Asteroitler ve kuyruklu yıldızlar, 4.5 milyar yıl önce büyük gezegenlerin oluştuğu maddenin kalıntılarıdır.

İlk asteroid Ceres 1801'de keşfedildi; o zamandan beri sürekli aranıyor ve yenileri düzenli olarak keşfediliyor; 20. yüzyılın sonunda. yörüngeleri bilinen asteroitlerin sayısı 10.000'e yaklaştı.

ORBITLER

Asteroitlerin ezici çoğunluğu, Mars'ın yörüngesinin ötesinde uzanan ve yoğunluğu, yörünge periyodunun Jüpiter'in periyodunun yarısı olduğu Güneş 3.2 astronomik biriminden (AU) uzaklığın ötesinde azalan bir simit oluşturan asteroit kuşağında yaşar. Yörünge döneminin Jüpiter dönemiyle basit bir ilişki içinde olduğu bazı mesafelerde, neredeyse hiç asteroit de yoktur: Jüpiter'in neden olduğu düzenli rahatsızlıklar nedeniyle oradaki hareketleri dengesizdir. Bu alanlara Kirkwood pencereleri veya kapakları denir. Genellikle asteroitlerin yörüngeleri orta derecede uzundur ve ekliptik düzlemine doğru eğimlidir. Yörüngelerinin benzerliğine göre, asteroitlerin çoğu, kökeni muhtemelen büyük ilkel asteroitlerin çarpışması ve ezilmesiyle ilişkilendirilen iki düzine aileye ayrılır.

3,2 AU'nun ötesinde asteroitler de bulunur. Bunlardan bazıları Truva atı grubunun bir parçasıdır ve Jüpiter'in yörüngesinde iki "sürü" halinde hareket eder - biri gezegenin hareketinden 60 ° önde, diğeri 60 ° geride. Bu asteroitlerin tam sayısı bilinmemektedir çünkü çok karanlıktırlar ve Dünya'dan ve Güneş'ten uzaktadırlar; şimdiye kadar çok azı açık.

Küçük asteroitler yalnızca Dünya'nın yakınında görülebilir. Yaklaşık 2000 tanesi, 1 km'den büyük, düzenli olarak Dünya'nın yörüngesinden geçiyor. Geçmişte, onların gibileri muhtemelen Dünya'ya çarptı. Örneğin, 10 kilometrelik bir asteroidin Dünya'ya düşmesinin 65 milyon yıl önce, dinozorlar da dahil olmak üzere biyolojik türlerin yarısından fazlasının neslinin tükenmesiyle sonuçlanan bir felakete yol açtığından şüpheleniliyor. Dünya'nın yanından uçan asteroitler, ana kuşakta yaşayan daha büyük asteroitlerin veya buz yüzeylerinden tamamen buharlaştıktan sonra kuyruklu yıldız çekirdeklerinin parçalarıdır. Gezegenlerin yörüngelerini kesen yörüngeler boyunca asteroitlerin hareketi uzun sürmez: Yaklaşık 10-100 milyon yıllık bir süre boyunca, gezegene bir yaklaşım yaşayacaklar, bunun sonucunda yüzeyine veya Güneş'e düşecekler veya Güneş Sistemi'nin çevresine fırlatılacaklar.

BİLEŞİM VE YAPI

Optik araştırma.

Asteroitler çok küçük ve Dünya'dan uzak olduklarından, büyük teleskoplar yalnızca yansıyan güneş ışığının değişkenliğini ve spektral özelliklerini ölçebilir. Yaklaşık 2000 asteroit için, yüzeyin optik özellikleri ve eksen etrafındaki dönme süresi ölçüldü ve boyutları ve şekilleri tahmin edildi. Asteroitlerin en büyüğü Ceres'in çapı 1000 km'den biraz daha azdır, birkaç düzine 100 km'den daha büyük bir çapa sahiptir, geri kalanların boyutları geniş bir aralıkta, muhtemelen meteorların boyutuna kadar uzanır. Son zamanlarda, asteroitlerin sürekli aranması için 21. yüzyılın başında izin verecek olan otomatik teleskoplar oluşturuldu. çapı 1 km'nin üzerindeki tüm asteroitleri tespit edin.

Yansıtılan ışığın spektral özelliklerine göre, asteroitler, göktaşı türlerine yakın birkaç tür halinde birleştirilir, bu şaşırtıcı değildir, çünkü neredeyse tüm göktaşlarının kökeni asteroitlerle ilişkilidir (Ay ve Mars'tan gelen birkaç istisna hariç). Bununla birlikte, karasal gezegenlere yakın kompozisyonda en çok sayıda göktaşı olan sıradan kondritler gibi asteroitler yoktur. Bunun muhtemel nedeni, güneş radyasyonu ve mikrometeorit bombardımanının etkisi altında, yapı ve bileşim bakımından sıradan kondritlere benzeyen asteroitlerin yüzeyinin renk değiştirmesi ve türünün bir yüzeyi haline gelmesidir. Ssilikat mineralleri olivin ve piroksen absorpsiyon bantları içeren spektrumu.

Radar araştırması.

Radar ölçümleri, asteroitlerin yörüngelerini ve fiziksel yapılarını belirlemek için çok kullanışlıdır. Örneğin, Dünya'ya yaklaşan küçük asteroitlerin bazen ikili (veya daha karmaşık) nesneler olduğunu gösterdiler, bu da Mars, Dünya ve diğer büyük gök cisimlerindeki çift kraterlerin varlığını açıklıyor. Metaller radyo dalgalarını yansıtmada özellikle iyi olduklarından, radarların yardımıyla birkaç demir-nikel bileşimli asteroid tespit edildi.

Uzay aracı kullanarak araştırma.

Jüpiter'e gönderilen Amerikan gezegenler arası aygıt "Galileo", bu türden iki asteroidin yakınına uçtu S, detaylı görüntülerini ve yüzey verilerini aldı. 29 Ekim 1991'de asteroit 951 Gaspra'ya yaklaştı ve oldukça kraterli ve girintili bir yüzeye sahip 1912 km boyutunda düzensiz şekilli bir gövde olduğunu keşfetti. 28 Ağustos 1993'te 58-23 km büyüklüğündeki asteroid 243 Ida ile uçan cihaz, Dactyl adlı küçük bir uydu keşfetti. Bu, bir asteroidin yakınında ilk kez bir uydu keşfedildi.

Dactyl'in yörüngesini belirleyen gökbilimciler, Kepler'in üçüncü yasasına dayanarak, Ida'nın kütlesini ve bu tür asteroitlerin analogları olarak kabul edilen demir-taş göktaşlarınınkinden çok daha az olduğu ortaya çıkan ortalama yoğunluğunu hesaplayabildiler. Sve hatta geleneksel kayalardan daha az. Ida'nın farklı bölgelerinin rengi göreceli yaşlarıyla ilişkilidir (yüzey ne kadar eski ise o kadar kırmızıdır); Bu, Ida'nın kondritik bir bileşime sahip olabileceğini, ancak erozyonun bir sonucu olarak yüzeyi kırmızıya döndüğünü ve bu tür asteroidlere benzediğini gösterir. S... Ida'daki genç kraterlerden çıkan Dactyl ve püskürmeler, eski Ida yüzeyinden daha renkli sıradan kondritlere benzer.

Diğer asteroitler hiç de sıradan kondritler gibi değildir. Örneğin, 4 Vesta bazalt kayalarla kaplıdır, yani. katılaşmış lav; bu, evriminde maddenin ısınması, erimesi ve farklılaşması (çekirdek oluşumu çağı) olduğu anlamına gelir. Birçok küçük bazaltik asteroit Vesta'nın yörüngesi boyunca hareket eder; muhtemelen güçlü bir darbe sonucu ondan atılmışlardır. Demir, demir-taş ve dünit göktaşları, Vesta'ya benzer, erimiş ve farklılaşmış gök cisimlerinin içini temsil eder, ancak sayısız darbeyle tamamen tahrip olmuştur.

Çoğu asteroit, birkaç saatlik bir süre içinde hızla döner. Bazıları için, rotasyon dönemleri haftalar halinde ölçülür, bu muhtemelen karşılıklı etkilerin nadir kombinasyonundan kaynaklanmaktadır. Gizemli, yavaş dönen (17 günlük periyot) asteroitlerden birini keşfedin 253 Matilda gibi koyu karbonlu bir yüzeye sahip C 1997'de NEAR aparatı ile başarılı oldu (program Yeryüzüne Yakın Asteroid Buluşma, Dünya'ya yakın bir asteroitle Buluşma). Yüzey çalışmaları için X-ışını ve gama spektrometreleri taşır. 1999'da bu uzay aracı asteroit 433 Eros tipine ulaştı S ve onun arkadaşı oldu.

Bilim adamları tarafından keşfedilen asteroitlerin büyük bir kısmı (yaklaşık% 98) Jüpiter ve Mars'ın gezegen yörüngeleri arasında bulunuyor. Armatüre olan uzaklıkları 2.06 ile 4.30 AU arasındadır. Yani, dolaşım dönemleri için dalgalanmalar aşağıdaki aralığa sahiptir - 2.9-8.92 yıl. Küçük gezegenler grubunda, benzersiz yörüngeleri olanlar var. Bu asteroitlere genellikle erkek isimleri verilir. En popüler olanları, Yunan mitolojisinin kahramanlarının isimleridir - Eros, Icarus, Adonis, Hermes. Bu küçük gezegenler asteroit kuşağının dışında hareket ediyor. Dünya'ya olan uzaklıkları dalgalanır, asteroitler ona 6 - 23 milyon km'de yaklaşabilir. 1937'de Dünya'ya benzersiz bir yaklaşım gerçekleşti. Küçük gezegen Hermes ona 580 bin km yaklaştı. Bu mesafe Ay'ın Dünya'ya olan uzaklığının 1.5 katıdır.

Bilinen en parlak asteroit Vesta'dır (yaklaşık 6 m). Büyük bir küçük gezegen kütlesi, muhalefet döneminde (7m - 16m) yoğun bir parlaklığa sahiptir.

Asteroit çaplarının hesaplanması, parlaklık, görünür ve kızılötesi ışınları yansıtma yeteneği temelinde yapılır.
3,5 bin listeden yalnızca 14 asteroidin enine boyutu 250 km'yi aşıyor. Gerisi çok daha mütevazı, hatta 0,7 km çapında asteroitler var. Bilinen en büyük asteroitler - Ceres, Pallas, Vesta ve Hygia (1000 ila 450 km). Küçük asteroitlerin küresel bir şekli yoktur; şekilsiz kayalara daha çok benzerler.

Asteroid kütleleri de dalgalanır. En büyük kütle Ceres için belirlenir, Dünya gezegeninin boyutundan 4000 kat daha küçüktür. Tüm asteroitlerin kütlesi de gezegenimizin kütlesinden daha azdır ve onun binde biridir.
Tüm küçük gezegenlerin atmosferi yoktur. Bazılarında, düzenli olarak kaydedilen parlaklık değişiklikleriyle oluşturulan eksenel dönüş vardır. Yani Pallas'ın 7,9 saatlik bir rotasyon süresi var ve Icarus sadece 2 saat 16 dakika içinde dönüyor.

Asteroitlerin yansıtıcılığına göre, metalik, açık ve koyu olmak üzere 3 grupta birleştirildi. İkinci grup, yüzeyleri Güneş'in gelen ışığının% 5'inden fazlasını yansıtmayan asteroitleri içerir. Yüzeyleri karbonlu ve siyah bazalta benzer kayalardan oluşur. Bu yüzden karanlık asteroitler karbonlu olarak adlandırılır.

Işık asteroitlerinin en yüksek yansıtıcılığı (% 10-25). Bu gök cisimleri silikon bileşiklere benzer bir yüzeye sahiptir. Bunlara taş asteroitler denir. Metalik asteroitler en az yaygın olanlardır. Işığa benzerler, bu cisimlerin yüzeyi daha çok demir ve nikel alaşımlarını anımsatır.

Bu sınıflandırmanın doğruluğu, Dünya yüzeyine düşen meteorların kimyasal bileşimi ile doğrulanır. Bu kritere göre sınıflandırılamayan önemsiz bir asteroit grubu ayırt edilir. Belirtilen 3 asteroit grubunun yüzdesi şu şekildedir: koyu (C tipi) -% 75, açık (S tipi) -% 15 ve% 10 metalik (M tipi).

Asteroitlerin yansıtıcılığının minimum göstergeleri% 3-4'tür ve maksimum olanlar, toplam ışık miktarının% 40'ına ulaşır. Küçük asteroitler en hızlı şekilde dönerler, şekil bakımından çok çeşitlidirler. Muhtemelen güneş sistemini oluşturan malzemeden oluşuyorlar. Bu varsayım, asteroit kuşağına ait baskın asteroit tipindeki Güneş'ten uzaktaki değişimle doğrulanmaktadır.
Hareket halindeyken asteroitler, küçük parçalara saçılırken kaçınılmaz olarak birbirleriyle çarpışırlar.

Asteroitlerin içindeki basınç çok büyük değil, bu yüzden ısınmıyorlar. Güneş ışığının etkisi altında yüzeyleri biraz ısınabilir, ancak bu ısı tutulmaz ve uzaya gider. Tahmini asteroit yüzey sıcaklığı göstergeleri -120 ° С ile -100 ° С arasındadır. Örneğin +730 ° C'ye (Icarus) kadar sıcaklıkta önemli bir artış yalnızca Güneş'e yaklaşma anlarında kaydedilebilir. Asteroidi ondan çıkardıktan sonra keskin bir soğuma meydana gelir.

- Bunlar etrafında dönen taş ve metal nesnelerdir, ancak boyutları gezegen olarak kabul edilemeyecek kadar küçüktür.
Asteroitler, çapı yaklaşık 1000 km olan Ceres'ten sıradan kayaların boyutuna kadar değişmektedir. Bilinen on altı asteroidin çapı 240 km veya daha fazladır. Yörüngeleri eliptiktir, yörüngeyi geçer ve yörüngeye ulaşır. Bununla birlikte, asteroitlerin çoğu, ve yörüngeleri arasında bulunan ana kuşakta bulunur. Bazılarının Dünya ile kesişen yörüngeleri var ve bazıları geçmişte Dünya ile çarpıştı.
Bunun bir örneği, Winslow, Arizona yakınlarındaki Barringer göktaşı krateri.

Asteroitler, güneş sisteminin oluşumundan kalan maddelerdir. Bir teori, uzun zaman önce çarpışmada yok olan bir gezegenin kalıntıları olduklarını öne sürüyor. Büyük olasılıkla, asteroitler bir gezegene dönüşemeyen maddelerdir. Gerçekten de, tüm asteroitlerin tahmini toplam kütlesi tek bir nesnede toplansaydı, nesnenin çapı 1.500 kilometreden daha az, Ayımızın çapının yarısından daha az olurdu.

Asteroitler hakkındaki anlayışımızın çoğu, Dünya yüzeyine inen uzay enkazının parçalarını incelemekten geliyor. Dünyayı etkilemeye giden asteroidlere göktaşları denir. Bir meteor atmosfere yüksek hızda girdiğinde sürtünme onu yüksek sıcaklıklara kadar ısıtır ve atmosferde yanar. Meteor tamamen yanmazsa, geriye kalan Dünya'nın yüzeyine düşer ve buna göktaşı denir.

Göktaşlarının en az yüzde 92,8'i silikattan (kaya), yüzde 5,7'si demir ve nikelden oluşur ve geri kalanı bu üç malzemenin bir karışımıdır. Taş göktaşları, karasal kayalara çok benzedikleri için bulunması en zor olanlardır.

Asteroitler çok erken güneş sisteminden kalma maddeler olduğundan, bilim adamları onların bileşimlerini incelemekle ilgileniyorlar. Asteroit kuşağının üzerinden uçan uzay aracı, kuşağın yeterince boşaltıldığını ve asteroitlerin büyük mesafelerle ayrıldığını buldu.

Ekim 1991'de Galileo uzay aracı asteroid 951 Gaspra'ya yaklaştı ve tarihte ilk kez Dünya'nın yüksek hassasiyetli bir görüntüsünü iletti. Ağustos 1993'te Galileo uzay aracı, asteroid 243 Ida ile yakın bir karşılaşma yaptı. Bir uzay aracı tarafından ziyaret edilen ikinci asteroitti. Hem Gaspra hem de Ida S-tipi asteroitler olarak sınıflandırılır ve metalce zengin silikatlardan oluşur.

27 Haziran 1997'de, NEAR uzay aracı asteroid 253 Matilda'nın yakınından geçti. Bu, ilk kez Dünya'ya C tipi asteroitlere ait karbon bakımından zengin bir asteroidin genel bir görüntüsünü aktarmaya izin verdi.

Nathan Eismont,
fizik ve Matematikte Doktora, Önde Gelen Araştırmacı (Uzay Araştırma Enstitüsü RAS)
Anton Ledkov,
araştırmacı (Uzay Araştırma Enstitüsü RAS)
"Bilim ve Yaşam" No. 1, 2015, Sayı 2, 2015

Güneş sistemi genellikle, bazıları uyduları ile birlikte sekiz gezegenin döndüğü boş bir alan olarak algılanır. Birisi, yakın zamanda Plüton'un atfedildiği, asteroit kuşağı, bazen Dünya'ya düşen göktaşları ve ara sıra gökyüzünü süsleyen kuyruklu yıldızlar hakkındaki birkaç küçük gezegeni hatırlayacak. Bu fikir oldukça doğrudur: birçok uzay aracının hiçbiri bir asteroit veya kuyruklu yıldızla çarpışmadan muzdarip değildi - uzay oldukça geniştir.

Ve yine de, güneş sisteminin devasa hacmi, yüzbinlerce ve on milyonlarca değil, katrilyonlarca (on beş sıfırlı birimler) çeşitli boyutlarda ve kütlelerde kozmik cisimler içerir. Hepsi fizik yasalarına ve gök mekaniğine göre hareket eder ve etkileşimde bulunur. Bazıları en erken Evrende oluşmuştur ve onun ilkel maddesinden oluşur ve bunlar astrofiziksel araştırmanın en ilginç nesneleridir. Ancak çok tehlikeli cisimler de var - Dünya ile çarpışması üzerindeki yaşamı yok edebilecek büyük asteroidler. Asteroit tehlikelerini izlemek ve ortadan kaldırmak, astrofizikçiler için aynı derecede önemli ve heyecan verici bir çalışma alanıdır.

Asteroitlerin keşfi tarihi

İlk asteroit, 1801'de Palermo'daki (Sicilya) gözlemevinin yöneticisi Giuseppe Piazi tarafından keşfedildi. Ona Ceres adını verdi ve ilk başta onu küçük bir gezegen olarak gördü. Eski Yunancadan çevrilen "yıldız gibi" terimi, astronom William Herschel tarafından önerildi (bkz. Bilim ve Yaşam, No. 7, 2012, "Uzayı İkiye Katlayan Müzisyen William Herschel'in Hikayesi"). Önümüzdeki altı yıl içinde keşfedilen Ceres ve benzeri nesneler (Pallas, Juno ve Vesta), gezegenler söz konusu olduğunda diskten çok nokta olarak görüldü; aynı zamanda sabit yıldızların aksine gezegenler gibi hareket ettiler. Bu asteroitlerin keşfi ile sonuçlanan gözlemlerin, "kayıp" gezegeni bulma girişimiyle kasıtlı olarak gerçekleştirildiğine dikkat edilmelidir. Gerçek şu ki, keşfedilen gezegenler Bode yasasına karşılık gelen mesafelerde Güneş'ten aralıklı yörüngelerde bulunuyordu. Buna göre Mars ve Jüpiter arasında bir gezegen bulunmalıydı. Bildiğiniz gibi, böyle bir yörüngede hiçbir gezegen yoktu, ancak yaklaşık olarak bu bölgede, daha sonra asteroit kuşağı keşfettiler, ana kuşağı. Ek olarak, ortaya çıktığı gibi Bode yasasının herhangi bir fiziksel gerekçesi yoktur ve şimdi basitçe bir tür rastgele sayı kombinasyonu olarak kabul edilir. Dahası, daha sonra keşfedilen Neptün (1848), onunla aynı fikirde olmayan bir yörüngede idi.

Bahsedilen dört asteroidin keşfedilmesinden sonra, sekiz yıldan fazla süren başka gözlemler başarıya yol açmadı. Bremen yakınlarındaki Lilienthal kasabasının, gökbilimcilerin - asteroit avcılarının toplantılarının yapıldığı Napolyon Savaşları nedeniyle durduruldular. Gözlemler 1830'da yeniden başladı, ancak başarı ancak 1845'te asteroid Astrea'nın keşfiyle geldi. O andan itibaren asteroitler yılda en az bir sıklıkta keşfedilmeye başlandı. Çoğu, Mars ve Jüpiter arasındaki ana asteroit kuşağına aittir. 1868'de, 1981'de - 10.000 ve 2000'de - 100.000'den fazla keşfedilmiş asteroit vardı.

Asteroitlerin kimyasal bileşimi, şekli, boyutu ve yörüngeleri

Asteroitleri Güneş'ten uzaklıklarına göre sınıflandırırsak, ilk grup yanardağları içerir - Güneş ve Merkür arasındaki küçük gezegenlerin varsayımsal bir kuşağı. Henüz bu kuşağa ait tek bir nesne bile keşfedilmedi ve Merkür yüzeyinde asteroitlerin düşmesiyle oluşan çok sayıda çarpma krateri gözlense de, bu, bu kuşağın varlığının kanıtı olamaz. Önceleri, Merkür'ün hareketindeki anomalileri oradaki asteroitlerin varlığıyla açıklamaya çalıştılar, ancak daha sonra göreli etkiler dikkate alınarak açıklandılar. Dolayısıyla, Vulkanitlerin olası varlığı sorusuna son cevap henüz alınmadı. Bunu dört gruba ait Dünya'ya yakın asteroitler izliyor.

Ana kuşak asteroitleri Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasındaki yörüngelerde, yani Güneş'ten 2,1 ila 3,3 astronomik birim (AU) arasındaki mesafelerde hareket edin. Yörüngelerinin düzlemleri ekliptiğe yakın, ekliptiğe olan eğilimleri çoğunlukla 20 dereceye kadar uzanıyor, bazıları için 35 dereceye, eksantriklikler - sıfırdan 0,35'e. Açıkçası, en büyük ve en parlak asteroitler ilk keşfedildi: Ceres, Pallas ve Vesta'nın ortalama çapları sırasıyla 952, 544 ve 525 kilometre. Asteroitler ne kadar küçükse, onlar da o kadar büyüktür: 100.000 ana kuşak asteroidin yalnızca 140'ının ortalama çapı 120 kilometreden fazladır. Tüm asteroitlerinin toplam kütlesi nispeten küçüktür ve Ay kütlesinin yalnızca yaklaşık% 4'ünü oluşturur. En büyük asteroit - Ceres - 946 · 10 15 tonluk bir kütleye sahiptir. Büyüklüğün kendisi çok büyük görünüyor, ancak Ay'ın kütlesinin yalnızca% 1.3'ü (735 10 17 ton). İlk yaklaşım olarak, bir asteroidin boyutu parlaklığı ve Güneş'ten uzaklığı ile belirlenebilir. Ancak asteroidin yansıtıcı özelliklerini de hesaba katmalıyız - albedo'su. Asteroidin yüzeyi karanlıksa, daha zayıf parlar. Bu nedenlerden dolayı, figürde keşif sırasına göre düzenlenmiş on asteroit listesinde, üçüncü büyük asteroid Hygea son sırada yer alıyor.

Ana asteroit kuşağını gösteren şekiller genellikle birbirine oldukça yakın hareket eden birçok kayayı gösterir. Aslında, resim gerçeklikten çok uzaktır, çünkü genel olarak, kemerin küçük toplam kütlesi büyük hacmine dağılmıştır, böylece alan oldukça boştur. Jüpiter'in yörüngesinin ötesine fırlatılan tüm uzay araçları, bir asteroitle herhangi bir çarpışma riski olmaksızın asteroit kuşağından geçmiştir. Bununla birlikte, astronomik zaman standartlarına göre, asteroitlerin birbirleriyle ve gezegenlerle çarpışmaları, yüzeylerindeki kraterlerin sayısına göre değerlendirilebileceği gibi, artık pek olası görünmüyor.

Truva atları - Birincisi 1906'da Alman gökbilimci Max Wolf tarafından keşfedilen gezegenlerin yörüngeleri boyunca hareket eden asteroitler. Asteroit, Jüpiter'in yörüngesinde, Güneş'in etrafında ortalama 60 derece ileride hareket eder. Dahası, Jüpiter'in önünde hareket eden bir grup gök cismi keşfedildi.

Başlangıçta, Truva'yı kuşatan Yunanlılar tarafında savaşan Truva Savaşı efsanesinin kahramanlarının onuruna isimler aldılar. Jüpiter'in önündeki asteroitlere ek olarak, Jüpiter'in arkasında aşağı yukarı aynı açıda kalan bir grup asteroit vardır; Troyalılar tarafından Troya savunucularının isimleri verildi. Şu anda, her iki grubun asteroitleri Truva atları olarak adlandırılıyor ve üç cisim probleminde sabit hareket noktaları olan Lagrange noktaları L 4 ve L 5 civarında hareket ediyorlar. Çevrelerinde yakalanan gök cisimleri, fazla uzağa gitmeden salınımlı bir hareket yaparlar. Hâlâ açıklanamayan nedenlerden dolayı, Jüpiter'in önünde geride kalanlardan yaklaşık% 40 daha fazla asteroit var. Bu, yakın zamanda Amerikan uydusu NEOWISE tarafından kızılötesi aralıkta çalışan dedektörlerle donatılmış 40 santimetrelik bir teleskop kullanılarak yapılan ölçümlerle doğrulandı. Kızılötesi aralıktaki ölçümler, görünür ışıkla sağlananlara kıyasla asteroitleri inceleme olanaklarını önemli ölçüde genişletiyor. Etkinlikleri, NEOWISE kullanılarak kataloglanan Güneş Sistemindeki asteroit ve kuyruklu yıldızların sayısına göre değerlendirilebilir. 158.000'den fazlası var ve aparatın görevi devam ediyor. İlginç bir şekilde, Truva atları ana kuşak asteroitlerinin çoğundan belirgin şekilde farklıdır. Mat bir yüzeye, kırmızımsı kahverengimsi bir renge sahiptirler ve çoğunlukla sözde D sınıfıdırlar. Albedosu çok düşük olan bu asteroitler, zayıf yansıtıcı bir yüzeye sahiptir. Bunlara benzer şekilde sadece ana kayışın dış bölgelerinde bulunabilir.

Jüpiter, Truva atları olan tek kişi değil; Dünya dahil (ancak Venüs ve Merkür hariç) güneş sisteminin diğer gezegenlerine de L 4, L 5 Lagrange noktaları civarında gruplanan Truva atları eşlik eder. Asteroid Trojan Earth 2010 TK7, NEOWISE teleskopu ile oldukça yakın zamanda keşfedildi - 2010'da. Dünya'nın önünde hareket ederken, L 4 noktası etrafındaki salınımlarının genliği çok büyük: asteroit, Güneş'in etrafında hareket halinde Dünya'nın tersi bir noktaya ulaşır ve olağandışı bir şekilde ekliptik düzlemin dışına hareket eder.

Böylesine büyük bir salınım genliği, 20 milyon kilometreye kadar Dünya'ya olası yaklaşmasına yol açar. Bununla birlikte, en azından önümüzdeki 20.000 yıl içinde Dünya ile bir çarpışma tamamen söz konusu olamaz. Karasal Truva atının hareketi, Lagrange noktalarını böylesine önemli açısal mesafelerde bırakmayan Jüpiter Truva atlarının hareketinden çok farklıdır. Bu tür bir hareket, uzay aracının ona doğru hareket etmesini zorlaştırır, çünkü Trojan'ın yörüngesinin ekliptik düzlemine önemli bir eğimi nedeniyle, Dünya'dan asteroide ulaşıp üzerine iniş çok yüksek karakteristik hız ve dolayısıyla yüksek yakıt maliyetleri gerektirir.

Kuiper Kuşağı Neptün'ün yörüngesinin dışında yer alır ve 120 AU'ya kadar uzanır. güneşten. Ekliptik düzlemine yakındır, su buzu ve donmuş gazlar da dahil olmak üzere çok sayıda nesnenin yaşadığı ve kısa dönemli kuyruklu yıldızların kaynağı olarak hizmet eder. Bu bölgeden ilk nesne 1992 yılında keşfedildi ve bugüne kadar 1300'den fazla keşfedildi.Kuiper kuşağının gök cisimleri Güneş'ten çok uzakta bulunduğundan, boyutlarının belirlenmesi zor. Bu, yansıttıkları ışığın parlaklığının ölçümleri temelinde yapılır ve hesaplamanın doğruluğu, albedo'larının değerini ne kadar iyi bildiğimize bağlıdır. Kızılötesi ölçümler, nesnelerin kendi radyasyon seviyelerini verdikleri için çok daha güvenilirdir. Bu tür veriler, Kuiper kuşağındaki en büyük nesneler için Spitzer uzay teleskobu tarafından elde edildi.

Kemerdeki en ilginç nesnelerden biri, adını Hawaii'nin doğurganlık ve doğum tanrıçasından alan Haumea; bir çarpışma ailesinin parçasıdır. Görünüşe göre bu nesne yarısı boyutunda başka bir nesne ile çarpışmış. Çarpma büyük buz parçalarının dağılmasına ve Haumea'nın yaklaşık dört saatlik bir süre içinde dönmesine neden oldu. O kadar hızlı döndürmek ona bir Amerikan futbolu topu veya kavun şeklini verdi. Haumea'ya iki uydu eşlik ediyor - Hi'iaka ve Namaka.

Bugüne kadar kabul edilen teorilere göre, Kuiper kuşağı nesnelerinin yaklaşık% 90'ı, oluştukları Neptün yörüngesinin ötesinde uzak dairesel yörüngelerde hareket ediyor. Bu kuşağın birkaç düzine nesnesi (bunlara centaur denir, çünkü Güneş'e olan mesafeye bağlı olarak kendilerini asteroitler veya kuyruklu yıldızlar olarak gösterirler) Güneş'e daha yakın bölgelerde oluşmuş olabilir ve ardından Uranüs ve Neptün'ün yerçekimi etkisi onları yüksek 200 AU'ya kadar afelyonlu eliptik yörüngeler ve büyük eğilimler. 10 AU kalınlığında bir disk oluşturdular, ancak aslında Kuiper kuşağının dış kenarı henüz belirlenmedi. Yakın zamana kadar Plüton ve Charon, güneş sisteminin dış kısmındaki buz dünyalarının en büyük nesnelerinin tek örnekleri olarak kabul ediliyordu. Ancak 2005 yılında, başka bir gezegen cismi keşfedildi - Eris (adını Yunan anlaşmazlık tanrıçası olarak adlandırdı), çapı Plüton'un çapından biraz daha azdı (başlangıçta% 10 daha büyük olduğu varsayılıyordu). Eris yörüngede 38 AU'luk bir günberi ile hareket ediyor. ve aphelion 98 au. Küçük bir arkadaşı var - Dysnomia. İlk başta, Eris'in güneş sistemindeki onuncu (Plüton'dan sonra) gezegen olarak kabul edilmesi planlandı, ancak bunun yerine Uluslararası Astronomi Birliği, Pluto'yu gezegen listesinden çıkardı ve Pluto, Eris ve Ceres'i içeren cüce gezegenler adı verilen yeni bir sınıf oluşturdu. Kuiper kuşağının 100 kilometre genişliğinde ve bir trilyon kuyruklu yıldızdan daha az olmayan yüz binlerce buz kütlesi içerdiği tahmin edilmektedir. Ancak, bu nesneler genellikle nispeten küçüktür - 10-50 kilometre genişliğindedir - ve çok parlak değildir. Güneş etrafındaki devrim dönemleri yüzlerce yıldır ve bu da tespitlerini büyük ölçüde zorlaştırıyor. Yalnızca yaklaşık 35.000 Kuiper kuşağı nesnesinin 100 kilometreden fazla çapa sahip olduğu varsayımına katılırsak, toplam kütleleri ana asteroit kuşağından bu boyuttaki cisimlerin kütlesinden birkaç yüz kat daha büyüktür. Ağustos 2006'da, nötron yıldızı Akrep X-1'in X-ışını radyasyonunun ölçümüne ilişkin veri arşivinde, küçük nesneler tarafından tutulmalarının bulunduğu bildirildi. Bu, boyutları yaklaşık 100 metre veya daha fazla olan Kuiper kuşağı nesnelerinin sayısının yaklaşık bir katrilyon (10 15) olduğunu iddia etmek için zemin oluşturmuştur. Başlangıçta, güneş sisteminin evriminin ilk aşamalarında, Kuiper kuşağındaki nesnelerin kütlesi şimdi olduğundan çok daha büyüktü - 10 ila 50 Dünya kütlesi. Şu anda, Kuiper kuşağındaki tüm cisimlerin toplam kütlesi ve Güneş'ten daha da uzakta bulunan Oort bulutu, Ay'ın kütlesinden çok daha azdır. Bilgisayar simülasyonlarında gösterildiği gibi, bozulmamış diskin neredeyse tüm kütlesi 70 AU'nun dışındadır. Neptün'ün neden olduğu çarpışmalar nedeniyle kayboldu, bu da kemer nesnelerinin toz haline getirilmesine neden oldu ve bu da güneş rüzgarı tarafından yıldızlararası uzaya süpürüldü. Tüm bu cisimler, güneş sisteminin oluşumundan bu yana orijinal halleriyle korundukları varsayıldığı için büyük ilgi görüyor.

Oort Bulutu güneş sistemindeki en uzak nesneleri içerir. 5 ila 100 bin AU arasındaki mesafelere uzanan küresel bir bölgedir. Güneşten gelen ve Güneş Sisteminin iç bölgesine ulaşan uzun dönem kuyruklu yıldızların kaynağı olarak kabul edilir. Bulutun kendisi, 2003 yılına kadar araçsal olarak gözlemlenmedi. Mart 2004'te bir grup gökbilimci, güneşin yörüngesinde rekor bir mesafede dönen, yani benzersiz bir şekilde düşük bir sıcaklığa sahip olan gezegen benzeri bir nesnenin keşfini duyurdu.

Arktik deniz derinliklerinde yaşayanlara hayat veren Eskimo tanrıçasından sonra Sedna adını alan bu cisim (2003VB12), 10.500 yıllık bir süre ile oldukça uzun bir eliptik yörüngede hareket ederek çok kısa bir süre Güneş'e yaklaşır. Ancak Güneş'e yaklaşırken bile Sedna, Kuiper kuşağının 55 AU olan dış sınırına ulaşmaz. Güneş'ten: yörüngesi 76 (günberi) ile 1000 (aphelion) AU arasında değişir. Bu, Sedna'yı keşfedenlerin, onu, kalıcı olarak Kuiper kuşağının dışında bulunan Oort bulutundan gözlemlenen ilk gök cismi ile ilişkilendirmesine izin verdi.

Spektral özelliklere göre, en basit sınıflandırma asteroitleri üç gruba ayırır:
C - karbon (% 75'i bilinir),
S - silikon (bilinenlerin% 17'si),
U - ilk iki gruba dahil değildir.

Şu anda, verilen sınıflandırma yeni gruplar da dahil olmak üzere gittikçe daha geniş ve ayrıntılıdır. 2002 yılına kadar sayıları 24'e yükseldi. Yeni bir gruba örnek, çoğunlukla metalik asteroitlerin M sınıfıdır. Bununla birlikte, asteroitlerin yüzeylerinin spektral özelliklerine göre sınıflandırılmasının çok zor bir iş olduğu unutulmamalıdır. Aynı sınıftaki asteroidlerin aynı kimyasal bileşimlere sahip olması gerekmez.

Asteroitlere uzay görevleri

Asteroitler, yer tabanlı teleskoplarla ayrıntılı bir çalışma için çok küçüktür. Görüntüleri radar kullanılarak elde edilebilir, ancak bunun için Dünya'ya yeterince yakın uçmaları gerekir. Asteroitlerin boyutunu belirlemenin oldukça ilginç bir yöntemi, Dünya yüzeyindeki bir noktaya, düz bir yıldıza - bir asteroide - giden yol boyunca birkaç noktadan asteroitler tarafından yıldız tutulmalarının gözlemlenmesidir. Yöntem, yıldızın yönünün - asteroidin Dünya ile asteroidin bilinen yörüngesine göre kesişme noktalarının hesaplanmasından ibarettir ve bu rota boyunca, asteroidin tahmini boyutları tarafından belirlenen bazı mesafelerde, yıldızı izlemek için teleskoplar kurulur. Bir noktada, asteroit yıldızı gizler, gözlemci için kaybolur ve sonra yeniden ortaya çıkar. Gölgeleme süresinin uzunluğu ve asteroidin bilinen hızı çapını belirler ve yeterli sayıda gözlemci ile asteroidin silueti elde edilebilir. Artık koordineli ölçümleri başarıyla gerçekleştiren amatör gökbilimcilerden oluşan bir topluluk var.

Asteroitlere uzay aracı uçuşları, araştırmaları için kıyaslanamayacak kadar daha fazla fırsat sunuyor. İlk kez asteroid (951 Gaspra), 1991 yılında Jüpiter'e giderken Galileo uzay aracı tarafından fotoğraflandı, ardından 1993'te asteroid 243 Ida ve uydusu Dactyl'in fotoğraflarını çekti. Ama bu, tabiri caizse, geçerken yapıldı.

Asteroit keşfi için özel olarak tasarlanmış ilk uzay aracı, asteroid 253 Matilda'yı fotoğraflayan ve ardından 2001 yılında yüzeyine inen 433 Eros civarında yörüngeye giren NEAR Shoemaker'dı. İnişin başlangıçta planlanmadığını söylemeliyim, ancak bu asteroidin uydusunun yörüngesinden başarılı bir şekilde incelenmesinden sonra yumuşak bir iniş yapmaya karar verildi. Cihaz, iniş cihazları ile donatılmamış ve kontrol sistemi bu tür işlemleri sağlamamış olsa da, cihazı Dünya'dan gelen komutlara indirmek mümkündü ve sistemleri yüzeyde çalışmaya devam etti. Ek olarak, Matilda'nın uçuşu, yalnızca bir dizi görüntü elde etmeyi değil, aynı zamanda asteroidin kütlesini aparatın yörüngesinin bozulmasından belirlemeyi de mümkün kıldı.

Yan yana bir görev olarak (asıl olanın yürütülmesi sırasında), Derin Uzay aygıtı 1999'da asteroid 9969 Braille'i ve Stardust aygıtını - asteroid 5535 Annafrank'ı keşfetti.

Haziran 2010'da Japon cihazı Hayabusa'nın ("şahin" olarak çevrilmiştir) yardımıyla, spektral sınıf S (silikon) olan Dünya'ya yakın asteroitlere (Apollo) ait asteroid 25 143 Itokawa'nın yüzeyinden Dünya toprak örneklerine dönmek mümkün oldu. Asteroitin fotoğrafında, 1000'den fazlası 5 metreden fazla çapa sahip ve bazıları 50 metreye kadar olan birçok kaya ve kaldırım taşının bulunduğu engebeli araziyi görebilirsiniz. Daha sonra, Itokawa'nın bu özelliğine döneceğiz.

Avrupa Uzay Ajansı tarafından 2004 yılında Churyumov-Gerasimenko kuyruklu yıldızına fırlatılan Rosetta uzay aracı, 12 Kasım 2014'te Philae modülünü çekirdeğine güvenli bir şekilde indirdi. Yolda, uzay aracı 2008'de 2867 Steins ve 2010'da 21 Lutetia asteroitlerinin etrafında uçtu. Cihaz adını, Nil adası Philae'deki Rosetta antik kenti yakınlarında Napolyon askerleri tarafından Mısır'da bulunan ve karaya çıkan kişiye adını veren taşın (Rosetta) adından almıştır. Taşa iki dilde yazılmış metinler oyulmuştur: eski Mısırlıların medeniyetinin sırlarını açığa çıkarmanın anahtarı olan eski Mısır ve eski Yunanca - hiyeroglifleri deşifre etmek. Tarihsel isimleri seçen projenin geliştiricileri, misyonun amacını vurguladılar - güneş sisteminin kökeninin ve evriminin sırlarını ortaya çıkarmak.

Misyon ilginçtir, Philae modülü kuyruklu yıldızın çekirdeğinin yüzeyine indiği sırada Güneş'ten uzaktı ve bu nedenle aktif değildi. Güneş'e yaklaştıkça, çekirdek yüzey ısınır ve gaz ve toz emisyonu başlar. Tüm bu süreçlerin gelişimi olayların merkezinden gözlemlenebilir.

NASA programı kapsamında yürütülen ve devam eden Şafak (Şafak) görevi çok ilginç. Cihaz 2007'de fırlatıldı, Temmuz 2011'de asteroit Vesta'ya ulaştı, ardından uydusunun yörüngesine aktarıldı ve Eylül 2012'ye kadar orada araştırma yaptı. Cihaz şu anda en büyük asteroit olan Ceres'e doğru yol alıyor. Düşük itme gücüne sahip elektrikli roket iyon motoruna sahiptir. Çalışma sıvısının (ksenon) çıkış hızıyla belirlenen verimliliği, geleneksel kimyasal motorların verimliliğinden neredeyse bir kat daha yüksektir (bkz. Science and Life No. 9, 1999, Space Electric Locomotive makalesi). Bu, bir asteroidin uydu yörüngesinden diğerinin uydu yörüngesine uçmayı mümkün kıldı. Vesta ve Ceres asteroitleri ana asteroit kuşağının oldukça yakın yörüngelerinde hareket etmelerine ve içindeki en büyüğü olmalarına rağmen, fiziksel özelliklerinde büyük ölçüde farklılık gösterirler. Vesta "kuru" bir asteroid ise, o zaman Ceres'de yer temelli gözlemlere göre, su, mevsimsel kutup buzulları ve hatta atmosferin çok ince bir tabakası bulunur.

Çinliler ayrıca Chang'e uzay araçlarını asteroid 4179 Tautatis'e doğru uçurarak asteroit keşfine katkıda bulundular. Asgari uçuş mesafesi yalnızca 3,2 kilometre iken, yüzeyinin bir dizi görüntüsünü aldı; ancak en iyi fotoğraf 47 kilometre mesafeden çekildi. Görüntüler, asteroidin 4,6 kilometre uzunluğunda ve 2,1 kilometre genişliğinde düzensiz uzun bir şekle sahip olduğunu gösteriyor. Asteroitin kütlesi 50 milyar tondur; çok ilginç özelliği, çok dengesiz yoğunluğudur. Asteroit hacminin bir kısmı 1.95 g / cm3, diğeri - 2.25 g / cm3 yoğunluğa sahiptir. Bu bağlamda, Tautatis'in iki asteroidin birleşmesi sonucu oluştuğu yönünde önerilerde bulunulmaktadır.

Yakın gelecekteki asteroit görev projelerine gelince, 2015 yılında Hayabus-2 uzay aracının fırlatılmasıyla araştırma programına devam etmeyi planlayan Japon Havacılık ve Uzay Ajansı ile başlayabiliriz. 1999 JU3 asteroidinin 2020 toprak örneklerinde Dünya'ya dönmek için. Asteroid, spektral C sınıfına aittir, Dünya'nın yörüngesini geçen bir yörüngede, afelyonu neredeyse Mars'ın yörüngesine ulaşır.

Bir yıl sonra, yani 2016 yılında, NASA'nın amacı Dünya'ya yakın asteroid 1999 RQ36'nın yüzeyinden toprağı geri döndürmek olan OSIRIS-Rex projesi başlar, kısa süre önce Bennu olarak adlandırılır ve spektral sınıf C'ye atanır.Cihazın 2018 yılında asteroide ulaşması planlanmaktadır ve 2023 yılında 59 gramını Dünya'ya ulaştıracak.

Tüm bu projeleri listeledikten sonra, 15 Şubat 2013'te Chelyabinsk yakınlarında düşen yaklaşık 13.000 ton ağırlığındaki bir asteroitten bahsetmek imkansızdır, sanki ünlü Amerikalı uzman Donald Yeomans'ın asteroid sorunu konusundaki açıklamasını doğruluyor: “Asteroitlere uçmazsak, o zaman bize uçarlar. ". Bu, asteroit çalışmalarının başka bir yönünün önemini vurguladı - asteroid tehlikesi ve asteroitlerin Dünya ile çarpışma olasılığı ile ilişkili problemlerin çözülmesi.

Asteroid Redirect Mission veya adı verilen Keck projesi tarafından asteroitleri keşfetmenin çok beklenmedik bir yolu önerildi. Konsepti, Pasadena'daki (California) Keck Uzay Araştırmaları Enstitüsü tarafından geliştirilmiştir. William Myron Keck, 1954'te ABD Araştırma Destek Vakfı'nı kuran ünlü bir Amerikalı hayırseverdir. Projede başlangıç \u200b\u200bkoşulu olarak asteroidi inceleme sorununun bir kişinin katılımıyla çözüldüğü, diğer bir deyişle asteroide olan görevin insanlı olması gerektiği varsayıldı. Ancak bu durumda, Dünya'ya dönüş ile tüm uçuşun süresi kaçınılmaz olarak en az birkaç ay olacaktır. Ve insanlı bir sefer için en tatsız olan şey, acil bir durumda, bu süre kabul edilebilir sınırlara indirilemez. Bu nedenle, asteroide uçmak yerine bunun tersini yapması önerildi: asteroidi insansız araçlar kullanarak Dünya'ya teslim etmek. Ancak, Chelyabinsk asteroidinde olduğu gibi yüzeye değil, Ay'a benzer bir yörüngeye ve yaklaşan asteroide insanlı bir uzay aracı gönderin. Bu gemi ona yaklaşacak, yakalayacak ve astronotlar onu inceleyecek, kaya örnekleri alacak ve onları Dünya'ya teslim edecek. Ve acil bir durumda, astronotlar bir hafta içinde Dünya'ya dönebilecekler. Asteroit rolü için ana aday bu şekilde hareket ettiğinden, NASA zaten cupidlere ait olan Dünya'ya yakın asteroidi 2011 MD'yi seçti. Çapı 7 ila 15 metre, yoğunluğu 1 g / cm3, yani yaklaşık 500 ton ağırlığında gevşek bir moloz yığını gibi görünebilir. Yörüngesi Dünya'nınkine çok yakın, ekliptiğe 2,5 derece eğimli ve periyot 396,5 gün, bu da 1,056 AU'luk yarı ana eksene karşılık geliyor. Asteroidin 22 Haziran 2011'de keşfedildiğini ve 27 Haziran'da Dünya'ya çok yakın uçtuğunu - sadece 12.000 kilometreyi - not etmek ilginçtir.

2020'lerin başlarında Dünya uydu yörüngesine bir asteroidi yakalama görevi planlanıyor. Bir asteroidi yakalamak ve onu yeni bir yörüngeye taşımak için tasarlanan uzay aracı, ksenonla çalışan düşük itmeli elektrikli roket motorlarıyla donatılacak. Asteroidin yörüngesini değiştirme operasyonları, Ay'a yakın bir yerçekimi yardımını da içeriyor. Bu manevranın özü, Ay'ın yakınında bir uçuş sağlayacak elektrikli roket motorlarının yardımıyla bu tür bir hareket kontrolünden ibarettir. Aynı zamanda, yerçekimi alanının etkisine bağlı olarak, asteroidin hızı başlangıçtaki hiperbolikten (yani, dünyanın yerçekimi alanından ayrılmaya yol açan) Dünya'nın uydusunun hızına değişir.

Asteroitlerin oluşumu ve evrimi

Asteroitlerin keşfi ile ilgili bölümde bahsedildiği gibi, bunlardan ilki, Bode yasasına göre (şu anda hatalı olarak kabul edilen) Mars ve Jüpiter arasında yörüngede olması gereken varsayımsal bir gezegen arayışı sırasında keşfedildi. Hiç keşfedilmemiş gezegenin yörüngesinin yakınında bir asteroit kuşağının var olduğu ortaya çıktı. Bu, bu kuşağın yıkılmasının bir sonucu olarak oluştuğuna göre bir hipotez oluşturmak için temel oluşturdu.

Gezegene Phaethon adı, antik Yunan Güneş Helios tanrısının oğlundan sonra seçildi. Phaeton'un yok olma sürecini simüle eden hesaplamalar, gezegenin Jüpiter ve Mars'ın yerçekimi tarafından parçalanmasından başlayıp başka bir gök cismi ile çarpışmasıyla sona eren tüm çeşitlerinde bu hipotezi doğrulamadı.

Asteroitlerin oluşumu ve evrimi, yalnızca bir bütün olarak güneş sisteminin ortaya çıkış süreçlerinin bir bileşeni olarak düşünülebilir. Şu anda, genel kabul gören teori, güneş sisteminin ilkel bir gaz ve toz birikiminden ortaya çıktığını öne sürüyor. Homojensizlikleri gezegenlerin ve güneş sisteminin küçük gövdelerinin ortaya çıkmasına neden olan kümeden bir disk oluşturuldu. Bu hipotez, genç yıldızların gezegen sistemlerinin gelişimini erken aşamalarında tespit etmeyi mümkün kılan modern astronomik gözlemlerle desteklenmektedir. Bilgisayar simülasyonları, gelişimlerinin belirli aşamalarında gezegen sistemlerinin resimlerine dikkat çekici ölçüde benzeyen resimler oluşturarak da bunu doğrulamaktadır.

Gezegenlerin oluşumunun ilk aşamasında, gezegenimsi denilenler ortaya çıktı - daha sonra yerçekimi etkisiyle tozun yapıştığı gezegenlerin "embriyoları". Gezegen oluşumunun böyle bir başlangıç \u200b\u200başamasına bir örnek olarak, asteroid Lutetia gösterilmektedir. Çapı 130 kilometreye ulaşan bu oldukça büyük asteroit, sağlam bir kısımdan ve ona yapışan kalın (bir kilometreye kadar) bir toz tabakasından ve ayrıca yüzeye dağılmış kayalardan oluşur. Öngezegenlerin kütlesi arttıkça, çekim kuvveti ve sonuç olarak oluşan gök cismi üzerindeki sıkıştırma kuvveti arttı. Madde ısıtıldı ve eritildi, bu da protoplanetin materyallerinin yoğunluğuna göre tabakalaşmasına ve vücudun küresel bir şekle geçişine yol açtı. Çoğu araştırmacı, güneş sisteminin evriminin ilk aşamalarında, bugün gözlemlenen gezegenlerden ve küçük gök cisimlerinden çok daha fazla öngezegenin oluştuğu hipotezine meyillidir. O sırada, oluşan gaz devleri - Jüpiter ve Satürn - Güneş'e daha yakın bir şekilde sisteme göç etti. Bu, güneş sisteminin yükselen cisimlerinin hareketinde önemli bir düzensizlik yarattı ve ağır bombardıman dönemi adı verilen bir sürecin gelişmesine neden oldu. Çoğunlukla Jüpiter'den gelen rezonans etkilerinin bir sonucu olarak, oluşan gök cisimlerinin bir kısmı sistemin dış mahallelerine, bir kısmı da Güneş'e fırlatıldı. Bu süreç 4,1'den 3,8 milyar yıl önce gerçekleşti. Ağır bombardımanın geç aşaması olarak adlandırılan dönemin izleri, Ay ve Merkür üzerinde birçok çarpma krateri şeklinde kalmıştır. Aynı şey, Mars ve Jüpiter arasında oluşan cisimlerde de oldu: Aralarındaki çarpışmaların sıklığı, onların bugün gözlemlediğimizden daha büyük ve daha düzenli nesnelere dönüşmelerini engelleyecek kadar yüksekti. Bunların arasında, evrimin belirli aşamalarından geçen ve daha sonra çarpışmalar sırasında bölünen cisim parçalarının yanı sıra, daha büyük cisimlerin parçaları haline gelmek için zamanı olmayan ve dolayısıyla daha eski oluşumların örnekleri olduğu varsayılmaktadır. Yukarıda belirtildiği gibi, asteroid Lutetia tam da böyle bir örnektir. Bu, Temmuz 2010'da yakın bir uçuş sırasında yapılan bir anket de dahil olmak üzere Rosetta uzay aracı tarafından gerçekleştirilen asteroid çalışmaları ile doğrulandı.

Bu nedenle Jüpiter, ana asteroit kuşağının evriminde önemli bir rol oynar. Yerçekimi etkisi nedeniyle, asteroitlerin ana kuşak içindeki dağılımının şu anda gözlemlenen resmini elde ettik. Kuiper kuşağına gelince, Neptün'ün etkisi Jüpiter'in rolüne eklenir ve bu da gök cisimlerinin güneş sisteminin bu uzak bölgesine fırlamasına yol açar. Dev gezegenlerin etkisinin daha da uzaktaki Oort bulutuna kadar uzandığı, ancak Güneş'e şimdi olduğundan daha yakın oluştuğu varsayılıyor. Yaklaşan dev gezegenlerin evriminin ilk aşamalarında, doğal hareketlerinde ilkel nesneler (gezegenesimaller), Oort bulutuna atfedilen alanı yenileyerek, yerçekimi manevraları dediğimiz şeyi gerçekleştirdiler. Güneş'ten bu kadar uzak mesafelerde oldukları için, gökadamız Samanyolu'nun yıldızlarından da etkileniyorlar, bu da onların güneşe yakın uzayın yakın bölgesine dönme yörüngesinde kaotik geçişlerine yol açıyor. Bu gezegen küçükleri uzun dönem kuyruklu yıldızlar olarak gözlemliyoruz. Örnek olarak, 23 Temmuz 1995'te keşfedilen ve 1997'de günberi ulaşan yirminci yüzyılın en parlak kuyruklu yıldızı Hale-Bopp kuyruklu yıldızına işaret edebiliriz. Güneş etrafındaki devriminin süresi 2534 yıldır ve aphelion 185 AU uzaklıktadır. güneşten.

Asteroid-kuyruklu yıldız tehlikesi

Ay, Merkür ve Güneş Sisteminin diğer cisimlerinin yüzeyindeki çok sayıda krater, Dünya için asteroit-kuyruklu yıldız tehlikesinin bir örneği olarak sık sık gösterilmektedir. Ancak bu kraterlerin ezici çoğunluğu "ağır bombardıman dönemi" sırasında oluştuğu için bu bağlantı tamamen doğru değildir. Bununla birlikte, uydu görüntülerinin analizi de dahil olmak üzere modern teknolojilerin yardımıyla Dünya yüzeyinde, güneş sisteminin evriminin çok daha sonraki dönemlerine ait olan asteroitlerle çarpışma izlerini bulmak mümkündür. Bilinen en büyük ve en eski krater olan Vredefort, Güney Afrika'da bulunuyor. Çapı yaklaşık 250 kilometre ve yaşının iki milyar yıl olduğu tahmin ediliyor.

Meksika'daki Yucatan Yarımadası kıyısındaki Chicxulub krateri, 65 milyon yıl önce bir asteroit çarpmasından sonra oluştu ve 100 teraton (10 12 ton) TNT patlama enerjisine eşdeğer. Güneşi kaplayan atmosferde oluşan toz tabakası nedeniyle tsunamilere, depremlere, volkanik patlamalara ve iklim değişikliklerine neden olan bu felaket olayının dinozorların yok olmasının bir sonucu olduğuna artık inanılıyor. En gençlerden biri - Barringer Krateri - ABD, Arizona çölünde yer almaktadır. Çapı 1200 metre, derinliği 175 metredir. Yaklaşık 50 metre çapında ve birkaç yüz bin tonluk bir kütleye sahip bir demir göktaşı çarpması sonucu 50 bin yıl önce ortaya çıktı.

Toplamda, gök cisimlerinin düşmesiyle oluşan yaklaşık 170 çarpma krateri var. Çelyabinsk yakınlarındaki olay en çok dikkatleri üzerine çekti, 15 Şubat 2013'te, büyüklüğü yaklaşık 17 metre ve kütlesi 13.000 ton olduğu tahmin edilen bu bölgede bir asteroid atmosfere girdi. Havada 20 kilometre yükseklikte patladı, 600 kilogram ağırlığındaki en büyük kısmı Chebarkul Gölü'ne düştü.

Düşüşü can kaybına yol açmadı, yıkım dikkat çekiciydi, ancak feci değildi: oldukça geniş bir alanda camlar kırıldı, Chelyabinsk çinko fabrikasının çatısı çöktü, yaklaşık 1.500 kişi cam parçalarından yaralandı. Felaketin şans unsuru nedeniyle gerçekleşmediğine inanılıyor: düşen göktaşı yörüngesi düzdü, aksi takdirde sonuçları çok daha şiddetli olurdu. Patlamanın enerjisi 0,5 megaton TNT'ye eşdeğerdir ve bu Hiroşima'ya atılan 30 bombaya karşılık gelir. Chelyabinsk asteroidi, 17 Haziran 1908'de Tunguska göktaşı patlamasından sonra bu ölçeğin en ayrıntılı olayı oldu. Modern tahminlere göre, Chelyabinsk gibi gök cisimlerinin düşüşü dünya çapında yaklaşık 100 yılda bir meydana geliyor. Tunguska olayına gelince, 10-15 megaton TNT enerjisiyle 18 kilometre yükseklikte meydana gelen patlama sonucu 50 kilometre çapındaki bir alana ağaçların yakılıp düşürülmesi gibi felaketler yaklaşık 300 yılda bir meydana geliyor. Bununla birlikte, Dünya ile daha sık çarpışan küçük cisimlerin, gözle görülür hasara neden olduğu durumlar vardır. Bir örnek, 12 Şubat 1947'de Vladivostok'un kuzeydoğusundaki Sikhote-Alin'e düşen dört metrelik asteroittir. Asteroid küçük olmasına rağmen neredeyse tamamen demirden yapılmıştı ve Dünya yüzeyinde şimdiye kadar gözlemlenmiş en büyük demir göktaşı olduğu ortaya çıktı. 5 kilometre yükseklikte patladı ve flaş Güneş'ten daha parlaktı. Patlamanın merkez üssünün alanı (dünya yüzeyine projeksiyonu) ıssızdı, ancak 2 kilometre çapında bir alanda bir orman hasar gördü ve 26 metreye kadar çapa sahip yüzden fazla krater oluştu. Böyle bir nesne büyük bir şehrin üzerine düşerse, yüzlerce ve hatta binlerce insan ölürdü.

Aynı zamanda, bir asteroit düşüşü sonucu belirli bir kişinin ölüm olasılığının çok düşük olduğu da oldukça açıktır. Bu, yüzlerce yılın önemli kayıplar olmadan geçme olasılığını dışlamaz ve daha sonra büyük bir asteroidin düşmesi milyonlarca insanın ölümüne yol açacaktır. Tablo 1'de, bir asteroit düşme olasılıkları, diğer olaylardan kaynaklanan ölüm oranı ile ilişkili olarak verilmiştir.

Asteroidin bir sonraki düşüşünün ne zaman gerçekleşeceği bilinmemektedir, sonuçları Chelyabinsk olayı ile karşılaştırılabilir veya daha şiddetli olacaktır. 20 yılda ve birkaç yüzyılda düşebilir, ancak yarın da düşebilir. Chelyabinsk gibi bir olay için erken uyarı almak sadece arzu edilen bir şey değil - potansiyel olarak tehlikeli nesneleri, örneğin 50 metreden büyük olanları etkili bir şekilde saptırmak gerekiyor. Küçük asteroitlerin Dünya ile çarpışmalarına gelince, bu olaylar düşündüğümüzden daha sık oluyor: yaklaşık iki haftada bir. Bu, NASA tarafından hazırlanan, son yirmi yılda bir metre veya daha fazlasını ölçen asteroid düşüşlerinin aşağıdaki haritasıyla gösterilmektedir.

.

Yeryüzündeki potansiyel olarak tehlikeli nesneleri saptırmanın yolları

2036'da Dünya ile çarpışma olasılığının oldukça yüksek olduğu düşünülen asteroid Apophis'in 2004 yılında keşfi, asteroit-kuyrukluyıldız koruması sorununa olan ilgide önemli bir artışa yol açtı. Tehlikeli gök cisimlerinin tespiti ve kataloglanması için çalışmalar başlatıldı ve Dünya ile çarpışmalarını önleme sorununu çözmek için araştırma programları başlatıldı. Sonuç olarak, bulunan asteroitlerin ve kuyruklu yıldızların sayısı keskin bir şekilde arttı, böylece şimdiye kadar program üzerinde çalışmaya başlamadan önce bilinenden daha fazla sayıda keşfedildi. Asteroitleri Dünya ile çarpışma yörüngelerinden saptırmak için egzotik olanlar da dahil olmak üzere çeşitli yöntemler önerilmiştir. Örneğin, tehlikeli asteroitlerin yüzeylerini, yansıtıcı özelliklerini değiştirecek ve güneş ışığının basıncı nedeniyle asteroidin yörüngesinde gerekli sapmaya neden olacak boyayla boyayın. Uzay aracıyla çarpışarak tehlikeli nesnelerin yörüngelerini değiştirmenin yolları üzerinde araştırmalar devam etti. İkinci yöntemler oldukça ümit verici görünüyor ve modern roket ve uzay teknolojisinin yeteneklerinin ötesine geçen teknolojilerin kullanılmasını gerektirmiyor. Bununla birlikte, etkinlikleri güdümlü uzay aracının kütlesi ile sınırlıdır. En güçlü Rus fırlatma aracı Proton-M için 5-6 tonu geçemez.

Örneğin kütlesi yaklaşık 40 milyon ton olan Apophis'in hızındaki değişimi tahmin edelim: 5 ton kütleli bir uzay aracının 10 km / s bağıl hızda çarpışması saniyede 1.25 milimetre verecektir. Grev beklenen çarpışmadan çok önce yapılırsa, gerekli sapmayı yaratmak mümkündür, ancak bu “uzun” onlarca yıl olacaktır. Şu anda asteroidin yörüngesini kabul edilebilir doğrulukla tahmin etmek imkansızdır, özellikle de çarpma dinamiklerinin parametrelerinin bilgisinde ve dolayısıyla asteroidin hız vektöründe beklenen değişikliğin değerlendirilmesinde belirsizlik olduğunu hesaba katarsak. Bu nedenle, tehlikeli bir asteroidi Dünya ile çarpışmadan saptırmak için, ona daha büyük bir mermi yönlendirme fırsatı bulmak gerekir. Bu nedenle, uzay aracının kütlesini önemli ölçüde aşan bir başka asteroid önerebiliriz, mesela 1500 ton. Ancak böyle bir asteroidin hareketini kontrol etmek, fikri uygulamaya koymak için çok fazla yakıt gerektirir. Bu nedenle, asteroit mermisinin yörüngesinde gerekli değişiklik için, kendi başına herhangi bir yakıt tüketimi gerektirmeyen sözde yerçekimi yardımının kullanılması önerildi.

Yerçekimi manevrası, oldukça büyük bir cismin - Dünya, Venüs, güneş sisteminin diğer gezegenleri ve uydularının - uzay nesnesinin (bizim durumumuzda bir asteroid mermi) etrafında uçması olarak anlaşılır. Manevranın anlamı, yörüngenin uçulacak gövdeye göre parametrelerinin (yükseklik, başlangıç \u200b\u200bkonumu ve hız vektörü) seçiminde yatmaktadır; bu, yerçekimi etkisi nedeniyle nesnenin (bizim durumumuzda bir asteroid) yörüngesini çarpışma yolunda olacak şekilde değiştirmesine izin verecektir. Başka bir deyişle, kontrollü nesneye bir roket motoru kullanarak bir hız itkisi vermek yerine, bu dürtüyü gezegenin çekiciliği veya aynı zamanda sapan etkisi olarak da adlandırılır. Dahası, itkinin büyüklüğü önemli olabilir - 5 km / s veya daha fazla. Standart bir roket motoruyla oluşturmak için, cihazın kütlesinin 3,5 katı olan bir miktar yakıt harcamak gerekir. Ve yerçekimi destek yöntemi için, yakıta yalnızca aracı manevranın hesaplanan yörüngesine getirmek için ihtiyaç duyulur, bu da tüketimini iki kat azaltır. Uzay aracının yörüngelerini değiştirmenin bu yönteminin yeni olmadığı unutulmamalıdır: geçen yüzyılın otuzlu yılların başlarında Sovyet roketçiliğinin öncüsü F.A. Zander. Şu anda, bu teknik uzay uçuşları uygulamasında yaygın olarak kullanılmaktadır. Örneğin, Avrupa uzay aracı "Rosetta" dan tekrar bahsetmek yeterli: Misyonun on yıl boyunca uygulanması sırasında, Dünya yakınında üç ve Mars yakınlarında bir yerçekimi yardım manevrası gerçekleştirdi. İlk olarak Halley kuyruklu yıldızının etrafında uçan Sovyet uzay aracı Vega-1 ve Vega-2'yi hatırlayabiliriz - ona giderken, Venüs'ün yerçekimi alanını kullanarak yerçekimi manevraları yaptılar. NASA'nın New Horizons uzay aracı 2015 yılında Plüton'a ulaşmak için Jüpiter'in sahasında bir manevra yaptı. Yerçekimi yardımını kullanan görevlerin listesi bu örneklerle bitmiş olmaktan uzaktır.

Rusya Bilimler Akademisi Uzay Araştırma Enstitüsü çalışanları, 2009 yılında Malta'da düzenlenen asteroit tehlikesi sorunu üzerine uluslararası bir konferansta, yerçekimi yardımını, tehlikeli gök cisimlerine nispeten küçük Dünya'ya yakın asteroitleri Dünya ile çarpışma yörüngesinden saptırmak için kullanmayı önerdiler. Ve sonraki yıl bu kavramı ve gerekçesini özetleyen bir dergi yayını vardı.

Konseptin uygulanabilirliğini doğrulamak için, tehlikeli bir gök cismi örneği olarak asteroid Apophis seçildi.

Başlangıçta, asteroid tehlikesinin Dünya ile sözde çarpışmasından yaklaşık on yıl önce ortaya çıktığı koşulunu kabul ettiler. Buna göre, asteroidin içinden geçen yörüngeden sapması için bir senaryo oluşturuldu. Her şeyden önce, yörüngeleri bilinen Dünya'ya yakın asteroitler listesinden, Dünya'nın yakınına yerçekimi manevrası yapmaya uygun bir yörüngeye aktarılacak ve asteroidin Apophis'e en geç 2035'te çarpmasını sağlayacak bir tanesi seçildi. Bir seçim kriteri olarak, böyle bir yörüngeye transfer etmek için asteroide bildirilmesi gereken hız itkisinin değeri alındı. İzin verilen maksimum itici güç 20 m / s olarak kabul edildi. Ayrıca, asteroidi Apophis'e hedeflemek için olası operasyonların sayısal analizi, aşağıdaki uçuş senaryosuna göre gerçekleştirildi.

Proton-M fırlatma aracının ana ünitesini Breeze-M üst aşamasının yardımıyla alçak yörüngeye fırlattıktan sonra, uzay aracı mermi asteroide giden uçuş yoluna aktarılır ve ardından yüzeyine inilir. Cihaz yüzeye sabitlenmiştir ve asteroidle birlikte motoru çalıştırdığı noktaya kadar hareket eder, asteroide bir dürtü verir, onu yerçekimi manevrasının hesaplanan yörüngesine aktarır - Dünya'nın yörüngesinde. Hareket sürecinde hem hedef asteroidin hem de mermi asteroidin hareket parametrelerini belirlemek için gerekli ölçümler yapılır. Ölçüm sonuçlarına göre merminin yörüngesi hesaplanır ve düzeltilir. Aracın tahrik sisteminin yardımıyla, asteroide hedefe doğru hareket yörüngesinin parametrelerindeki hataları düzelten hız darbeleri verilir. Aynı işlemler, aracın mermi asteroide olan uçuş yolunda gerçekleştirilir. Senaryonun geliştirilmesi ve optimizasyonundaki anahtar parametre, mermi asteroide verilmesi gereken hız itkisidir. Bu rol için adaylar için impuls mesajının tarihleri, asteroidin Dünya'ya gelişi ve tehlikeli cisimle çarpışması belirlenir. Bu parametreler, asteroit mermisine uygulanan itkinin büyüklüğü minimum olacak şekilde seçilir. Araştırma sırasında, yörünge parametreleri bugüne kadar bilinen asteroitlerin tamamı aday olarak analiz edildi - yaklaşık 11.000 tanesi var.

Hesaplamalar sonucunda, boyutları dahil özellikleri Tabloda verilen beş asteroit bulundu. 2. Boyutları, izin verilen maksimum kütleye karşılık gelen değerleri önemli ölçüde aşan asteroitler tarafından vuruldu: 1500-2000 ton. Bu bağlamda iki noktaya dikkat edilmelidir. Birincisi, analiz için Dünya'ya yakın asteroitlerin tam listesinden çok uzak (11.000), modern tahminlere göre bunlardan en az 100.000 tanesi var.İkincisi, bir asteroidin tamamını bir mermi olarak kullanmak yerine, örneğin yüzeyinde, kütlesi belirtilen sınırlar içinde olan kayalar var (asteroid Itokawa'yı hatırlayabilirsiniz). Amerikan projesinde ay yörüngesine küçük bir asteroidi göndermek için gerçekçi olarak değerlendirilen yaklaşımın bu olduğuna dikkat edin. Masadan. 2 asteroid 2006 XV4 bir mermi olarak kullanılıyorsa, en küçük hız itkisinin - yalnızca 2,38 m / s - gerekli olduğu. Doğru, kendisi çok büyük ve tahmini 1.500 ton sınırını aşıyor. Ancak bunun bir parçasını veya yüzeyde böyle bir kütleye (varsa) sahip bir kaya kullanırsanız, belirtilen dürtü, 1.2 ton yakıt harcayarak 3200 m / s'lik bir gaz çıkış hızına sahip standart bir roket motoru oluşturacaktır. Hesaplamalar, toplam kütlesi 4,5 tondan fazla olan bir aparatın bu asteroidin yüzeyine indirilebileceğini, bu nedenle yakıt dağıtımının sorun yaratmayacağını göstermiştir. Ve bir elektrikli roket motorunun kullanılması yakıt tüketimini (daha doğrusu çalışma sıvısı) 110 kilograma düşürecektir.

Bununla birlikte, tabloda verilen gerekli hız impulsları hakkındaki verilerin, hız vektöründe gerekli değişiklik kesinlikle tam olarak gerçekleştiğinde ideal duruma karşılık geldiği unutulmamalıdır. Aslında, durum bu değildir ve daha önce belirtildiği gibi, yörünge düzeltmeleri için çalışma sıvısının bir rezervine sahip olmak gerekir. Bugüne kadar elde edilen doğruluk ile, düzeltme, tehlikeli bir nesneyi yakalama sorununu çözmek için hız değişikliğinin nominal değerlerini aşan toplam 30 m / s'ye kadar ihtiyaç duyabilir.

Bizim durumumuzda, kontrollü nesnenin üç kat daha büyük kütleye sahip olması durumunda, farklı bir çözüm gereklidir. Var - bu, aynı düzeltici darbe için çalışma sıvısının tüketimini on kat azaltmaya izin veren bir elektrikli roket motorunun kullanılmasıdır. Ek olarak, kılavuzluk doğruluğunu artırmak için, önceden tehlikeli bir asteroidin yüzeyine yerleştirilmiş bir alıcı-verici ile donatılmış küçük bir cihaz ve ana araca eşlik eden iki alt uydu içeren bir navigasyon sisteminin kullanılması önerilmektedir. Alıcı-vericiler yardımıyla cihazlar arasındaki mesafe ve göreceli hızları ölçülür. Böyle bir sistem, hedefe yaklaşmanın son aşamasında birkaç on kilogramlık itme kuvvetine sahip küçük bir kimyasal motor kullanılması ve 2 m / s içinde bir hız dürtüsü üretmesi koşuluyla, asteroit mermisinin hedefi 50 metrelik bir sapma ile vurmasını mümkün kılar.

Tehlikeli nesneleri saptırmak için küçük asteroit kullanma kavramının uygulanabilirliği tartışılırken ortaya çıkan sorunlardan, etrafındaki bir yerçekimi yardım yörüngesine aktarılan bir asteroidin Dünya ile çarpışma riski sorunu çok önemlidir. Tablo Şekil 2, bir yerçekimi yardımı gerçekleştirirken asteroitlerin Dünya'nın merkezinden perigee mesafesini göstermektedir. Dördü için 15.000 kilometreyi aşıyorlar ve asteroid 1994 için GV 7427.54 kilometre (Dünya'nın ortalama yarıçapı 6371 kilometre). Mesafeler güvenli görünüyor, ancak asteroidin boyutu, atmosferde yanmadan Dünya yüzeyine ulaşabilecek kadar büyükse, risk olmadığının garantisi hala yok. Asteroidin demir olmaması koşuluyla, 8-10 metrelik bir çap izin verilen maksimum boyut olarak kabul edilir. Sorunu çözmenin radikal bir yolu, manevra yapmak için Mars veya Venüs'ü kullanmaktır.

Araştırma için asteroitleri yakalamak

Asteroid Yönlendirme Görevi (ARM) projesinin temel fikri, asteroidi doğrudan insan katılımıyla araştırma yapmak için daha uygun olan başka bir yörüngeye transfer etmektir. Bu nedenle, aya yakın bir yörünge önerildi. Asteroit yörüngesini değiştirmek için başka bir seçenek olarak IKI RAS, küçük asteroitleri Dünya'ya yakın tehlikeli nesnelere yönlendirmek için geliştirilenlere benzer şekilde, yerçekimi yardımı manevralarını kullanarak asteroitlerin hareketini kontrol etme yöntemlerini değerlendirdi.

Bu tür manevraların amacı, asteroitlerin, özellikle asteroit ve Dünya'nın periyotlarının 1: 1'e oranıyla, Dünya'nın yörünge hareketiyle rezonant yörüngelere aktarılması olarak kabul edilir. Dünya'ya yakın asteroitler arasında, belirtilen oranda ve çevre yarıçapının izin verilen alt sınırında - 6700 kilometre rezonans yörüngelerine aktarılabilen on üç tane vardır. Bunu yapmak için, herhangi birinin 20 m / s'yi geçmeyen bir hız itkisi vermesi yeterlidir. Listeleri tabloda sunulmuştur. 3, asteroidi Dünya yakınlarındaki bir yerçekimi manevrasının yörüngesine aktaran hız dürtülerinin büyüklüğünü gösterir, bunun sonucunda yörüngesinin periyodu Dünya'nınkine eşit olur, yani bir yıl. Aynı zamanda asteroidin heliosentrik hareketinde manevra ile elde edilebilen maksimum ve minimum hızlarını gösterir. Bir manevra sonucunda asteroidin Güneş'ten oldukça uzağa fırlatılmasına izin veren maksimum hızların çok yüksek olabileceğini not etmek ilginçtir. Örneğin, asteroid 2012 VE77, Satürn'ün yörüngesi ve geri kalanı Mars'ın yörüngesinin ötesinde bir aphelion ile bir yörüngeye gönderilebilir.

Rezonant asteroitlerin avantajı, her yıl Dünya'nın çevresine geri dönmeleridir. Bu, en azından her yıl, bir asteroide inen bir uzay aracı göndermeyi ve Dünya'ya toprak örnekleri göndermeyi mümkün kılar ve iniş aracını Dünya'ya geri döndürmek için yakıt harcamak neredeyse gerekmez. Bu bağlamda, geri dönüşü önemli miktarda yakıt tüketimi gerektirdiğinden, rezonans yörüngesinde bulunan bir asteroid, Keck projesinde planlandığı gibi, ay benzeri bir yörüngede bulunan bir asteroide göre avantajlara sahiptir. İnsansız görevler için bu belirleyici olabilir, ancak insanlı uçuşlar için, acil bir durumda (bir hafta veya daha önce) cihazın Dünya'ya mümkün olan en hızlı geri dönüşünü sağlamak gerektiğinde, avantaj ARM projesinin yanında olabilir.

Öte yandan, yankılanan asteroitlerin Dünya'ya yıllık geri dönüşü, araştırma koşullarını optimize etmek için her seferinde yörüngelerini değiştirerek, yerçekimi manevralarını periyodik olarak gerçekleştirmeyi mümkün kılıyor. Bu durumda, yörünge rezonanslı kalmalıdır ve bu, çoklu yerçekimi destek manevraları gerçekleştirerek gerçekleştirilmesi kolaydır. Bu yaklaşımı kullanarak, asteroidi Dünya'nınki ile aynı olan, ancak düzlemine (ekliptiğe) hafifçe eğimli bir yörüngeye taşımak mümkündür. Ardından asteroit yılda iki kez Dünya'ya yaklaşacak. Bir dizi yerçekimi yardımı manevrasından kaynaklanan yörünge ailesi, düzlemi ekliptikte bulunan, ancak çok büyük bir eksantrikliğe sahip olan ve asteroid 2012 VE77 gibi Mars'ın yörüngesine ulaşan bir yörünge içerir.

Yankılanan yörüngelerin inşası da dahil olmak üzere gezegenlerin yakınında yerçekimi manevraları teknolojisini daha da geliştirirsek, Ay'ı kullanma fikri ortaya çıkar. Gerçek şu ki, gezegenin saf yerçekimi yardımı nesnenin uydunun yörüngesine yakalanmasına izin vermiyor, çünkü göreli hareketinin enerjisi gezegenin etrafındaki uçuş sırasında değişmiyor. Aynı zamanda gezegenin doğal uydusu (Ay) etrafında uçacaksa, enerjisi azaltılabilir. Sorun, azalmanın uydu yörüngesine transfer için yeterli olması, yani gezegene göre başlangıç \u200b\u200bhızının düşük olması gerektiğidir. Bu gereksinim karşılanmazsa, nesne Dünya'nın çevresini sonsuza kadar terk edecektir. Ancak birleşik manevranın geometrisi, sonuç olarak asteroidin rezonans yörüngesinde kalması için seçilirse, manevra bir yıl içinde tekrarlanabilir. Böylece, rezonans durumunu ve Ay'ın koordineli geçişini korurken Dünya'nın yakınında yerçekimi manevralarını kullanarak Dünya'nın bir uydusunun yörüngesine bir asteroidi yakalamak mümkündür.

Açıktır ki, yerçekimi manevraları kullanarak asteroit hareket kontrolü konseptini uygulama olasılığını doğrulayan bireysel örnekler, Dünya ile çarpışmayı tehdit eden herhangi bir gök cismi için asteroit-kuyruklu yıldız tehlikesi sorununa bir çözüm garanti etmemektedir. Belirli bir durumda kendisine yöneltilebilecek uygun bir asteroid bulunmayabilir. Ancak, asteroidi gezegenin yakınına transfer etmek için gereken maksimum izin verilebilir hız itkisiyle, en "taze" kataloglanmış asteroitler dikkate alınarak yapılan hesaplamaların en son sonuçları, 40 m / s'ye eşit, uygun asteroit sayısı Venüs için 29, 193 ve 72'dir, Sırasıyla Dünya ve Mars. Modern roket ve uzay teknolojisi ile hareketi kontrol edilebilen gök cisimleri listesine dahil edilirler. Liste hızla büyüyor ve günde ortalama iki ila beş asteroit keşfediliyor. Böylece, 1 Kasım - 21 Kasım 2014 arasındaki dönemde, 58 Dünya'ya yakın asteroit keşfedildi. Şimdiye kadar, doğal gök cisimlerinin hareketini etkileyemedik, ancak bu mümkün olduğunda medeniyetin gelişiminde yeni bir aşama başlıyor.

Makale için sözlük

Bode kanunu(1766'da Alman matematikçi Johannes Titius tarafından kurulan ve 1772'de Alman gökbilimci Johann Bode tarafından yeniden formüle edilen Titius-Bode kuralı), Güneş Sistemi ve Güneş gezegenlerinin yörüngeleri arasındaki mesafelerin yanı sıra gezegenler ve doğal uydularının yörüngeleri arasındaki mesafeleri açıklar. Matematiksel formülasyonlarından biri: R i \u003d (D i + 4) / 10, burada D i \u003d 0, 3, 6, 12 ... n, 2n ve R, gezegenin yörüngesinin astronomik birimlerdeki ortalama yarıçapıdır (a. e.).

Bu ampirik yasa çoğu gezegen için% 3 doğruluk oranıyla geçerlidir, ancak fiziksel bir anlamı yok gibi görünüyor. Bununla birlikte, yerçekimi bozulmalarının bir sonucu olarak güneş sisteminin oluşum aşamasında, proto gezegenlerin yörüngelerinin sabit olduğu bölgelerin düzenli bir halka yapısının ortaya çıktığı varsayımı vardır. Güneş sistemi ile ilgili daha sonraki bir çalışma, Bode yasasının, genel anlamda, her zaman gerçekleştirilmiş olmaktan uzak olduğunu gösterdi: örneğin, Neptün ve Plüton'un yörüngeleri, Güneş'e tahmin ettiğinden çok daha yakındır (tabloya bakınız).

(L noktaları veya kitaplık noktaları, enlem. Libration - sallanma) - iki büyük cismin sistemindeki noktalar, örneğin, Güneş ve gezegen veya gezegen ve onun doğal uydusu. Çok daha küçük bir kütleye sahip bir cisim - bir asteroit veya bir uzay laboratuvarı - Lagrange noktalarının herhangi birinde kalacak ve sadece kütleçekim kuvvetlerinin etki etmesi koşuluyla, küçük genlikli salınımlar gerçekleştirecek.

Lagrange noktaları, her iki cismin yörünge düzleminde bulunur ve 1'den 5'e kadar indislerle gösterilir. İlk üç - eşdoğrusal - büyük cisimlerin merkezlerini birleştiren düz bir çizgi üzerindedir. L 1 noktası, L 2 - daha az masifin arkasında, L 3 - daha masifin arkasında, büyük cisimler arasında bulunur. Bu noktalardaki asteroidin konumu en az kararlı olanıdır. L 4 ve L 5 noktaları - üçgen veya Truva atı - büyük kütleli cisimleri birbirine bağlayan çizgiden 60 ° 'lik açılarla (örneğin Güneş ve Dünya) birleştiren çizginin her iki tarafında yörüngede bulunur.

Dünya-Ay sisteminin L 1 Noktası, astronotların en az yakıt tüketimiyle Ay'a gitmelerine izin veren yaşanabilir bir yörünge istasyonu veya bu noktada Dünya veya Ay tarafından asla gizlenmeyen Güneşi gözlemlemek için bir gözlemevi için uygun bir yerdir.

Sun - Earth sisteminin L 2 noktası, uzay gözlemevleri ve teleskoplar inşa etmek için uygundur. Bu noktada nesne, sınırsız bir süre boyunca Dünya ve Güneş'e göre yönünü korur. Zaten Amerikan laboratuvarları olan "Planck", "Herschel", WMAP, Gaia, vb. Barındırıyor.

L 3 noktasında, Güneş'in diğer tarafına, bilim kurgu yazarları tekrar tekrar belirli bir gezegeni yerleştirdiler - ya uzaktan gelen ya da Dünya ile eşzamanlı olarak yaratılan Karşı Dünya. Modern gözlemler onu bulamadı.

Eksantriklik(Şekil 1) - ikinci dereceden (elips, parabol ve hiperbol) bir eğrinin şeklini karakterize eden bir sayı. Matematiksel olarak, eğri üzerindeki herhangi bir noktanın uzaklığının odağına olan oranının, bu noktadan doğrusal bir çizgiye olan mesafesine eşittir. Elipsler - asteroitlerin yörüngeleri ve diğer gök cisimlerinin çoğu - iki yöne sahiptir. Denklemleri: x \u003d ± (a / e), burada a elipsin yarı büyük eksenidir; e - eksantriklik - herhangi bir eğri için sabit bir değer. Elipsin eksantrikliği 1'den küçüktür (bir parabol için, e \u003d 1, bir hiperbol için, e\u003e 1); e\u003e 0 olduğunda, elipsin şekli bir daireye yaklaştığında, e\u003e 1 için elips gittikçe daha fazla uzar ve sıkıştırılır, sınırda bir segmente - kendi ana ekseni 2a'ya dönüşür. Bir elipsin eksantrikliğinin bir başka, daha basit ve daha görsel tanımı, maksimum ve minimum mesafeleri arasındaki farkın, toplamına, yani elipsin ana ekseninin uzunluğuna oranıdır. Güneşe yakın yörüngeler için bu, aphelion ve günberi noktasında bir gök cismi ile Güneş arasındaki mesafenin toplamına (yörüngenin ana ekseni) olan uzaklığındaki farkın oranıdır.

güneşli rüzgar - Güneş'ten radyal yönlerde güneş korona plazmasının sabit akışı, yani yüklü parçacıklar (protonlar, elektronlar, helyum çekirdekleri, oksijen iyonları, silikon, demir, sülfür). Yarıçapı en az 100 amu olan küresel bir hacim kaplar. Yani hacmin sınırı, güneş rüzgârının dinamik basıncı ile yıldızlararası gazın basıncı, Galaksinin manyetik alanı ve galaktik kozmik ışınların eşitliği ile belirlenir.

Ekliptik (Yunancadan. ekleipsis - tutulma) - Güneş'in görünür yıllık hareketinin gerçekleştiği göksel kürenin büyük bir çemberi. Gerçekte, Dünya Güneş etrafında hareket ettiğinden, ekliptik, Dünya'nın yörüngesinin düzlemi tarafından göksel kürenin bir bölümüdür. Ekliptik çizgi, zodyakın 12 takımyıldızı boyunca uzanır. Yunanca adı, antik çağlardan beri bilinenlerle ilişkilidir: Güneş ve ay tutulmaları, ay ekliptik ile yörüngesinin kesişme noktasına yakın olduğunda meydana gelir.

Asteroitler

Asteroitler. Genel bilgi

Şekil 1 Asteroid 951 Gaspra. Kredi: NASA

Güneş sistemi, 8 büyük gezegene ek olarak, gezegenlere benzer çok sayıda küçük kozmik cisim içerir - asteroitler, göktaşları, göktaşları, Kuiper kuşağı nesneleri, "Centaurlar". Bu makale, 2006 yılına kadar küçük gezegenler olarak da adlandırılan asteroitlere odaklanacak.

Asteroidler, büyük gezegenlere ait olmayan, 10 m'den büyük boyutları olan ve kuyruklu yıldız etkinliği göstermeyen, yerçekiminin etkisi altında Güneş'in etrafında dönen doğal kökenli cisimlerdir. Asteroitlerin çoğu, Mars ve Jüpiter gezegenlerinin yörüngeleri arasındaki kuşakta bulunur. Kemer içinde, 100 km'den fazla çapa sahip 200'den fazla ve 200 km'den fazla çapa sahip 26 asteroit var. Modern tahminlere göre çapı bir kilometreden fazla olan asteroitlerin sayısı 750 bin hatta bir milyonu aşıyor.

Şu anda asteroitlerin boyutunu belirlemek için dört ana yöntem vardır. İlk yöntem, asteroitleri teleskoplarla gözlemlemeye ve yüzeylerinden yansıyan ve açığa çıkan ısı miktarını belirlemeye dayanmaktadır. Her iki miktar da asteroidin boyutuna ve Güneş'ten uzaklığına bağlıdır. İkinci yöntem, asteroitlerin bir yıldızın önünden geçerken görsel olarak gözlemlenmesine dayanır. Üçüncü yöntem, asteroitlerin görüntülerini elde etmek için radyo teleskopların kullanılmasını içerir. Son olarak, ilk olarak 1991 yılında Galileo uzay aracı tarafından kullanılan dördüncü yöntem, asteroitleri yakın mesafeden incelemeyi içerir.

Ana kuşak içindeki yaklaşık asteroit sayısını, ortalama boyutlarını ve kompozisyonlarını bilerek, toplam kütlelerini hesaplayabilirsiniz, bu da 3.0-3.6 10 21 kg, yani Dünya'nın doğal uydusu Ay'ın kütlesinin% 4'üdür. Aynı zamanda, en büyük 3 asteroit: 4 Vesta, 2 Pallas, 10 Hygea, ana kuşaktaki toplam asteroit kütlesinin 1 / 5'ini oluşturur. 2006 yılına kadar bir asteroid olarak kabul edilen cüce gezegen Ceres'in kütlesini de hesaba katarsak, kalan bir milyondan fazla asteroidin kütlesinin, astronomik standartlara göre son derece küçük olan Ay kütlesinin sadece 1 / 50'si olduğu ortaya çıkıyor.

Asteroitlerin ortalama sıcaklığı -75 ° C'dir.

Asteroitlerin gözlem ve çalışma tarihi

Şekil 2 Keşfedilen ilk asteroid Ceres, daha sonra küçük gezegenler olarak anılacaktır. Kredi: NASA, ESA, J. Parker (Güneybatı Araştırma Enstitüsü), P. Thomas (Cornell Üniversitesi), L. McFadden (Maryland Üniversitesi, College Park) ve M. Mutchler ve Z. Levay (STScI)

Keşfedilen ilk küçük gezegen, İtalyan gökbilimci Giuseppe Piazzi tarafından Sicilya'nın Palermo şehrinde (1801) keşfedilen Ceres'ti. İlk başta Giuseppe, gördüğü nesnenin bir kuyruklu yıldız olduğunu düşündü, ancak Alman matematikçi Karl Friedrich Gauss, kozmik bir cismin yörüngesinin parametrelerini belirledikten sonra, bunun büyük olasılıkla bir gezegen olduğu anlaşıldı. Bir yıl sonra, Gauss ephemeris'e göre Ceres, Alman gökbilimci G. Olbers tarafından bulundu. Antik Roma bereket tanrıçası şerefine Piazzi Ceres adlı vücut, Güneş'ten uzakta bulunuyordu; Titius-Bode kuralına göre, gökbilimcilerin 18. yüzyılın sonundan beri aradıkları büyük güneş sistemi gezegeninin bulunması gerekiyordu.

1802'de İngiliz gökbilimci W. Herschel yeni bir terim olan "asteroid" i tanıttı. Asteroitler Herschel, bir teleskopla gözlemlendiğinde, disk şeklinde görsel olarak gözlendiğinde gezegenlerin aksine sönük yıldızlara benzeyen uzay nesneleri olarak adlandırdı.

1802-07'de. asteroitler Pallas, Juno ve Vesta keşfedildi. Sonra yaklaşık 40 yıl süren ve hiçbir asteroidin keşfedilmediği bir sakinlik dönemi geldi.

1845'te Alman amatör gökbilimci Karl Ludwig Henke, 15 yıllık bir araştırmanın ardından, ana kuşak Astrea'daki beşinci asteroidi keşfetti. Bu andan itibaren, dünyadaki tüm gökbilimcilerin asteroitleri için küresel bir "av" başlıyor, çünkü Henke'nin bilim dünyasındaki keşfinden önce, asteroitlerin 1807-15 döneminde yalnızca dört ve sekiz yıllık başarısız aramalar olduğuna inanılıyordu. sadece bu hipotezi doğruluyor gibi görünüyor.

1847'de İngiliz gökbilimci John Hind, asteroit Irida'yı keşfetti ve ardından şimdiye kadar her yıl en az bir asteroid keşfedildi (1945 hariç).

1891'de Alman gökbilimci Maximilian Wolf, asteroitlerin uzun pozlama süresine sahip fotoğraflarda kısa ışık çizgileri bıraktığı asteroitleri tespit etmek için astrofotografi yöntemini kullanmaya başladı (fotoğraf tabakası aydınlatması). Bu yöntemi kullanarak Wolf, kısa bir süre içinde 248 asteroidi tespit edebildi, örn. ondan önce elli yıllık gözlemlerde keşfedildiğinden biraz daha az.

1898'de, Dünya'ya tehlikeli bir mesafeden yaklaşan Eros keşfedildi. Daha sonra, Dünya'nın yörüngesine yaklaşan diğer asteroidler keşfedildi ve ayrı bir Amur sınıfına tahsis edildi.

1906'da Jüpiter ile bir yörüngeyi paylaşan ve aynı hızda onun önünde takip eden Aşil keşfedildi. Yeni keşfedilen tüm benzer nesneler, Truva Savaşı kahramanları onuruna Truva atları olarak adlandırılmaya başlandı.

1932'de, Apollo sınıfının ilk temsilcisi olan Apollo keşfedildi ve günberi sırasında Güneş'e Dünya'dan daha yakın yaklaştı. 1976'da, yörüngesinin ana ekseninin büyüklüğü 1 AU'dan küçük olan yeni bir sınıfın temelini oluşturan Aton keşfedildi. Ve 1977'de, Jüpiter'in yörüngesine asla yaklaşmayan ilk küçük gezegen keşfedildi. Bu tür küçük gezegenlere, Satürn'e olan yakınlıklarının bir işareti olarak Centaurlar adı verildi.

1976'da, Dünya'ya yaklaşan Aton grubunun ilk asteroidi keşfedildi.

1991 yılında, çok uzun ve kuvvetli bir yörüngeye sahip, kuyruklu yıldızların karakteristiği olan, ancak Güneş'e yaklaşırken kuyruklu yıldız kuyruğu oluşturmayan Damokles bulundu. Bu tür nesneler Damokloidler olarak bilinmeye başladı.

1992'de, Gerard Kuiper tarafından 1951'de tahmin edilen küçük gezegen kuşağından ilk nesneyi görmeyi başardık. 1992 QB1 olarak adlandırıldı. Bundan sonra, Kuiper kuşağında her yıl giderek daha fazla büyük nesne bulunmaya başladı.

1996 yılında, asteroit çalışmalarında yeni bir dönem başladı: Amerika Birleşik Devletleri Ulusal Havacılık ve Uzay Dairesi, NEAR uzay aracını, yalnızca önünden geçen asteroidin fotoğrafını çekmekle kalmayıp aynı zamanda yapay bir Eros uydusu haline gelmesi ve daha sonra asteroid Eros'a gönderdi. yüzeyine inmek için.

27 Haziran 1997'de Eros yolunda NEAR 1212 km uçtu. küçük asteroit Matilda'dan, asteroid yüzeyinin% 60'ını kaplayan 50 metreden fazla siyah beyaz ve 7 renkli görüntü oluşturuyor. Matilda'nın manyetik alanı ve kütlesi de ölçüldü.

1998'in sonunda, uzay aracıyla 27 saat iletişimin kesilmesi nedeniyle, Eros'un yörüngesine girme süresi 10 Ocak 1999'dan 14 Şubat 2000'e ertelendi. Belirlenen zamanda, NEAR, 327 km'lik bir çevre merkezi ve 450 km'lik bir apocenter ile bir asteroidin yüksek bir yörüngesine girdi. Yörüngede kademeli bir düşüş başlıyor: 10 Mart'ta uzay aracı 200 km yükseklikte dairesel bir yörüngeye girdi, 11 Nisan'da yörünge 100 km'ye düştü, 27 Aralık'ta 35 km'ye düştü, ardından uzay aracının görevi asteroid yüzeyine inmek amacıyla son aşamaya girdi. Düşüş aşamasında - 14 Mart 2000 "NEAR uzay aracı", Avustralya'da bir araba kazasında trajik bir şekilde ölen Amerikalı jeolog ve gezegen bilimci Eugene Shoemaker'ın onuruna "NEAR Shoemaker" olarak yeniden adlandırıldı.

12 Şubat 2001'de NEAR, 2 gün süren ve asteroide yumuşak bir inişle sona eren yavaşlamaya başladı, ardından yüzeyi fotoğrafladı ve yüzey toprağının bileşimini ölçtü. 28 Şubat'ta aparatın görevi tamamlandı.

Temmuz 1999'da, 26 km mesafeden Deep Space 1 uzay aracı. asteroid Braille'i araştırdı, asteroidin bileşimi hakkında geniş bir veri dizisi topladı ve değerli görüntüler elde etti.

2000 yılında, Cassini-Huygens cihazı asteroid 2685 Masursky'nin fotoğraflarını çekti.

2001 yılında, Dünya'nın yörüngesini geçmeyen ilk Aton ve ilk Neptün Truva Atı keşfedildi.

2 Kasım 2002'de NASA'nın Stardust uzay aracı küçük asteroid Annafrank'ı fotoğrafladı.

9 Mayıs 2003'te Japon Havacılık ve Uzay Araştırma Ajansı, asteroid Itokawa'yı incelemek ve asteroid toprak örneklerini Dünya'ya teslim etmek için Hayabusa uzay aracını fırlattı.

12 Eylül 2005'te Hayabusa, asteroide 30 km mesafeden yaklaştı ve araştırmaya başladı.

Aynı yılın Kasım ayında, cihaz asteroidin yüzeyine üç iniş yaptı ve bu, tek tek toz parçacıklarını fotoğraflamak ve yüzeyin yakın panoramalarını çekmek için tasarlanan Minerva robotunun kaybıyla sonuçlandı.

26 Kasım'da, toprak almak için aracı indirmek için başka bir girişimde bulunuldu. İnişten kısa bir süre önce, cihazla iletişim kesildi ve yalnızca 4 ay sonra geri yüklendi. Toprak çit yapmanın mümkün olup olmadığı bilinmemektedir. Haziran 2006'da JAXA, Hayabusa'nın muhtemelen 13 Haziran 2010'da, asteroit parçacıkları içeren bir yeniden giriş kapsülünün güney Avustralya'daki Woomera test bölgesinin yakınına düştüğü Dünya'ya geri döneceğini bildirdi. Japon bilim adamları, toprak örneklerini inceledikten sonra, Itokawa asteroidinin bileşiminde Mg, Si ve Al bulunduğunu tespit ettiler. Asteroidin yüzeyinde 30:70 oranında önemli miktarda piroksen ve olivin mineralleri bulunur. Şunlar. Itokawa, daha büyük bir kondritik asteroidin bir parçasıdır.

Hayabusa uzay aracından sonra, New Horizons AMS (11 Haziran 2006 - asteroid 132524 APL) ve Rosetta uzay aracı (5 Eylül 2008 - asteroid 2867 Steins'in fotoğrafı, 10 Temmuz 2010 - asteroid Lutetia) tarafından asteroitlerin fotoğrafları da çekildi. Buna ek olarak, 27 Eylül 2007'de, Dawn otomatik gezegenler arası istasyonu, bu yıl (muhtemelen 16 Temmuz) asteroid Batı çevresinde dairesel bir yörüngeye girecek olan Cape Canaveral kozmodromundan fırlatıldı. Cihaz, 2015 yılında ana asteroit kuşağındaki en büyük nesne olan Ceres'e ulaşacak - yörüngede 5 ay çalıştıktan sonra çalışmalarını tamamlayacak ...

Asteroitler, güneş sistemindeki boyut, yapı, yörünge şekli ve konumu bakımından değişiklik gösterir. Yörüngelerinin özelliklerine göre asteroitler ayrı gruplar ve aileler olarak sınıflandırılır. İlki, daha büyük asteroitlerin parçalarından oluşur ve bu nedenle, bir gruptaki asteroitlerin yarı büyük ekseni, eksantrikliği ve yörünge eğimi neredeyse tamamen çakışır. İkincisi, asteroitleri benzer yörünge parametreleriyle birleştirir.

Şu anda 30'dan fazla asteroit ailesi bilinmektedir. Asteroit ailelerinin çoğu ana kuşakta bulunur. Ana kuşaktaki büyük asteroit konsantrasyonları arasında Kirkwood çatlakları veya kapakları olarak bilinen boş alanlar vardır. Bu tür alanlar, asteroitlerin yörüngelerini kararsız hale getiren Jüpiter'in yerçekimi etkileşiminin bir sonucu olarak ortaya çıkar.

Ailelerden daha az asteroit grubu var. Aşağıdaki açıklamada, asteroit grupları Güneş'ten uzaklıklarına göre sıralanmıştır.

şek. 3 Asteroit grupları: beyaz - ana kuşağın asteroitleri; ana kuşağın dış sınırının dışındaki yeşil olanlar Jüpiter'in Truva atlarıdır; turuncu - Hilda'nın grubu. ... Kaynak: wikipedia

Güneş'e en yakın, varsayımsal Vulcanoid kuşağıdır - yörüngeleri tamamen Merkür'ün yörüngesinde bulunan küçük gezegenlerdir. Bilgisayar hesaplamaları, Güneş ve Merkür arasında uzanan bölgenin kütleçekimsel olarak kararlı olduğunu ve büyük olasılıkla küçük gök cisimlerinin orada bulunduğunu gösteriyor. Bunların pratik tespiti, Güneş'e olan yakınlıkları nedeniyle engelleniyor ve şu ana kadar tek bir Vulcanoid keşfedilmedi. Dolaylı olarak, Merkür yüzeyindeki kraterler, yanardağların varlığı lehine konuşur.

Bir sonraki grup, Amerikalı gökbilimci Eleanor Helin tarafından 1976'da keşfedilen ilk temsilcinin adını taşıyan küçük gezegenler olan Atons'tur. Yörüngenin yarı ana ekseni olan Atonlar, astronomik bir birimden daha küçüktür. Bu nedenle, yörünge yollarının çoğu için, Atonlar Güneş'e Dünya'dan daha yakındır ve bazıları Dünya'nın yörüngesini hiç geçmez.

500'den fazla Aton bilinmektedir ve bunlardan sadece 9'unun kendi adı vardır. Atonlar, asteroit gruplarının en küçüğüdür: Çoğunun çapı 1 km'den azdır. En büyük aton, 5 km çapında Cruitna'dır.

Küçük asteroitler Cupids ve Apollo grupları, Venüs ve Jüpiter'in yörüngeleri arasında ayırt edilir.

Cupids, Dünya ile Jüpiter'in yörüngeleri arasında yatan asteroitlerdir. Cupids, yörüngelerinin parametrelerine göre farklılık gösteren 4 alt gruba ayrılabilir:

İlk alt grup, Dünya ile Mars'ın yörüngeleri arasında yatan asteroitleri içerir. Tüm aşk tanrısının 1 / 5'inden azı onlara aittir.

İkinci alt grup, yörüngeleri Mars'ın yörüngesi ile ana asteroit kuşağı arasında bulunan asteroitleri içerir. Asteroid Amur'un tüm grubunun eski adı onlara aittir.

Üçüncü aşk tanrısı alt grubu, yörüngeleri ana kuşak içinde bulunan asteroitleri birleştirir. Tüm aşk tanrısının yaklaşık yarısı ona aittir.

Son alt grup, ana kuşağın dışında yatan ve Jüpiter'in yörüngesinin ötesine geçen birkaç asteroidi içerir.

Bugüne kadar 600'den fazla Amur biliniyor ve yarı ana ekseni 1,0 AU'dan fazla olan yörüngelerde dönüyorlar. ve günberi noktasındaki mesafeler 1.017 ila 1.3 AU arasındadır. e) En büyük aşk tanrısının çapı - Ganymede - 32 km.

Apollo, Dünya'nın yörüngesini geçen ve en az 1 AU'luk bir yarı büyük eksene sahip asteroitleri içerir. Apollon, atonlarla birlikte en küçük asteroitlerdir. En büyük temsilcileri, 8.2 km çapında Sisifos'tur. Toplamda 3,5 binden fazla Apollo bilinmektedir.

Yukarıdaki asteroit grupları, içinde yoğunlaştığı "ana" kuşağı oluşturur.

"Ana" asteroit kuşağının arkasında, Truva atları veya Truva asteroitleri adı verilen bir küçük gezegen sınıfı vardır.

Truva asteroitleri, herhangi bir gezegenin yörünge rezonansında 1: 1 L4 ve L5 Lagrange noktalarının yakınlarındadır. Çoğu Truva asteroidi Jüpiter gezegeni çevresinde bulunur. Neptün ve Mars'ta Truva atları var. Dünya'nın yakınında var olmaları gerekiyor.

Jüpiter'in Truva atları 2 büyük gruba ayrılır: L4 noktasında Yunan kahramanlarının adını taşıyan ve gezegenin ilerisine doğru hareket eden asteroidler vardır; L5 noktasında - Troya savunucularının adını taşıyan ve Jüpiter'in arkasında hareket eden asteroitler.

Şu anda, Neptün'ün bilinen sadece 7 Truva atı var ve bunlardan 6'sı gezegenin önünde hareket ediyor.

Mars'ta 3'ü L4 noktasının yakınında olmak üzere yalnızca 4 Truva atı tespit edildi.

Truva atları, genellikle çapı 10 km'nin üzerinde olan büyük asteroitlerdir. Bunların en büyüğü 370 km çapında Jüpiter Yunanı Hector'dur.

Jüpiter ve Neptün'ün yörüngeleri arasında, hem asteroitlerin hem de kuyruklu yıldızların özelliklerini sergileyen asteroitler olan Centaurs kuşağı vardır. Böylece, keşfedilen Centaurs - Chiron'un ilkinde Güneş'e yaklaşırken bir koma gözlemlendi.

Şu anda güneş sisteminde çapı 1 km'den fazla olan 40 binden fazla centaur olduğuna inanılıyor. Bunların en büyüğü, yaklaşık 260 km çapında Khariklo'dur.

Damokloidler grubu, çok uzun yörüngeli asteroitleri içerir ve Uranüs'ten daha uzak aphelion'da ve Jüpiter'e ve bazen de Mars'a yakın günberi içinde bulunur. Damokloidlerin, bu grubun bir dizi asteroidinde koma varlığını gösteren gözlemler temelinde ve Damokloid yörüngelerinin parametrelerini inceleyerek yapılan, uçucu maddeleri yitirmiş gezegenlerin çekirdeği olduğuna inanılıyor ve bunun sonucunda Güneş'in etrafında hareketin tersi yönde döndükleri tespit edildi. büyük gezegenler ve diğer asteroit grupları.

Asteroitlerin spektral sınıfları

Renkliliklerine, albedolarına ve spektrum özelliklerine göre, asteroidler geleneksel olarak birkaç sınıfa ayrılır. Başlangıçta, Clark R. Chapman, David Morrison ve Ben Zellner'ın sınıflandırmasına göre, asteroitlerin spektral sınıfları sadece 3'tür. Daha sonra, bilim adamları inceledikçe, sınıfların sayısı genişledi ve bugün 14 tane var.

A Sınıfı, ana kuşak içinde yer alan ve mineralde olivin varlığı ile karakterize edilen yalnızca 17 asteroidi içerir. Sınıf A asteroitler orta derecede yüksek albedo ve kırmızımsı renk ile karakterizedir.

B Sınıfı, mavimsi bir spektruma sahip karbon asteroitleri içerir ve 0,5 μm'nin altındaki dalga boylarında neredeyse tamamen emilim yoktur. Bu sınıftaki asteroidler esas olarak ana kuşakta bulunur.

C Sınıfı, bileşimi güneş sisteminin oluştuğu ilk gezegen bulutunun bileşimine yakın olan karbon asteroitlerden oluşur. Bu, tüm asteroitlerin% 75'inin ait olduğu en çok sayıdaki sınıftır. Ana kuşağın dış bölgelerinde dolaşırlar.

Çok düşük albedolu (0.02-0.05) ve net absorpsiyon çizgileri olmayan çift kırmızımsı bir spektruma sahip asteroidler, spektral sınıf D'ye aittirler. Ana kuşağın dış bölgelerinde en az 3 AU uzaklıkta bulunurlar. güneşten.

E sınıfı asteroitler, büyük olasılıkla daha büyük bir asteroidin dış kabuğunun kalıntılarıdır ve çok yüksek bir albedo (0,3 ve daha yüksek) ile karakterize edilir. Kompozisyonda, bu sınıftaki asteroitler, enstatit akondritler olarak bilinen göktaşlarına benzer.

F sınıfı asteroitler, karbon asteroit grubuna aittir ve yaklaşık 3 mikronluk bir dalga boyunda emen su izlerinin bulunmaması nedeniyle B sınıfı benzer nesnelerden farklıdır.

G Sınıfı, karbon asteroitleri 0,5 μm dalga boyunda güçlü UV emilimi ile birleştirir.

Sınıf M, orta derecede yüksek albedoya (0.1-0.2) sahip metalik asteroitleri içerir. Bazılarının yüzeyinde, bazı meteorlar gibi metal çıkıntıları (nikel demir) vardır. Bilinen tüm asteroitlerin% 8'inden azı bu sınıfa aittir.

Düşük albedolu (0.02-0.07) ve spesifik absorpsiyon çizgileri olmayan çift kırmızımsı bir spektruma sahip asteroidler P sınıfına aittirler. Karbonlar ve silikatlar içerirler. Ana kayışın dış bölgelerinde de benzer nesneler hakimdir.

Q sınıfı, spektrumda kondritlere benzeyen ana kuşağın iç bölgelerinden birkaç asteroit içerir.

Sınıf R, muhtemelen plajiyoklaz ilavesiyle olivin ve piroksen dış bölgelerinde yüksek konsantrasyona sahip nesneleri birleştirir. Bu sınıftaki çok az asteroit vardır ve hepsi ana kuşağın iç bölgelerinde bulunur.

Sınıf S, tüm asteroitlerin% 17'sini içerir. Bu sınıftaki asteroitler silikon veya taşlı bir bileşime sahiptir ve esas olarak ana asteroit kuşağının bölgelerinde 3 AU'ya kadar bir mesafede bulunur.

Bilim adamları, çok düşük albedolu, karanlık bir yüzeye ve 0,85 μm dalga boyunda orta düzeyde absorpsiyona sahip nesneleri T sınıfı asteroitlere göre sınıflandırıyorlar. Kompozisyonları bilinmiyor.

Şimdiye kadar tanımlanan son asteroit sınıfı - V, yörüngeleri sınıfın en büyük temsilcisi olan asteroid (4) Vesta'nın yörüngesinin parametrelerine yakın olan nesneleri içerir. Kompozisyonlarında, S sınıfı asteroitlere yakındırlar, yani. silikatlar, taşlar ve demirden oluşur. S sınıfı asteroitlerden temel farkı, yüksek piroksen içerikleridir.

Asteroitlerin kökeni

Asteroit oluşumu için iki hipotez vardır. İlk hipotez, Phaethon gezegeninin geçmişte varlığını varsayar. Uzun süredir yoktu ve büyük bir gök cismi ile çarpışması veya gezegenin içindeki süreçler nedeniyle çöktü. Bununla birlikte, asteroit oluşumu büyük olasılıkla gezegenlerin oluşumundan sonra kalan birkaç büyük nesnenin yok edilmesinden kaynaklanmaktadır. Jüpiter'in yerçekimi etkisi nedeniyle ana kuşak içinde büyük bir gök cismi - bir gezegen - oluşumu gerçekleşemedi.

Asteroid uydular

1993 yılında, Galileo uzay aracı, küçük Dactyl uydusu ile Ida asteroidinin bir görüntüsünü elde etti. Daha sonra, uydular birçok asteroidin yakınında keşfedildi ve 2001'de ilk uydu bir Kuiper kuşağı nesnesinin yakınında keşfedildi.

Gökbilimcileri şaşırtacak şekilde, yer temelli aletler ve Hubble teleskopu ile yapılan ortak gözlemler, çoğu durumda bu uyduların boyut olarak merkezi nesneye oldukça benzer olduğunu gösterdi.

Dr. Stern, bu tür ikili sistemlerin nasıl oluşabileceğini bulmak için araştırma yaptı. Büyük uyduların oluşumu için standart model, büyük bir nesneyle bir ana nesnenin çarpışmasının bir sonucu olarak oluştuklarını varsayar. Bu model, ikili asteroitlerin oluşumunu, Pluto-Charon sistemini tatmin edici bir şekilde açıklamayı mümkün kılar ve ayrıca Dünya-Ay sisteminin oluşumunu açıklamak için doğrudan uygulanabilir.

Stern'ün araştırması, bu teorinin bazı hükümlerine şüphe uyandırdı. Özellikle, nesnelerin oluşumu için, hem başlangıç \u200b\u200bdurumunda hem de mevcut durumunda Kuiper kuşağı nesnelerinin olası sayısı ve kütlesi göz önüne alındığında, çok olası olmayan enerjiyle çarpışmalar gereklidir.

Bu nedenle, iki olası açıklama takip eder - ya ikili nesnelerin oluşumu çarpışmaların bir sonucu olarak meydana gelmedi ya da Kuiper nesnelerinin yüzeyinin yansıma katsayısı (boyutlarını belirleme yardımıyla) önemli ölçüde küçümsenir.

Stern'e göre bu ikilemi çözmek, NASA'nın 2003 yılında piyasaya sürülen yeni uzay kızılötesi teleskopu SIRTF'e (Uzay Kızılötesi Teleskop Tesisi) yardımcı olacak.

Asteroitler. Dünya ve diğer kozmik bedenlerle çarpışmalar

Zaman zaman asteroitler kozmik cisimlerle çarpışabilir: gezegenler, Güneş, diğer asteroitler. Ayrıca Dünya ile çarpışırlar.

Bugüne kadar, Dünya yüzeyinde 170'den fazla büyük krater biliniyor - gök cisimlerinin düştüğü yerler olan astroblemler ("yıldız yaraları"). Dünya dışı kökeninin kurulduğu en büyük krater, 300 km'ye kadar çapa sahip Güney Afrika'daki Vredefort'tur. Krater, 2 milyar yıldan daha uzun bir süre önce yaklaşık 10 km çapında bir asteroidin düşmesi sonucu oluştu.

İkinci en büyük krater, 1850 milyon yıl önce bir kuyruklu yıldız düştüğünde oluşan Kanada'nın Ontario eyaletindeki Sudbury çarpması krateridir. Çapı 250 km'dir.

Dünyada 100 km'den daha büyük çaplı üç göktaşı krateri daha biliniyor: Meksika'da Chicxulub, Kanada'da Manicuagan ve Rusya'da Popigay (Popigai depresyonu). Chicxulub krateri, 65 milyon yıl önce Kretase-Paleojen neslinin tükenmesine neden olan bir asteroidin düşmesiyle ilişkilidir.

Şu anda bilim adamları, Chicxulub asteroidine eşit büyüklükteki gök cisimlerinin yaklaşık 100 milyon yılda bir Dünya'ya düştüğüne inanıyor. Daha küçük bedenler Dünya'ya çok daha sık düşer. Yani, 50 bin yıl önce, yani Zaten modern tipteki insanların Dünya'da yaşadığı sırada, Arizona eyaletinde (ABD) yaklaşık 50 metre çapında küçük bir asteroid düştü. Çarpma, Barringer kraterini 1,2 km genişliğinde ve 175 m derinliğinde yarattı. 1908'de, Podkamennaya Tunguska nehri bölgesinde 7 km yükseklikte. onlarca metre çapında bir bolide patladı. Ateş topunun doğası konusunda hala bir fikir birliği yok: Bazı bilim adamları küçük bir asteroidin tayga üzerinde patladığına inanıyor, diğer kısmı ise patlamanın nedeninin kuyruklu yıldızın çekirdeği olduğuna inanıyor.

10 Ağustos 1972'de Kanada topraklarında büyük bir ateş topu gözlendi. Görünüşe göre 25 m çapında bir asteroidden bahsediyoruz.

23 Mart 1989'da, yaklaşık 800 metre çapında bir asteroid 1989 FC, Dünya'dan 700 bin km uzakta uçtu. En ilginç şey, asteroidin ancak Dünya'dan çıkarıldıktan sonra keşfedilmiş olmasıdır.

1 Ekim 1990'da Pasifik Okyanusu üzerinde 20 metre çapında bir ateş topu patladı. Patlamaya iki sabit uydu tarafından kaydedilen çok parlak bir flaş eşlik etti.

8-9 Aralık 1992 gecesi, birçok gökbilimci asteroid 4179 Toutatis'in Dünya'dan yaklaşık 3 km çapında geçişini gözlemledi. Asteroit her 4 yılda bir Dünya'yı geçer, böylece onu keşfetme fırsatınız da olur.

1996'da yarım kilometrelik bir asteroit gezegenimizden 200 bin km'yi geçti.

Tam listeden bu kadar uzakta görebileceğiniz gibi, Dünya'daki asteroitler oldukça sık misafir oluyor. Bazı tahminlere göre, çapı 10 metreden fazla olan asteroitler her yıl Dünya atmosferini istila ediyor.