโลกหรือที่เรียกอีกอย่างว่าเอฟเฟกต์หนังสติ๊ก ยิ่งไปกว่านั้นขนาดของแรงกระตุ้นอาจมีนัยสำคัญ - 5 กม. / วินาทีหรือมากกว่า ในการสร้างด้วยเครื่องยนต์จรวดมาตรฐานจำเป็นต้องใช้เชื้อเพลิงจำนวนมากซึ่งเท่ากับ 3.5 เท่าของมวลของอุปกรณ์ และสำหรับวิธีการช่วยแรงโน้มถ่วงจำเป็นต้องใช้เชื้อเพลิงเพื่อนำยานไปสู่วิถีที่คำนวณได้ของการซ้อมรบซึ่งจะช่วยลดปริมาณการใช้ลงสองลำดับขนาด ควรสังเกตว่าวิธีการเปลี่ยนวงโคจรของยานอวกาศนี้ไม่ใช่เรื่องใหม่: ถูกเสนอในช่วงต้นทศวรรษที่สามสิบของศตวรรษที่แล้วโดยผู้บุกเบิกจรวดของโซเวียต F.A. แซนเดอร์ ปัจจุบันเทคนิคนี้ใช้กันอย่างแพร่หลายในการฝึกบินอวกาศ พอจะกล่าวถึงอีกครั้งตัวอย่างเช่นยานอวกาศของยุโรป "Rosetta": ในระหว่างการปฏิบัติภารกิจเป็นเวลาสิบปีได้ทำการซ้อมรบช่วยเหลือด้วยแรงโน้มถ่วงสามครั้งใกล้โลกและอีกหนึ่งลำใกล้ดาวอังคาร เราสามารถนึกถึงยานอวกาศของสหภาพโซเวียตเวก้า -1 และเวก้า -2 ซึ่งบินรอบแรกของดาวหางฮัลเลย์ระหว่างทางพวกเขาทำการซ้อมรบด้วยแรงโน้มถ่วงโดยใช้สนามโน้มถ่วงของดาวศุกร์ เพื่อไปถึงดาวพลูโตในปี 2558 ยานอวกาศ New Horizons ของ NASA ได้ทำการซ้อมรบในสนามของดาวพฤหัสบดี รายการภารกิจที่ใช้เครื่องช่วยแรงโน้มถ่วงยังห่างไกลจากตัวอย่างเหล่านี้

พนักงานของสถาบันวิจัยอวกาศแห่ง Russian Academy of Sciences เสนอให้ใช้แรงโน้มถ่วงช่วยในการเล็งดาวเคราะห์น้อยใกล้โลกที่มีขนาดค่อนข้างเล็กไปที่วัตถุท้องฟ้าที่เป็นอันตรายเพื่อเบี่ยงเบนจากวิถีการชนกับโลกในการประชุมระหว่างประเทศเกี่ยวกับปัญหาอันตรายของดาวเคราะห์น้อยซึ่งจัดในมอลตาในปี 2552 และในปีหน้ามีการตีพิมพ์วารสารที่สรุปแนวคิดนี้และเหตุผลของมัน

เพื่อยืนยันความเป็นไปได้ของแนวคิดดาวเคราะห์น้อยอะโพฟิสได้รับเลือกให้เป็นตัวอย่างของวัตถุท้องฟ้าที่เป็นอันตราย

ในขั้นต้นพวกเขายอมรับเงื่อนไขว่าความอันตรายของดาวเคราะห์น้อยเกิดขึ้นประมาณสิบปีก่อนที่มันจะชนกับโลก ดังนั้นสถานการณ์จึงถูกสร้างขึ้นสำหรับการเบี่ยงเบนของดาวเคราะห์น้อยจากวิถีที่เคลื่อนที่ผ่านไป ก่อนอื่นจากรายชื่อดาวเคราะห์น้อยใกล้โลกที่รู้จักวงโคจรซึ่งจะถูกย้ายไปยังบริเวณใกล้เคียงโลกไปยังวงโคจรที่เหมาะสมสำหรับการซ้อมรบด้วยแรงโน้มถ่วงเพื่อให้แน่ใจว่าดาวเคราะห์น้อยจะเข้าชนอะโพฟิสไม่เกินปี 2035 ตามเกณฑ์การคัดเลือกค่าของแรงกระตุ้นความเร็วจะถูกนำมาซึ่งจะต้องรายงานไปยังดาวเคราะห์น้อยเพื่อที่จะถ่ายโอนไปยังวิถีดังกล่าว แรงกระตุ้นสูงสุดที่อนุญาตคือ 20 m / s นอกจากนี้การวิเคราะห์เชิงตัวเลขของปฏิบัติการที่เป็นไปได้เพื่อมุ่งเป้าไปที่ดาวเคราะห์น้อยที่ Apophis ยังดำเนินการตามสถานการณ์การบินต่อไปนี้

หลังจากปล่อยส่วนหัวของยานปล่อย Proton-M เข้าสู่วงโคจรต่ำด้วยความช่วยเหลือของ Breeze-M บนเวทียานอวกาศจะถูกถ่ายโอนไปยังเส้นทางการบินไปยังดาวเคราะห์น้อยโพรเจกไทล์ตามด้วยการลงจอดบนพื้นผิว อุปกรณ์ได้รับการแก้ไขบนพื้นผิวและเคลื่อนที่ไปพร้อมกับดาวเคราะห์น้อยไปยังจุดที่มันเปิดเครื่องยนต์ส่งแรงกระตุ้นไปยังดาวเคราะห์น้อยโดยถ่ายโอนไปยังวิถีที่คำนวณได้ของการเคลื่อนที่ด้วยแรงโน้มถ่วง - โคจรรอบโลก ในกระบวนการเคลื่อนที่การวัดที่จำเป็นจะถูกนำมาใช้เพื่อกำหนดพารามิเตอร์ของการเคลื่อนที่ของทั้งดาวเคราะห์น้อยเป้าหมายและดาวเคราะห์น้อยแบบโพรเจกไทล์ จากผลการวัดวิถีของโพรเจกไทล์จะถูกคำนวณและแก้ไข ด้วยความช่วยเหลือของระบบขับเคลื่อนของยานอวกาศดาวเคราะห์น้อยจะถูกกระตุ้นด้วยแรงกระตุ้นความเร็วซึ่งแก้ไขข้อผิดพลาดในพารามิเตอร์ของวิถีการเคลื่อนที่ไปยังเป้าหมาย การดำเนินการเดียวกันจะดำเนินการบนเส้นทางการบินของยานพาหนะไปยังดาวเคราะห์น้อยแบบโพรเจกไทล์ พารามิเตอร์สำคัญในการพัฒนาและการเพิ่มประสิทธิภาพของสถานการณ์คือแรงกระตุ้นความเร็วที่ต้องการสื่อสารกับดาวเคราะห์น้อยโพรเจกไทล์ สำหรับผู้สมัครรับบทนี้จะมีการกำหนดวันที่ของข้อความกระตุ้นการมาถึงของดาวเคราะห์น้อยมายังโลกและการชนกับวัตถุอันตราย พารามิเตอร์เหล่านี้ถูกเลือกในลักษณะที่ขนาดของแรงกระตุ้นที่ส่งไปยังดาวเคราะห์น้อย - โพรเจกไทล์มีน้อย ในระหว่างการวิจัยมีการวิเคราะห์รายชื่อดาวเคราะห์น้อยทั้งหมดซึ่งเป็นที่รู้จักกันในปัจจุบันว่าพารามิเตอร์การโคจรเป็นตัวเลือกมีประมาณ 11,000 ดวง

จากการคำนวณพบดาวเคราะห์น้อย 5 ดวงซึ่งมีลักษณะเฉพาะซึ่งรวมถึงขนาดไว้ในตาราง 2. มันถูกชนโดยดาวเคราะห์น้อยซึ่งมีขนาดเกินค่าที่สอดคล้องกับมวลสูงสุดที่อนุญาตอย่างมีนัยสำคัญ: 1,500–2000 ตัน ในการเชื่อมต่อนี้ควรทำสองจุด ประการแรกมีการใช้รายชื่อดาวเคราะห์น้อยใกล้โลกทั้งหมด (11,000) ในการวิเคราะห์ในขณะที่ตามการประมาณการสมัยใหม่มีอย่างน้อย 100,000 ดวงประการที่สองความเป็นไปได้ที่แท้จริงกำลังได้รับการพิจารณาว่าจะไม่ใช้ดาวเคราะห์น้อยทั้งหมดเป็นกระสุนปืน แต่ตัวอย่างเช่น บนพื้นผิวของมันมีก้อนหินซึ่งมวลอยู่ในขอบเขตที่ระบุไว้ (คุณจำดาวเคราะห์น้อยอิโตกาวะได้) โปรดทราบว่าวิธีนี้ได้รับการประเมินว่าเป็นจริงในโครงการของอเมริกาที่จะส่งดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็กไปยังวงโคจรของดวงจันทร์ จากตาราง 2 ว่าแรงกระตุ้นความเร็วที่เล็กที่สุด - เพียง 2.38 m / s - เป็นสิ่งจำเป็นหากใช้ดาวเคราะห์น้อย 2006 XV4 เป็นกระสุนปืน จริงอยู่ตัวเขาเองตัวใหญ่เกินไปและเกินขีด จำกัด 1,500 ตันโดยประมาณ แต่ถ้าคุณใช้ชิ้นส่วนของมันหรือก้อนหินบนพื้นผิวที่มีมวลดังกล่าว (ถ้ามี) แรงกระตุ้นที่ระบุจะสร้างเครื่องยนต์จรวดมาตรฐานที่มีความเร็วการไหลของก๊าซ 3200 เมตร / วินาทีโดยใช้เชื้อเพลิง 1.2 ตัน การคำนวณแสดงให้เห็นว่าเครื่องมือที่มีมวลรวมมากกว่า 4.5 ตันสามารถลงจอดบนพื้นผิวของดาวเคราะห์น้อยนี้ได้ดังนั้นการส่งเชื้อเพลิงจะไม่สร้างปัญหา และการใช้เครื่องยนต์จรวดไฟฟ้าจะช่วยลดการใช้เชื้อเพลิง (อย่างแม่นยำมากขึ้นคือของเหลวที่ใช้งานได้) ถึง 110 กิโลกรัม

อย่างไรก็ตามควรระลึกไว้เสมอว่าข้อมูลเกี่ยวกับแรงกระตุ้นความเร็วที่ต้องการที่ระบุในตารางอ้างถึงกรณีที่ดีที่สุดเมื่อการเปลี่ยนแปลงที่ต้องการในเวกเตอร์ความเร็วได้รับรู้อย่างแน่นอน ในความเป็นจริงไม่ได้เป็นเช่นนั้นและตามที่ระบุไว้แล้วจำเป็นต้องมีการสำรองของเหลวที่ใช้งานได้สำหรับการแก้ไขวงโคจร ด้วยความแม่นยำที่ทำได้จนถึงปัจจุบันการแก้ไขอาจต้องใช้ความเร็วรวมสูงถึง 30 m / s ซึ่งเกินค่าเล็กน้อยของการเปลี่ยนแปลงความเร็วในการแก้ปัญหาการดักจับวัตถุอันตราย

ในกรณีของเราเมื่อวัตถุควบคุมมีมวลมากกว่าสามคำสั่งของขนาดจะต้องใช้วิธีแก้ปัญหาอื่น มันมีอยู่ - นี่คือการใช้เครื่องยนต์จรวดไฟฟ้าซึ่งช่วยลดการใช้ของเหลวที่ใช้งานได้สิบเท่าสำหรับพัลส์การแก้ไขเดียวกัน นอกจากนี้เพื่อปรับปรุงความแม่นยำในการนำทางขอเสนอให้ใช้ระบบนำทางซึ่งรวมถึงอุปกรณ์ขนาดเล็กที่ติดตั้งตัวรับส่งสัญญาณซึ่งวางไว้ล่วงหน้าบนพื้นผิวของดาวเคราะห์น้อยที่เป็นอันตรายและสองดาวย่อยที่มาพร้อมกับยานพาหนะหลัก ด้วยความช่วยเหลือของตัวรับส่งสัญญาณจะวัดระยะห่างระหว่างอุปกรณ์และความเร็วสัมพัทธ์ ระบบดังกล่าวช่วยให้มั่นใจได้ว่าดาวเคราะห์น้อย - โพรเจกไทล์พุ่งเข้าหาเป้าหมายโดยมีระยะเบี่ยงเบนภายใน 50 เมตรโดยมีการใช้เครื่องยนต์เคมีขนาดเล็กที่มีแรงผลักหลายสิบกิโลกรัมในระยะสุดท้ายของการเข้าใกล้เป้าหมายซึ่งจะสร้างแรงกระตุ้นความเร็วภายใน 2 เมตร / วินาที

จากประเด็นที่เกิดขึ้นเมื่อกล่าวถึงความเป็นไปได้ของแนวคิดในการใช้ดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็กเพื่อเบี่ยงเบนวัตถุอันตรายคำถามเกี่ยวกับความเสี่ยงที่จะชนกับโลกของดาวเคราะห์น้อยที่ถ่ายโอนไปยังวิถีการช่วยเหลือด้วยแรงโน้มถ่วงรอบ ๆ มันเป็นสิ่งสำคัญ ตาราง 2 แสดงระยะห่างของดาวเคราะห์น้อยจากใจกลางโลกที่ perigee เมื่อใช้เครื่องช่วยแรงโน้มถ่วง สำหรับสี่ดวงนี้มีความยาวเกิน 15,000 กิโลเมตรและสำหรับดาวเคราะห์น้อยปี 1994 GV คือ 7427.54 กิโลเมตร (รัศมีเฉลี่ยของโลกคือ 6371 กิโลเมตร) ระยะทางดูปลอดภัย แต่ยังไม่มีการรับประกันว่าจะไม่มีความเสี่ยงหากขนาดของดาวเคราะห์น้อยดังกล่าวสามารถเข้าถึงพื้นผิวโลกได้โดยไม่ถูกเผาไหม้ในชั้นบรรยากาศ ขนาดสูงสุดที่อนุญาตคือเส้นผ่านศูนย์กลาง 8-10 เมตรโดยที่ดาวเคราะห์น้อยไม่ใช่เหล็ก วิธีแก้ปัญหาที่รุนแรงคือการใช้ดาวอังคารหรือดาวศุกร์ในการซ้อมรบ

การจับดาวเคราะห์น้อยเพื่อการวิจัย

แนวคิดพื้นฐานของโครงการ Asteroid Redirect Mission (ARM) คือการถ่ายโอนดาวเคราะห์น้อยไปยังวงโคจรอื่นซึ่งสะดวกกว่าสำหรับการทำวิจัยโดยมีส่วนร่วมโดยตรงกับมนุษย์ ดังนั้นจึงมีการเสนอวงโคจรที่ใกล้กับดวงจันทร์ ในฐานะที่เป็นอีกทางเลือกหนึ่งในการเปลี่ยนวงโคจรของดาวเคราะห์น้อย IKI RAS ได้พิจารณาวิธีการควบคุมการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์น้อยโดยใช้การเคลื่อนที่ด้วยแรงโน้มถ่วงใกล้โลกซึ่งคล้ายกับที่พัฒนาขึ้นเพื่อนำทางดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็กไปยังวัตถุใกล้โลกที่เป็นอันตราย

วัตถุประสงค์ของการซ้อมรบดังกล่าวถือเป็นการถ่ายโอนดาวเคราะห์น้อยไปยังวงโคจรที่สอดคล้องกับการเคลื่อนที่ของวงโคจรของโลกโดยเฉพาะอย่างยิ่งโดยมีอัตราส่วนของช่วงเวลาของดาวเคราะห์น้อยและโลกเป็น 1: 1 ในบรรดาดาวเคราะห์น้อยใกล้โลกมีสิบสามดวงซึ่งสามารถถ่ายโอนไปยังวงโคจรเรโซแนนซ์ในอัตราส่วนที่ระบุและที่ขีด จำกัด ล่างที่อนุญาตของรัศมีรอบนอก - 6700 กิโลเมตร ในการทำเช่นนี้ก็เพียงพอแล้วที่จะให้พัลส์ความเร็วไม่เกิน 20 m / s รายการของพวกเขาแสดงในตาราง 3 ซึ่งแสดงขนาดของแรงกระตุ้นความเร็วที่ถ่ายโอนดาวเคราะห์น้อยไปยังวิถีของการเคลื่อนที่ด้วยแรงโน้มถ่วงใกล้โลกอันเป็นผลมาจากระยะเวลาของวงโคจรเท่ากับโลกนั่นคือหนึ่งปี นอกจากนี้ยังแสดงความเร็วสูงสุดและต่ำสุดของดาวเคราะห์น้อยที่สามารถทำได้โดยการเคลื่อนที่ในการเคลื่อนที่เป็นศูนย์กลาง เป็นที่น่าสนใจที่จะทราบว่าความเร็วสูงสุดอาจสูงมากทำให้ดาวเคราะห์น้อยถูกเหวี่ยงออกไปค่อนข้างไกลจากดวงอาทิตย์อันเป็นผลมาจากการซ้อมรบ ตัวอย่างเช่นดาวเคราะห์น้อย 2012 VE77 สามารถส่งขึ้นสู่วงโคจรที่มี aphelion ที่ระยะห่างของวงโคจรของดาวเสาร์และส่วนที่เหลืออยู่นอกเหนือวงโคจรของดาวอังคาร

ข้อดีของดาวเคราะห์น้อยที่มีการสั่นพ้องคือพวกมันกลับมายังบริเวณใกล้โลกทุกปี สิ่งนี้ทำให้เป็นไปได้อย่างน้อยทุกปีในการส่งยานอวกาศพร้อมลงจอดบนดาวเคราะห์น้อยและส่งตัวอย่างดินมายังโลกและแทบจะไม่จำเป็นต้องใช้เชื้อเพลิงเพื่อส่งยานลงสู่พื้นโลก ในเรื่องนี้ดาวเคราะห์น้อยในวงโคจรแบบเรโซแนนซ์มีข้อได้เปรียบเหนือดาวเคราะห์น้อยในวงโคจรคล้ายดวงจันทร์ตามที่วางแผนไว้ในโครงการ Keck เนื่องจากต้องใช้เชื้อเพลิงจำนวนมากในการกลับมา สำหรับภารกิจที่ไม่มีคนขับสิ่งนี้อาจเป็นสิ่งที่เด็ดขาด แต่สำหรับเที่ยวบินที่มีคนขับเมื่อจำเป็นเพื่อให้แน่ใจว่าอุปกรณ์จะกลับสู่โลกได้เร็วที่สุดในกรณีฉุกเฉิน (ภายในหนึ่งสัปดาห์หรือก่อนหน้านั้น) ข้อได้เปรียบอาจอยู่ด้านข้างของโครงการ ARM

ในทางกลับกันการกลับมาของดาวเคราะห์น้อยที่มีการสะท้อนกลับมายังโลกเป็นประจำทุกปีทำให้สามารถทำการซ้อมรบด้วยแรงโน้มถ่วงได้เป็นระยะ ๆ ทุกครั้งที่เปลี่ยนวงโคจรเพื่อปรับเงื่อนไขการวิจัยให้เหมาะสม ในกรณีนี้วงโคจรควรยังคงก้องอยู่ซึ่งทำได้ง่ายโดยการซ้อมรบช่วยแรงโน้มถ่วงหลายครั้ง ด้วยวิธีนี้ทำให้สามารถถ่ายโอนดาวเคราะห์น้อยเข้าสู่วงโคจรที่เหมือนกับของโลกได้ แต่จะเอียงไปทางระนาบของมันเล็กน้อย (ไปยังสุริยุปราคา) จากนั้นดาวเคราะห์น้อยจะเข้าใกล้โลกปีละสองครั้ง กลุ่มวงโคจรที่เกิดจากลำดับของการเคลื่อนที่ด้วยแรงโน้มถ่วงรวมถึงวงโคจรที่เครื่องบินอยู่ในสุริยุปราคา แต่มีความเยื้องศูนย์กลางที่ใหญ่มากและเช่นเดียวกับดาวเคราะห์น้อย 2012 VE77 ถึงวงโคจรของดาวอังคาร

หากเราพัฒนาเทคโนโลยีการเคลื่อนที่ด้วยแรงโน้มถ่วงใกล้ดาวเคราะห์รวมถึงการสร้างวงโคจรแบบเรโซแนนซ์แนวคิดในการใช้ดวงจันทร์ก็เกิดขึ้น ความจริงก็คือความช่วยเหลือของแรงโน้มถ่วงบริสุทธิ์ของดาวเคราะห์ไม่อนุญาตให้จับวัตถุเข้าสู่วงโคจรของดาวเทียมเนื่องจากพลังงานของการเคลื่อนที่แบบสัมพัทธ์ไม่เปลี่ยนแปลงในระหว่างการบินรอบโลก หากในเวลาเดียวกันมันจะบินไปรอบ ๆ ดาวเทียมธรรมชาติของดาวเคราะห์ (ดวงจันทร์) พลังงานของมันก็จะลดลง ปัญหาคือการลดลงต้องเพียงพอที่จะเข้าสู่วงโคจรของดาวเทียมนั่นคือความเร็วเริ่มต้นที่สัมพันธ์กับดาวเคราะห์จะต้องต่ำ หากไม่เป็นไปตามข้อกำหนดนี้วัตถุจะออกจากบริเวณใกล้เคียงของโลกตลอดไป แต่ถ้าเลือกรูปทรงเรขาคณิตของการซ้อมรบแบบรวมเพื่อให้ดาวเคราะห์น้อยยังคงอยู่ในวงโคจรเรโซแนนซ์การซ้อมรบสามารถทำซ้ำได้ในหนึ่งปี ดังนั้นจึงเป็นไปได้ที่จะจับดาวเคราะห์น้อยเข้าสู่วงโคจรของดาวเทียมของโลกโดยใช้การเคลื่อนที่ด้วยแรงโน้มถ่วงใกล้โลกในขณะที่ยังคงสภาพการสั่นพ้องและการบินผ่านของดวงจันทร์ที่ประสานกัน

เห็นได้ชัดว่าตัวอย่างแต่ละตัวอย่างที่ยืนยันความเป็นไปได้ในการใช้แนวคิดการควบคุมการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์น้อยโดยใช้การเคลื่อนที่ด้วยแรงโน้มถ่วงไม่ได้รับประกันว่าจะแก้ปัญหาอันตรายของดาวเคราะห์น้อย - ดาวหางสำหรับวัตถุท้องฟ้าใด ๆ ที่คุกคามการชนกับโลก มันอาจเกิดขึ้นได้ในบางกรณีไม่มีดาวเคราะห์น้อยที่เหมาะสมที่จะพุ่งเข้าหามันได้ แต่จากผลการคำนวณล่าสุดโดยคำนึงถึงดาวเคราะห์น้อยที่มีแคตตาล็อก "สด" มากที่สุดโดยมีแรงกระตุ้นความเร็วสูงสุดที่อนุญาตซึ่งจำเป็นในการถ่ายโอนดาวเคราะห์น้อยไปยังบริเวณใกล้เคียงของดาวเคราะห์เท่ากับ 40 m / s จำนวนดาวเคราะห์น้อยที่เหมาะสมคือ 29, 193 และ 72 สำหรับดาวศุกร์ โลกและดาวอังคารตามลำดับ พวกเขารวมอยู่ในรายชื่อวัตถุท้องฟ้าซึ่งการเคลื่อนไหวสามารถควบคุมได้ด้วยจรวดและเทคโนโลยีอวกาศที่ทันสมัย รายชื่อนี้เติบโตขึ้นอย่างรวดเร็วโดยมีการค้นพบดาวเคราะห์น้อยเฉลี่ยสองถึงห้าดวงต่อวัน ดังนั้นในช่วงวันที่ 1 พฤศจิกายนถึง 21 พฤศจิกายน 2014 จึงมีการค้นพบดาวเคราะห์น้อยใกล้โลก 58 ดวง จนถึงขณะนี้เราไม่สามารถมีอิทธิพลต่อการเคลื่อนไหวของวัตถุท้องฟ้าตามธรรมชาติ แต่ช่วงใหม่ของการพัฒนาอารยธรรมเริ่มต้นขึ้นเมื่อเป็นไปได้

คำศัพท์สำหรับบทความ

กฎของลาง(กฎ Titius-Bode ซึ่งตั้งขึ้นในปี 1766 โดยนักคณิตศาสตร์ชาวเยอรมัน Johannes Titius และได้รับการปฏิรูปในปี 1772 โดยนักดาราศาสตร์ชาวเยอรมันชื่อ Johann Bode) อธิบายระยะทางระหว่างวงโคจรของดาวเคราะห์ในระบบสุริยะและดวงอาทิตย์ตลอดจนระหว่างดาวเคราะห์กับวงโคจรของดาวเทียมธรรมชาติ หนึ่งในสูตรทางคณิตศาสตร์: R i \u003d (D i + 4) / 10 โดยที่ D i \u003d 0, 3, 6, 12 ... n, 2n และ R i คือรัศมีเฉลี่ยของวงโคจรของดาวเคราะห์ในหน่วยดาราศาสตร์ (ก. จ.).

กฎเชิงประจักษ์นี้ถือไว้สำหรับดาวเคราะห์ส่วนใหญ่โดยมีความแม่นยำ 3% แต่ดูเหมือนว่าจะไม่มีความหมายทางกายภาพ อย่างไรก็ตามมีข้อสันนิษฐานว่าในขั้นตอนของการก่อตัวของระบบสุริยะอันเป็นผลมาจากการรบกวนของแรงโน้มถ่วงโครงสร้างวงแหวนปกติของบริเวณที่วงโคจรของดาวเคราะห์นอกระบบมีเสถียรภาพปรากฏขึ้น การศึกษาระบบสุริยะในเวลาต่อมาแสดงให้เห็นว่ากฎของโบเดโดยทั่วไปนั้นยังห่างไกลจากการปฏิบัติจริงเสมอเช่นวงโคจรของดาวเนปจูนและดาวพลูโตอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากกว่าที่เขาคาดการณ์ไว้ (ดูตาราง)

(L-points หรือ libration point จาก lat. Libration - แกว่ง) - จุดในระบบของร่างกายขนาดใหญ่สองดวงตัวอย่างเช่นดวงอาทิตย์และดาวเคราะห์หรือดาวเคราะห์และบริวารตามธรรมชาติ ร่างกายของมวลที่เล็กกว่าอย่างมีนัยสำคัญ - ดาวเคราะห์น้อยหรือห้องปฏิบัติการอวกาศ - จะยังคงอยู่ที่จุดลากรองจ์ใด ๆ โดยมีการสั่นของแอมพลิจูดขนาดเล็กโดยมีเพียงแรงโน้มถ่วงเท่านั้นที่กระทำ

จุด Lagrange อยู่ในระนาบของวงโคจรของร่างกายทั้งสองและกำหนดโดยดัชนีตั้งแต่ 1 ถึง 5 สามตัวแรก - collinear - อยู่บนเส้นตรงที่เชื่อมต่อกับศูนย์กลางของร่างกายขนาดใหญ่ จุด L 1 ตั้งอยู่ระหว่างร่างกายขนาดใหญ่ L 2 - หลังมวลน้อยกว่า L 3 - หลังใหญ่กว่า ตำแหน่งของดาวเคราะห์น้อยที่จุดเหล่านี้มีความเสถียรน้อยที่สุด จุด L 4 และ L 5 - สามเหลี่ยมหรือโทรจัน - อยู่ในวงโคจรที่ด้านใดด้านหนึ่งของเส้นที่เชื่อมต่อกับวัตถุมวลขนาดใหญ่ที่มุม 60 °จากเส้นที่เชื่อมต่อกัน (เช่นดวงอาทิตย์และโลก)

จุด L 1 ของระบบโลก - ดวงจันทร์เป็นสถานที่ที่สะดวกสำหรับสถานีโคจรที่อยู่อาศัยได้ซึ่งช่วยให้นักบินอวกาศไปยังดวงจันทร์ได้โดยใช้เชื้อเพลิงน้อยที่สุดหรือมีหอดูดาวสำหรับสังเกตการณ์ดวงอาทิตย์ซึ่ง ณ จุดนี้จะไม่ถูกบดบังด้วยโลกหรือดวงจันทร์

ระบบจุด L 2 ของดวงอาทิตย์ - โลกสะดวกในการสร้างหอดูดาวอวกาศและกล้องโทรทรรศน์ วัตถุในจุดนี้ยังคงมีการวางแนวที่สัมพันธ์กับโลกและดวงอาทิตย์เป็นเวลาไม่ จำกัด เป็นที่ตั้งของห้องปฏิบัติการอเมริกัน "พลังค์" "เฮอร์เชล" WMAP ไกอา ฯลฯ อยู่แล้ว

ณ จุด L 3 ในอีกด้านหนึ่งของดวงอาทิตย์นักเขียนนิยายวิทยาศาสตร์ได้วางดาวเคราะห์ดวงหนึ่งซ้ำแล้วซ้ำเล่า - Counter-Earth ซึ่งมาจากระยะไกลหรือถูกสร้างขึ้นพร้อม ๆ กับโลก ไม่พบการสังเกตการณ์สมัยใหม่

ความเยื้องศูนย์(รูปที่ 1) - ตัวเลขที่แสดงลักษณะรูปร่างของเส้นโค้งของลำดับที่สอง (วงรีพาราโบลาและไฮเพอร์โบลา) ในทางคณิตศาสตร์มันจะเท่ากับอัตราส่วนของระยะทางของจุดใด ๆ บนเส้นโค้งถึงโฟกัสกับระยะทางจากจุดนี้ถึงเส้นตรงที่เรียกว่า directrix วงรี - วงโคจรของดาวเคราะห์น้อยและวัตถุท้องฟ้าอื่น ๆ ส่วนใหญ่มีสองเส้นกำกับ สมการของพวกเขา: x \u003d ± (a / e) โดยที่ a คือแกนกึ่งสำคัญของวงรี e - ความเยื้องศูนย์ - ค่าคงที่สำหรับเส้นโค้งที่กำหนด ความเยื้องศูนย์ของวงรีมีค่าน้อยกว่า 1 (สำหรับพาราโบลา e \u003d 1 สำหรับไฮเพอร์โบลา e\u003e 1) เมื่อ e\u003e 0 รูปร่างของวงรีเข้าใกล้วงกลมสำหรับ e\u003e 1 วงรีจะยืดและบีบอัดมากขึ้นเรื่อย ๆ ในขีด จำกัด ที่เสื่อมลงเป็นส่วน - แกนหลักของมันเอง 2a อีกประการหนึ่งที่ง่ายกว่าและเห็นภาพชัดเจนมากขึ้นเกี่ยวกับความเยื้องศูนย์ของวงรีคืออัตราส่วนของความแตกต่างระหว่างระยะทางสูงสุดและต่ำสุดของระยะโฟกัสกับผลรวมนั่นคือความยาวของแกนหลักของวงรี สำหรับวงโคจรใกล้สุริยะนี่คืออัตราส่วนของความแตกต่างของระยะห่างของวัตถุท้องฟ้าจากดวงอาทิตย์ที่ aphelion และ perihelion ต่อผลรวม (แกนหลักของวงโคจร)

ลมแดด - การไหลของพลาสมาโคโรนาแสงอาทิตย์อย่างต่อเนื่องนั่นคืออนุภาคที่มีประจุไฟฟ้า (โปรตอนอิเล็กตรอนนิวเคลียสของฮีเลียมไอออนออกซิเจนซิลิกอนเหล็กกำมะถัน) ในแนวรัศมีจากดวงอาทิตย์ มันครอบครองปริมาตรทรงกลมที่มีรัศมีอย่างน้อย 100 amu นั่นคือขอบเขตของปริมาตรถูกกำหนดโดยความเท่าเทียมกันของความดันพลวัตของลมสุริยะและความดันของก๊าซระหว่างดวงดาวสนามแม่เหล็กของกาแล็กซี่และรังสีคอสมิกของกาแล็กซี่

สุริยุปราคา (จากภาษากรีก. ekleipsis - คราส) - วงกลมขนาดใหญ่ของทรงกลมท้องฟ้าพร้อมกับการเคลื่อนไหวประจำปีของดวงอาทิตย์ที่เกิดขึ้น ในความเป็นจริงเนื่องจากโลกเคลื่อนที่รอบดวงอาทิตย์สุริยุปราคาเป็นส่วนของทรงกลมท้องฟ้าโดยระนาบวงโคจรของโลก เส้นสุริยุปราคาวิ่งไปตามกลุ่มดาวทั้ง 12 ราศี ชื่อภาษากรีกมีความเกี่ยวข้องกับสิ่งที่รู้จักกันมาตั้งแต่สมัยโบราณ: สุริยุปราคาและจันทรุปราคาเกิดขึ้นเมื่อดวงจันทร์อยู่ใกล้จุดตัดของวงโคจรกับสุริยุปราคา

ดาวเคราะห์น้อย

ดาวเคราะห์น้อย ข้อมูลทั่วไป

รูปที่ 1 ดาวเคราะห์น้อย 951 Gaspra เครดิต: NASA

นอกเหนือจากดาวเคราะห์หลัก 8 ดวงแล้วระบบสุริยะยังรวมถึงร่างกายของจักรวาลขนาดเล็กจำนวนมากที่คล้ายกับดาวเคราะห์เช่นดาวเคราะห์น้อยอุกกาบาตอุกกาบาตวัตถุในแถบไคเปอร์ "เซนทอร์" บทความนี้จะเน้นไปที่ดาวเคราะห์น้อยซึ่งจนถึงปี 2549 เรียกว่าดาวเคราะห์น้อย

ดาวเคราะห์น้อยเป็นแหล่งกำเนิดตามธรรมชาติหมุนรอบดวงอาทิตย์ภายใต้อิทธิพลของแรงโน้มถ่วงไม่ได้เป็นของดาวเคราะห์ขนาดใหญ่มีขนาดมากกว่า 10 ม. และไม่แสดงกิจกรรมของดาวหาง ดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่อยู่ในแถบระหว่างวงโคจรของดาวเคราะห์ดาวอังคารและดาวพฤหัสบดี ภายในสายพานมีดาวเคราะห์น้อยมากกว่า 200 ดวงที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า 100 กม. และ 26 มีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า 200 กม. จำนวนดาวเคราะห์น้อยที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่าหนึ่งกิโลเมตรตามการประมาณการสมัยใหม่เกินกว่า 750,000 หรือแม้แต่ล้าน

ปัจจุบันมีสี่วิธีหลักในการกำหนดขนาดของดาวเคราะห์น้อย วิธีแรกอาศัยการสังเกตดาวเคราะห์น้อยผ่านกล้องโทรทรรศน์และกำหนดปริมาณแสงอาทิตย์ที่สะท้อนจากพื้นผิวและปล่อยความร้อนออกมา ปริมาณทั้งสองขึ้นอยู่กับขนาดของดาวเคราะห์น้อยและระยะห่างจากดวงอาทิตย์ วิธีที่สองขึ้นอยู่กับการสังเกตด้วยสายตาของดาวเคราะห์น้อยเมื่อผ่านหน้าดาวฤกษ์ วิธีที่สามเกี่ยวข้องกับการใช้กล้องโทรทรรศน์วิทยุเพื่อให้ได้ภาพของดาวเคราะห์น้อย สุดท้ายวิธีที่สี่ซึ่งใช้ครั้งแรกในปี 1991 โดยยานอวกาศกาลิเลโอเกี่ยวข้องกับการศึกษาดาวเคราะห์น้อยในระยะใกล้

เมื่อทราบจำนวนโดยประมาณของดาวเคราะห์น้อยภายในแถบหลักขนาดและองค์ประกอบโดยเฉลี่ยแล้วคุณสามารถคำนวณมวลรวมได้ซึ่งเท่ากับ 3.0-3.6 10 21 กก. ซึ่งเป็น 4% ของมวลของดาวเทียมธรรมชาติของโลกดวงจันทร์ ในเวลาเดียวกันดาวเคราะห์น้อยที่ใหญ่ที่สุด 3 ดวง ได้แก่ 4 เวสตา 2 พัลลาส 10 ไฮเจียคิดเป็น 1/5 ของมวลทั้งหมดของดาวเคราะห์น้อยในแถบหลัก หากเราคำนึงถึงมวลของดาวเคราะห์แคระเซเรสซึ่งถือว่าเป็นดาวเคราะห์น้อยจนถึงปี 2549 ปรากฎว่ามวลของดาวเคราะห์น้อยที่เหลืออีกกว่าล้านดวงมีมวลเพียง 1/50 ของดวงจันทร์ซึ่งมีขนาดเล็กมากตามมาตรฐานทางดาราศาสตร์

อุณหภูมิเฉลี่ยของดาวเคราะห์น้อยคือ -75 ° C

ประวัติการสังเกตและศึกษาดาวเคราะห์น้อย

รูปที่ 2 Ceres ดาวเคราะห์น้อยที่ค้นพบดวงแรกซึ่งต่อมาเรียกว่าดาวเคราะห์น้อย เครดิต: NASA, ESA, J.Parker (สถาบันวิจัยตะวันตกเฉียงใต้), P.Thomas (Cornell University), L. McFadden (University of Maryland, College Park) และ M. Mutchler และ Z. Levay (STScI)

ดาวเคราะห์รองที่ค้นพบดวงแรกคือ Ceres ซึ่งค้นพบโดย Giuseppe Piazzi นักดาราศาสตร์ชาวอิตาลีในเมือง Palermo ของซิซิลี (1801) ในตอนแรกจูเซปเปคิดว่าวัตถุที่เขาเห็นคือดาวหาง แต่หลังจากที่คาร์ลฟรีดริชเกาส์นักคณิตศาสตร์ชาวเยอรมันได้กำหนดพารามิเตอร์ของวงโคจรของร่างกายจักรวาลก็เห็นได้ชัดว่ามันน่าจะเป็นดาวเคราะห์ อีกหนึ่งปีต่อมาตามรายงานของ Gauss ephemeris นักดาราศาสตร์ชาวเยอรมันพบ Ceres ร่างกายชื่อ Piazzi Ceres เพื่อเป็นเกียรติแก่เทพีแห่งความอุดมสมบูรณ์ของโรมันโบราณตั้งอยู่ในระยะห่างจากดวงอาทิตย์ซึ่งตามกฎ Titius-Bode ดาวเคราะห์ขนาดใหญ่ของระบบสุริยะควรตั้งอยู่ซึ่งนักดาราศาสตร์ค้นหามาตั้งแต่ปลายศตวรรษที่ 18

ในปี 1802 นักดาราศาสตร์ชาวอังกฤษ W. Herschel ได้เปิดตัวคำใหม่ "asteroid" ดาวเคราะห์น้อยเฮอร์เชลเรียกว่าวัตถุอวกาศซึ่งเมื่อสังเกตผ่านกล้องโทรทรรศน์จะดูเหมือนดาวสลัวตรงกันข้ามกับดาวเคราะห์เมื่อสังเกตเห็นด้วยสายตาในรูปของดิสก์

ในปี 1802-07 ดาวเคราะห์น้อย Pallas, Juno และ Vesta ถูกค้นพบ จากนั้นยุคแห่งความสงบก็มาถึงราว 40 ปีในช่วงที่ไม่มีการค้นพบดาวเคราะห์น้อยแม้แต่ดวงเดียว

ในปี 1845 คาร์ลลุดวิกเฮนเคนักดาราศาสตร์สมัครเล่นชาวเยอรมันหลังจากค้นหา 15 ปีได้ค้นพบดาวเคราะห์น้อยดวงที่ 5 ในแถบหลักแอสเทรีย นับจากนี้เป็นต้นไปการ "ตามล่า" ดาวเคราะห์น้อยของนักดาราศาสตร์ทุกคนในโลกเริ่มต้นขึ้นเพราะ ก่อนการค้นพบของ Henke ในโลกวิทยาศาสตร์เชื่อกันว่าดาวเคราะห์น้อยมีการค้นหาที่ไม่ประสบความสำเร็จเพียงสี่แปดปีในช่วงปี 1807-15 ดูเหมือนจะเป็นการยืนยันสมมติฐานนี้เท่านั้น

ในปีพ. ศ. 2390 John Hind นักดาราศาสตร์ชาวอังกฤษได้ค้นพบดาวเคราะห์น้อย Irida หลังจากนั้นมีการค้นพบดาวเคราะห์น้อยอย่างน้อยหนึ่งดวงทุกปีจนถึงปัจจุบัน (ยกเว้นปีพ. ศ. 2488)

ในปีพ. ศ. 2434 Maximilian Wolf นักดาราศาสตร์ชาวเยอรมันได้เริ่มใช้วิธีการถ่ายภาพดวงดาวเพื่อตรวจจับดาวเคราะห์น้อยซึ่งดาวเคราะห์น้อยจะทิ้งเส้นแสงสั้น ๆ ไว้ในภาพถ่ายโดยมีระยะเวลาการเปิดรับแสงนาน (การส่องแสงชั้นภาพถ่าย) การใช้วิธีนี้ Wolf สามารถตรวจจับดาวเคราะห์น้อย 248 ดวงในช่วงเวลาสั้น ๆ นั่นคือ เพียงเล็กน้อยน้อยกว่าที่มันถูกค้นพบก่อนหน้าเขาห้าสิบปี

ในปีพ. ศ. 2441 อีรอสถูกค้นพบเข้าใกล้โลกในระยะอันตราย ต่อจากนั้นมีการค้นพบดาวเคราะห์น้อยดวงอื่นที่เข้าใกล้วงโคจรของโลกและได้รับการจัดสรรให้กับกลุ่ม Amurs ที่แยกจากกัน

ในปี 1906 มีการค้นพบ Achilles โดยใช้วงโคจรร่วมกับดาวพฤหัสบดีและตามมาข้างหน้าเขาด้วยความเร็วเท่ากัน วัตถุที่คล้ายกันที่ค้นพบใหม่ทั้งหมดเริ่มถูกเรียกว่าโทรจันเพื่อเป็นเกียรติแก่วีรบุรุษแห่งสงครามโทรจัน

ในปีพ. ศ. 2475 มีการค้นพบอพอลโลซึ่งเป็นตัวแทนกลุ่มแรกของคลาสอพอลโลซึ่งอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากกว่าโลก ในปี 1976 Aton ถูกค้นพบซึ่งวางรากฐานสำหรับคลาสใหม่ - อะตอมขนาดของแกนหลักของวงโคจรซึ่งน้อยกว่า 1 AU และในปีพ. ศ. 2520 ดาวเคราะห์รองดวงแรกถูกค้นพบไม่เคยเข้าใกล้วงโคจรของดาวพฤหัสบดี ดาวเคราะห์ขนาดเล็กดังกล่าวได้รับการตั้งชื่อว่า Centaurs เพื่อแสดงถึงความใกล้ชิดกับดาวเสาร์

ในปี 1976 มีการค้นพบดาวเคราะห์น้อยดวงแรกของกลุ่ม Aton ที่เข้าใกล้โลก

ในปีพ. ศ. 2534 มีการค้นพบ Damocles ซึ่งมีวงโคจรที่ยาวและเอียงมากซึ่งเป็นลักษณะของดาวหาง แต่ไม่ได้สร้างหางดาวหางเมื่อเข้าใกล้ดวงอาทิตย์ วัตถุดังกล่าวกลายเป็นที่รู้จักในชื่อ Damocloids

ในปี 1992 เราสามารถเห็นวัตถุชิ้นแรกจากแถบดาวเคราะห์รองที่ Gerard Kuiper คาดการณ์ไว้ในปีพ. ศ. 2494 มีชื่อว่า 1992 QB1 หลังจากนั้นก็เริ่มพบวัตถุขนาดใหญ่ในแถบไคเปอร์มากขึ้นทุกปี

ในปี 1996 ยุคใหม่เริ่มต้นขึ้นในการศึกษาดาวเคราะห์น้อย: องค์การบริหารการบินและอวกาศแห่งชาติของสหรัฐอเมริกาได้ส่งยานอวกาศ NEAR ไปยังดาวเคราะห์น้อย Eros ซึ่งไม่เพียง แต่จะถ่ายภาพดาวเคราะห์น้อยที่บินผ่านไปมาเท่านั้น แต่ยังกลายเป็นดาวเทียมประดิษฐ์ของ Eros ด้วยและในเวลาต่อมา เพื่อลงจอดบนพื้นผิว

เมื่อวันที่ 27 มิถุนายน 1997 ระหว่างทางไปยัง Eros NEAR บินด้วยระยะทาง 1212 กม. จากดาวเคราะห์น้อย Matilda ทำให้มีภาพขาวดำและ 7 สีมากกว่า 50 เมตรครอบคลุมพื้นผิวดาวเคราะห์น้อย 60% นอกจากนี้ยังวัดสนามแม่เหล็กและมวลของมาทิลด้า

ในตอนท้ายของปี 2541 เนื่องจากสูญเสียการสื่อสารกับยานอวกาศไป 27 ชั่วโมงเวลาในการโคจรของ Eros จึงถูกเลื่อนออกไปจากวันที่ 10 มกราคม 2542 เป็นวันที่ 14 กุมภาพันธ์ 2543 ในเวลาที่กำหนด NEAR เข้าสู่วงโคจรสูงของดาวเคราะห์น้อยโดยมีจุดศูนย์กลางอยู่ที่ 327 กม. วงโคจรที่ลดลงทีละน้อยเริ่มต้น: ในวันที่ 10 มีนาคมยานอวกาศเข้าสู่วงโคจรวงกลมด้วยความสูง 200 กม. ในวันที่ 11 เมษายนวงโคจรลดลงถึง 100 กม. ในวันที่ 27 ธันวาคมลดลงเหลือ 35 กม. หลังจากนั้นภารกิจของยานอวกาศก็เข้าสู่ขั้นตอนสุดท้ายโดยมีจุดมุ่งหมายเพื่อลงจอดบนพื้นผิวของดาวเคราะห์น้อย ในช่วงที่ตกต่ำ - 14 มีนาคม 2543 "ยานอวกาศ NEAR" ถูกเปลี่ยนชื่อเพื่อเป็นเกียรติแก่นักธรณีวิทยาและนักวิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์ชาวอเมริกันยูจีนชูเมกเกอร์ผู้ซึ่งเสียชีวิตจากอุบัติเหตุทางรถยนต์ในออสเตรเลียอย่างอนาถเป็น "NEAR Shoemaker"

เมื่อวันที่ 12 กุมภาพันธ์ 2544 NEAR เริ่มชะลอตัวลงซึ่งกินเวลา 2 วันโดยลงเอยด้วยการลงจอดอย่างนุ่มนวลบนดาวเคราะห์น้อยตามด้วยการถ่ายภาพพื้นผิวและวัดองค์ประกอบของพื้นผิวดิน เมื่อวันที่ 28 กุมภาพันธ์ภารกิจของอุปกรณ์ดังกล่าวเสร็จสิ้น

ในเดือนกรกฎาคม 2542 ยานอวกาศ Deep Space 1 จากระยะ 26 กม. สำรวจดาวเคราะห์น้อยอักษรเบรลล์รวบรวมข้อมูลจำนวนมากเกี่ยวกับองค์ประกอบของดาวเคราะห์น้อยและได้ภาพที่มีค่า

ในปี 2000 เครื่องมือ Cassini-Huygens ได้ถ่ายภาพดาวเคราะห์น้อย 2685 Masursky

ในปี 2544 มีการค้นพบ Aton ตัวแรกที่ไม่ข้ามวงโคจรของโลกเช่นเดียวกับโทรจัน Neptune ตัวแรก

เมื่อวันที่ 2 พฤศจิกายน พ.ศ. 2545 ยานอวกาศ Stardust ของ NASA ได้ถ่ายภาพดาวเคราะห์น้อย Annafrank

เมื่อวันที่ 9 พฤษภาคม พ.ศ. 2546 สำนักงานสำรวจอวกาศของญี่ปุ่นได้เปิดตัวยานอวกาศฮายาบูสะเพื่อศึกษาดาวเคราะห์น้อยอิโตกาวะและส่งตัวอย่างดินดาวเคราะห์น้อยมายังโลก

เมื่อวันที่ 12 กันยายน 2548 ฮายาบูสะเข้าใกล้ดาวเคราะห์น้อยในระยะ 30 กม. และเริ่มทำการวิจัย

ในเดือนพฤศจิกายนของปีเดียวกันอุปกรณ์ดังกล่าวได้ทำการลงจอดบนพื้นผิวของดาวเคราะห์น้อย 3 ครั้งซึ่งส่งผลให้หุ่นยนต์ Minerva สูญเสียไปซึ่งออกแบบมาเพื่อถ่ายภาพอนุภาคฝุ่นแต่ละตัวและถ่ายภาพพาโนรามาของพื้นผิวได้อย่างใกล้ชิด

เมื่อวันที่ 26 พฤศจิกายนมีความพยายามอีกครั้งที่จะลดรถลงเพื่อที่จะเอาดิน ก่อนลงจอดไม่นานการสื่อสารกับอุปกรณ์หายไปและได้รับการกู้คืนหลังจาก 4 เดือนเท่านั้น เป็นไปได้หรือไม่ที่จะสร้างรั้วดินยังไม่ทราบ ในเดือนมิถุนายน 2549 JAXA รายงานว่า Hayabusa มีแนวโน้มที่จะกลับสู่โลกซึ่งเกิดขึ้นในวันที่ 13 มิถุนายน 2010 เมื่อแคปซูลกลับเข้าที่มีอนุภาคดาวเคราะห์น้อยถูกทิ้งลงใกล้พื้นที่ทดสอบ Woomera ทางตอนใต้ของออสเตรเลีย หลังจากตรวจสอบตัวอย่างดินแล้วนักวิทยาศาสตร์ชาวญี่ปุ่นพบว่า Mg, Si และ Al มีอยู่ในดาวเคราะห์น้อย Itokawa บนพื้นผิวของดาวเคราะห์น้อยมีแร่ธาตุไพร็อกซีนและโอลิวีนจำนวนมากในอัตราส่วน 30:70 เหล่านั้น. Itokawa เป็นชิ้นส่วนของดาวเคราะห์น้อย chondritic ที่มีขนาดใหญ่กว่า

หลังจากยานอวกาศ Hayabusa ภาพถ่ายของดาวเคราะห์น้อยก็ถูกถ่ายโดย New Horizons AMS (11 มิถุนายน 2549 - ดาวเคราะห์น้อย 132524 APL) และยานอวกาศ Rosetta (5 กันยายน 2551 - ถ่ายภาพดาวเคราะห์น้อย 2867 Steins, 10 กรกฎาคม 2553 - ดาวเคราะห์น้อยลูเทเทีย) นอกจากนี้ในวันที่ 27 กันยายน 2550 สถานีดาวเคราะห์อัตโนมัติ Dawn ได้เปิดตัวจาก Cape Canaveral cosmodrome ซึ่งในปีนี้ (น่าจะเป็นวันที่ 16 กรกฎาคม) จะเข้าสู่วงโคจรเป็นวงกลมรอบดาวเคราะห์น้อยตะวันตก ในปี 2558 อุปกรณ์จะไปถึง Ceres ซึ่งเป็นวัตถุที่ใหญ่ที่สุดในแถบดาวเคราะห์น้อยหลัก - หลังจากทำงานในวงโคจรเป็นเวลา 5 เดือนอุปกรณ์จะทำงานให้เสร็จ ...

ดาวเคราะห์น้อยมีขนาดโครงสร้างรูปร่างวงโคจรและตำแหน่งในระบบสุริยะแตกต่างกันไป ตามลักษณะการโคจรของพวกมันดาวเคราะห์น้อยถูกจำแนกออกเป็นกลุ่มและวงศ์ต่างๆ ดวงแรกเกิดจากเศษชิ้นส่วนของดาวเคราะห์น้อยที่มีขนาดใหญ่กว่าดังนั้นแกนกึ่งเอกความเยื้องศูนย์และการเอียงวงโคจรของดาวเคราะห์น้อยภายในกลุ่มเดียวเกือบจะตรงกันทั้งหมด ดวงที่สองรวมดาวเคราะห์น้อยที่มีพารามิเตอร์วงโคจรคล้ายกัน

ปัจจุบันรู้จักดาวเคราะห์น้อยมากกว่า 30 วงศ์ ครอบครัวดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่ตั้งอยู่ในแถบหลัก ระหว่างความเข้มข้นที่สำคัญของดาวเคราะห์น้อยในแถบหลักมีพื้นที่ว่างที่เรียกว่ารอยแยกเคิร์กวูดหรือช่องฟัก พื้นที่ดังกล่าวเกิดขึ้นจากปฏิสัมพันธ์แรงโน้มถ่วงของดาวพฤหัสบดีซึ่งทำให้วงโคจรของดาวเคราะห์น้อยไม่เสถียร

มีกลุ่มดาวเคราะห์น้อยน้อยกว่าครอบครัว ในคำอธิบายด้านล่างกลุ่มของดาวเคราะห์น้อยจะแสดงตามลำดับระยะห่างจากดวงอาทิตย์

มะเดื่อ 3 กลุ่มของดาวเคราะห์น้อย: สีขาว - ดาวเคราะห์น้อยของแถบหลัก สีเขียวที่อยู่นอกขอบเขตด้านนอกของแถบหลักคือโทรจันของดาวพฤหัสบดี สีส้ม - กลุ่มของฮิลด้า ... ที่มา: wikipedia

ใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดคือแถบวัลคานอยด์สมมุติ - ดาวเคราะห์ดวงน้อยที่มีวงโคจรอยู่ภายในวงโคจรของดาวพุธทั้งหมด การคำนวณทางคอมพิวเตอร์แสดงให้เห็นว่าบริเวณที่อยู่ระหว่างดวงอาทิตย์และดาวพุธนั้นมีความเสถียรทางความโน้มถ่วงและมีวัตถุท้องฟ้าขนาดเล็กอยู่ที่นั่น การตรวจจับในทางปฏิบัติถูกขัดขวางโดยความใกล้ชิดกับดวงอาทิตย์และจนถึงขณะนี้ยังไม่มีการค้นพบวัลคานอยด์เลยแม้แต่ชิ้นเดียว ในทางอ้อมหลุมอุกกาบาตบนพื้นผิวดาวพุธพูดถึงการมีอยู่ของภูเขาไฟ

กลุ่มถัดไปคือ Atons ซึ่งเป็นดาวเคราะห์ขนาดเล็กซึ่งตั้งชื่อตามตัวแทนแรกที่ค้นพบโดย Eleanor Helin นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกันในปีพ. ศ. 2519 Atons แกนกึ่งสำคัญของวงโคจรน้อยกว่าหน่วยดาราศาสตร์ ดังนั้นสำหรับเส้นทางการโคจรส่วนใหญ่ Atons จึงอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากกว่าโลกและบางส่วนไม่เคยข้ามวงโคจรของโลกเลย

เป็นที่รู้จักมากกว่า 500 Atons ซึ่งมีเพียง 9 ชื่อเท่านั้น อะตอมเป็นกลุ่มดาวเคราะห์น้อยที่เล็กที่สุดในบรรดากลุ่มดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่มีเส้นผ่านศูนย์กลางน้อยกว่า 1 กม. อะตอมที่ใหญ่ที่สุดคือ Cruitna มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 5 กม.

กลุ่มของดาวเคราะห์น้อยคิวปิดและอพอลโลมีความแตกต่างระหว่างวงโคจรของดาวศุกร์และดาวพฤหัสบดี

คิวปิดเป็นดาวเคราะห์น้อยที่อยู่ระหว่างวงโคจรของโลกและดาวพฤหัสบดี คิวปิดสามารถแบ่งออกเป็น 4 กลุ่มย่อยซึ่งแตกต่างกันไปตามพารามิเตอร์ของวงโคจร:

กลุ่มย่อยแรกประกอบด้วยดาวเคราะห์น้อยที่อยู่ระหว่างวงโคจรของโลกและดาวอังคาร มีคิวปิดน้อยกว่า 1/5 ของพวกเขาทั้งหมด

กลุ่มย่อยที่สองประกอบด้วยดาวเคราะห์น้อยที่มีวงโคจรอยู่ระหว่างวงโคจรของดาวอังคารและแถบดาวเคราะห์น้อยหลัก ชื่อเก่าของกลุ่มดาวเคราะห์น้อยอามูร์เป็นของพวกเขา

คิวปิดกลุ่มย่อยที่สามรวมดาวเคราะห์น้อยที่มีวงโคจรอยู่ภายในแถบหลัก ประมาณครึ่งหนึ่งของกามเทพทั้งหมดเป็นของมัน

กลุ่มย่อยสุดท้ายประกอบด้วยดาวเคราะห์น้อยสองสามดวงที่อยู่นอกแถบหลักและทะลุออกไปนอกวงโคจรของดาวพฤหัสบดี

ปัจจุบันรู้จัก Amurs มากกว่า 600 ชนิดพวกมันหมุนเป็นวงโคจรโดยมีแกนกึ่งหลักมากกว่า 1.0 AU และระยะทางที่ perihelion จาก 1.017 ถึง 1.3 AU e. เส้นผ่านศูนย์กลางของกามเทพที่ใหญ่ที่สุด - แกนีมีด - 32 กม.

อพอลโลประกอบด้วยดาวเคราะห์น้อยที่ข้ามวงโคจรของโลกและมีแกนกึ่งสำคัญอย่างน้อย 1 AU อพอลโลพร้อมด้วยอะตอมเป็นดาวเคราะห์น้อยที่เล็กที่สุด ตัวแทนที่ใหญ่ที่สุดคือ Sisyphus เส้นผ่านศูนย์กลาง 8.2 กม. โดยรวมแล้วมีคนรู้จัก Apollo มากกว่า 3.5 พันตัว

กลุ่มดาวเคราะห์น้อยข้างต้นสร้างสิ่งที่เรียกว่าแถบ "หลัก" ซึ่งมีความเข้มข้น

ด้านหลังแถบดาวเคราะห์น้อย "หลัก" คือกลุ่มดาวเคราะห์รองที่เรียกว่าโทรจันหรือดาวเคราะห์น้อยโทรจัน

ดาวเคราะห์น้อยโทรจันอยู่ใกล้กับจุด L4 และ L5 Lagrange ในวงโคจร 1: 1 ของดาวเคราะห์ใด ๆ ดาวเคราะห์น้อยโทรจันส่วนใหญ่พบได้ทั่วโลกดาวพฤหัสบดี ดาวเนปจูนและดาวอังคารมีโทรจัน พวกมันควรจะมีอยู่ใกล้โลก

โทรจันของดาวพฤหัสบดีแบ่งออกเป็น 2 กลุ่มใหญ่: ที่จุด L4 มีดาวเคราะห์น้อยซึ่งตั้งชื่อตามวีรบุรุษของกรีกและเคลื่อนที่ไปข้างหน้าดาวเคราะห์ ที่จุด L5 - ดาวเคราะห์น้อยซึ่งตั้งชื่อตามผู้พิทักษ์แห่งทรอยและเคลื่อนตัวไปด้านหลังดาวพฤหัสบดี

ในขณะนี้ดาวเนปจูนมีโทรจันที่รู้จักเพียง 7 ตัวโดย 6 ตัวเคลื่อนที่ไปด้านหน้าดาวเคราะห์

มีเพียง 4 โทรจันเท่านั้นที่ถูกระบุบนดาวอังคารซึ่ง 3 แห่งอยู่ใกล้จุด L4

โทรจันเป็นดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่ซึ่งมักมีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า 10 กม. ที่ใหญ่ที่สุดคือกรีกของดาวพฤหัสบดี - เฮกเตอร์มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 370 กม.

ระหว่างวงโคจรของดาวพฤหัสบดีและดาวเนปจูนมีแถบของ Centaurs ซึ่งเป็นดาวเคราะห์น้อยที่แสดงคุณสมบัติของทั้งดาวเคราะห์น้อยและดาวหาง ดังนั้นในครั้งแรกของ Centaurs ที่ค้นพบ - Chiron มีอาการโคม่าเมื่อเข้าใกล้ดวงอาทิตย์

ปัจจุบันเชื่อกันว่ามีมากกว่า 40,000 เซนทอร์ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า 1 กม. ในระบบสุริยะ ที่ใหญ่ที่สุดคือ Khariklo ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 260 กม.

กลุ่มของ Damocloids รวมถึงดาวเคราะห์น้อยที่มีวงโคจรยาวมากและอยู่ใน aphelion ที่ไกลกว่าดาวยูเรนัสและอยู่ใกล้ดาวพฤหัสบดีมากที่สุดและบางครั้งก็มีดาวอังคาร เชื่อกันว่า Damocloids เป็นแกนกลางของดาวเคราะห์ที่สูญเสียสารระเหยซึ่งทำบนพื้นฐานของการสังเกตที่แสดงให้เห็นว่ามีอาการโคม่าในดาวเคราะห์น้อยหลายดวงในกลุ่มนี้และจากการศึกษาพารามิเตอร์ของวงโคจรของ Damocloids ซึ่งพบว่าพวกมันหมุนรอบดวงอาทิตย์ในทิศทางตรงกันข้ามกับการเคลื่อนที่ ดาวเคราะห์หลักและดาวเคราะห์น้อยกลุ่มอื่น ๆ

ชั้นสเปกตรัมของดาวเคราะห์น้อย

ตามลักษณะของสีอัลเบโดและสเปกตรัมดาวเคราะห์น้อยแบ่งออกเป็นหลายชั้นตามอัตภาพ ในขั้นต้นตามการจำแนกประเภทของคลาร์กอาร์แชปแมนเดวิดมอร์ริสันและเบนเซลเนอร์พบว่าชั้นสเปกตรัมของดาวเคราะห์น้อยมีเพียง 3 ชั้นจากนั้นเมื่อนักวิทยาศาสตร์ศึกษาจำนวนชั้นเรียนก็ขยายออกไปและในปัจจุบันมี 14 ชั้น

Class A ประกอบด้วยดาวเคราะห์น้อยเพียง 17 ดวงที่อยู่ภายในแถบหลักและมีลักษณะเฉพาะด้วยการมีโอลิวีนในแร่ ดาวเคราะห์น้อยคลาส A มีลักษณะเป็นอัลเบโดสูงปานกลางและมีสีแดง

คลาส B ประกอบด้วยดาวเคราะห์น้อยคาร์บอนที่มีสเปกตรัมสีน้ำเงินและแทบจะไม่มีการดูดซับที่ความยาวคลื่นต่ำกว่า 0.5 ไมครอน ดาวเคราะห์น้อยในชั้นนี้ส่วนใหญ่อยู่ในแถบหลัก

คลาส C เกิดจากดาวเคราะห์น้อยคาร์บอนซึ่งมีองค์ประกอบใกล้เคียงกับองค์ประกอบของเมฆที่เป็นดาวเคราะห์นอกระบบซึ่งก่อตัวขึ้นในระบบสุริยะ นี่คือคลาสที่มีจำนวนมากที่สุดซึ่ง 75% ของดาวเคราะห์น้อยทั้งหมดเป็นของ พวกมันไหลเวียนในบริเวณด้านนอกของสายพานหลัก

ดาวเคราะห์น้อยที่มีอัลเบโดต่ำมาก (0.02-0.05) และสเปกตรัมสีแดงที่ไม่มีเส้นดูดกลืนชัดเจนอยู่ในชั้นสเปกตรัม D พวกมันอยู่ในบริเวณด้านนอกของแถบหลักในระยะอย่างน้อย 3 AU จากดวงอาทิตย์

ดาวเคราะห์น้อยคลาส E มักเป็นเศษซากของเปลือกนอกของดาวเคราะห์น้อยที่มีขนาดใหญ่กว่าและมีลักษณะเป็นอัลเบโดที่สูงมาก (0.3 และสูงกว่า) ในองค์ประกอบดาวเคราะห์น้อยในชั้นนี้มีลักษณะคล้ายกับอุกกาบาตที่เรียกว่า enstatite achondrites

ดาวเคราะห์น้อยคลาส F อยู่ในกลุ่มของดาวเคราะห์น้อยคาร์บอนและแตกต่างจากวัตถุที่คล้ายกันของคลาส B โดยไม่มีร่องรอยของการดูดซับน้ำที่ความยาวคลื่นประมาณ 3 ไมครอน

Class G รวมดาวเคราะห์น้อยคาร์บอนเข้ากับการดูดซับรังสี UV ที่ความยาวคลื่น 0.5 m

Class M ประกอบด้วยดาวเคราะห์น้อยโลหะที่มีอัลเบโดสูงปานกลาง (0.1-0.2) บนพื้นผิวของพวกมันบางส่วนมีเศษโลหะ (เหล็กนิกเกิล) เช่นอุกกาบาตบางชนิด น้อยกว่า 8% ของดาวเคราะห์น้อยที่รู้จักทั้งหมดอยู่ในคลาสนี้

ดาวเคราะห์น้อยที่มีอัลเบโดต่ำ (0.02-0.07) และสเปกตรัมสีแดงที่ไม่มีเส้นดูดกลืนเฉพาะอยู่ในคลาส P พวกมันมีคาร์บอนและซิลิเกต วัตถุที่คล้ายกันมีชัยในบริเวณด้านนอกของสายพานหลัก

คลาส Q ประกอบด้วยดาวเคราะห์น้อยสองสามดวงจากบริเวณด้านในของแถบหลักซึ่งมีความคล้ายคลึงกันในสเปกตรัมกับ chondrites

คลาส R รวมวัตถุที่มีความเข้มข้นสูงในบริเวณด้านนอกของโอลิวีนและไพร็อกซีนโดยอาจมีการเพิ่ม plagioclase มีดาวเคราะห์น้อยในชั้นนี้อยู่ไม่กี่ดวงและทั้งหมดอยู่ในบริเวณด้านในของแถบหลัก

คลาส S ประกอบด้วย 17% ของดาวเคราะห์น้อยทั้งหมด ดาวเคราะห์น้อยในชั้นนี้มีองค์ประกอบของซิลิกอนหรือหินและส่วนใหญ่ตั้งอยู่ในบริเวณของแถบดาวเคราะห์น้อยหลักที่ระยะทางไม่เกิน 3 AU

นักวิทยาศาสตร์จำแนกวัตถุที่มีอัลเบโดต่ำมากพื้นผิวมืดและมีการดูดกลืนปานกลางที่ความยาวคลื่น 0.85 ไมโครเมตรเป็นดาวเคราะห์น้อยคลาส T ไม่ทราบองค์ประกอบของพวกเขา

ดาวเคราะห์น้อยชั้นสุดท้ายที่ระบุจนถึงปัจจุบัน - V รวมถึงวัตถุที่มีวงโคจรใกล้เคียงกับพารามิเตอร์ของวงโคจรของตัวแทนที่ใหญ่ที่สุดของชั้น - ดาวเคราะห์น้อย (4) เวสตา ในองค์ประกอบของพวกมันพวกมันอยู่ใกล้กับดาวเคราะห์น้อยคลาส S นั่นคือ ประกอบด้วยซิลิเกตหินและเหล็ก ความแตกต่างที่สำคัญของพวกมันจากดาวเคราะห์น้อยระดับ S คือมีปริมาณไพร็อกซีนสูง

ต้นกำเนิดของดาวเคราะห์น้อย

มีสองสมมติฐานสำหรับการก่อตัวของดาวเคราะห์น้อย สมมติฐานแรกถือว่าการมีอยู่ของดาวเคราะห์ Phaethon ในอดีต มันอยู่ได้ไม่นานและพังทลายลงเมื่อมันชนกับเทห์ฟากฟ้าขนาดใหญ่หรือเนื่องจากกระบวนการต่างๆภายในดาวเคราะห์ อย่างไรก็ตามการก่อตัวของดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่เกิดจากการทำลายวัตถุขนาดใหญ่จำนวนมากที่เหลืออยู่หลังจากการก่อตัวของดาวเคราะห์ การก่อตัวของเทห์ฟากฟ้าขนาดใหญ่ - ดาวเคราะห์ - ภายในแถบหลักไม่สามารถเกิดขึ้นได้เนื่องจากอิทธิพลแรงโน้มถ่วงของดาวพฤหัสบดี

ดาวเทียมดาวเคราะห์น้อย

ในปีพ. ศ. 2536 ยานอวกาศกาลิเลโอได้รับภาพของดาวเคราะห์น้อยไอด้าพร้อมดาวเทียมขนาดเล็ก ต่อจากนั้นมีการค้นพบดาวเทียมใกล้กับดาวเคราะห์น้อยหลายดวงและในปี 2544 ได้มีการค้นพบดาวเทียมดวงแรกใกล้กับวัตถุในแถบไคเปอร์

เพื่อความสับสนของนักดาราศาสตร์การสังเกตการณ์ร่วมที่ดำเนินการโดยใช้เครื่องมือภาคพื้นดินและกล้องโทรทรรศน์ฮับเบิลแสดงให้เห็นว่าในหลาย ๆ กรณีดาวเทียมเหล่านี้มีขนาดใกล้เคียงกับวัตถุกลาง

ดร. สเติร์นได้ทำการวิจัยเพื่อค้นหาว่าระบบไบนารีดังกล่าวสามารถก่อตัวได้อย่างไร แบบจำลองมาตรฐานสำหรับการก่อตัวของดาวเทียมขนาดใหญ่สันนิษฐานว่าเกิดจากการชนกันของวัตถุแม่กับวัตถุขนาดใหญ่ แบบจำลองดังกล่าวทำให้สามารถอธิบายการก่อตัวของดาวเคราะห์น้อยคู่ระบบพลูโต - ชารอนได้อย่างน่าพอใจและยังสามารถประยุกต์ใช้โดยตรงเพื่ออธิบายการก่อตัวของระบบโลก - ดวงจันทร์

การวิจัยของสเติร์นทำให้เกิดข้อสงสัยเกี่ยวกับบทบัญญัติหลายประการของทฤษฎีนี้ โดยเฉพาะอย่างยิ่งสำหรับการก่อตัวของวัตถุจำเป็นต้องมีการชนกับพลังงานซึ่งไม่น่าเป็นไปได้มากนักเนื่องจากจำนวนและมวลของวัตถุแถบไคเปอร์ที่เป็นไปได้ทั้งในสถานะเริ่มต้นและในสถานะปัจจุบัน

ดังนั้นคำอธิบายที่เป็นไปได้สองประการจึงตามมา - การก่อตัวของวัตถุไบนารีไม่ได้เกิดขึ้นจากการชนหรือค่าสัมประสิทธิ์การสะท้อนของพื้นผิวของวัตถุไคเปอร์ (ด้วยความช่วยเหลือในการกำหนดขนาดของพวกมัน) จึงถูกประเมินต่ำไป

ในการแก้ปัญหาภาวะที่กลืนไม่เข้าคายไม่ออกตาม Stern จะช่วยให้กล้องโทรทรรศน์อินฟราเรดอวกาศ SIRTF (Space Infrared Telescope Facility) ของ NASA ซึ่งเปิดตัวในปี 2546

ดาวเคราะห์น้อย การชนกับโลกและร่างกายของจักรวาลอื่น ๆ

ในบางครั้งดาวเคราะห์น้อยสามารถชนกับวัตถุจักรวาลได้เช่นดาวเคราะห์ดวงอาทิตย์ดาวเคราะห์น้อยอื่น ๆ พวกมันชนกับโลกด้วย

จนถึงปัจจุบันหลุมอุกกาบาตขนาดใหญ่กว่า 170 แห่งเป็นที่รู้จักบนพื้นผิวโลก - ปัญหาเรื่องดวงดาว ("บาดแผลจากดวงดาว") ซึ่งเป็นสถานที่ที่วัตถุท้องฟ้าตกลงมา หลุมอุกกาบาตที่ใหญ่ที่สุดซึ่งมีแนวโน้มว่าจะมีต้นกำเนิดจากต่างดาวมากที่สุดคือ Vredefort ในแอฟริกาใต้มีเส้นผ่านศูนย์กลางถึง 300 กม. ปล่องภูเขาไฟเกิดขึ้นจากการตกของดาวเคราะห์น้อยที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 10 กม. เมื่อกว่า 2 พันล้านปีก่อน

ที่ใหญ่เป็นอันดับสองคือหลุมอุกกาบาตซัดเบอรีในจังหวัดออนแทรีโอของแคนาดาซึ่งก่อตัวขึ้นเมื่อดาวหางตกลงไปเมื่อ 1850 ล้านปีก่อน เส้นผ่านศูนย์กลาง 250 กม.

เป็นที่รู้จักบนโลกอีกสามหลุมอุกกาบาตที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า 100 กม. ได้แก่ Chicxulub ในเม็กซิโก Manicuagan ในแคนาดาและ Popigay (Popigai Depression) ในรัสเซีย ปล่องภูเขาไฟ Chicxulub เกี่ยวข้องกับการล่มสลายของดาวเคราะห์น้อยที่ทำให้การสูญพันธุ์ในยุคครีเทเชียส - พาลีโอจีนเมื่อ 65 ล้านปีก่อน

ปัจจุบันนักวิทยาศาสตร์เชื่อว่าวัตถุท้องฟ้าที่มีขนาดเท่ากับดาวเคราะห์น้อย Chicxulub ตกลงมายังโลกทุกๆ 100 ล้านปี ร่างเล็กตกลงมายังโลกบ่อยกว่ามาก เมื่อ 50,000 ปีที่แล้วเช่น ในช่วงเวลาที่ผู้คนยุคใหม่อาศัยอยู่บนโลกดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็กที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 50 เมตรตกลงมาในรัฐแอริโซนา (สหรัฐอเมริกา) ผลกระทบดังกล่าวสร้างหลุมอุกกาบาต Barringer 1.2 กม. และลึก 175 ม. ในปี 1908 ในพื้นที่ของแม่น้ำ Podkamennaya Tunguska ที่ระดับความสูง 7 กม. สลักเกลียวที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางหลายสิบเมตรระเบิด ยังไม่มีความเห็นเป็นเอกฉันท์เกี่ยวกับลักษณะของลูกไฟนักวิทยาศาสตร์บางคนเชื่อว่าดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็กระเบิดเหนือไทกาส่วนอีกดวงเชื่อว่าสาเหตุของการระเบิดคือนิวเคลียสของดาวหาง

เมื่อวันที่ 10 สิงหาคม พ.ศ. 2515 มีการสังเกตเห็นลูกไฟขนาดใหญ่ในดินแดนของแคนาดา เห็นได้ชัดว่าเรากำลังพูดถึงดาวเคราะห์น้อยที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 25 ม.

เมื่อวันที่ 23 มีนาคม 2532 ดาวเคราะห์น้อย 1989 FC ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 800 เมตรได้บินโดยห่างจากโลก 700,000 กม. สิ่งที่น่าสนใจที่สุดคือดาวเคราะห์น้อยถูกค้นพบหลังจากที่มันถูกลบออกจากโลกเท่านั้น

เมื่อวันที่ 1 ตุลาคม 1990 ลูกไฟที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 20 เมตรได้ระเบิดขึ้นเหนือมหาสมุทรแปซิฟิก การระเบิดเกิดขึ้นพร้อมกับแฟลชที่สว่างมากซึ่งบันทึกโดยดาวเทียม geostationary สองดวง

ในคืนวันที่ 8-9 ธันวาคม 2535 นักดาราศาสตร์หลายคนสังเกตเห็นการผ่านของดาวเคราะห์น้อย 4179 ตูทาติสที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 3 กม. ดาวเคราะห์น้อยผ่านโลกทุกๆ 4 ปีคุณจึงมีโอกาสสำรวจด้วย

ในปี 1996 ดาวเคราะห์น้อยครึ่งกิโลเมตรผ่านไป 200,000 กม. จากโลกของเรา

ดังที่คุณเห็นจากรายการทั้งหมดนี้ดาวเคราะห์น้อยบนโลกเป็นแขกที่มาเยือนบ่อยครั้ง ตามการประมาณการบางอย่างดาวเคราะห์น้อยที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า 10 เมตรบุกเข้าสู่ชั้นบรรยากาศของโลกทุกปี