Пояс астероидов: различия между версиями

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Интерактивная навигация по истории
[отпатрулированная версия][отпатрулированная версия]
← Предыдущая правкаСледующая правка →
Содержимое удалено Содержимое добавлено
ВизуальныйВики-текст
Строка 630: Строка 630:


== Исследования ==
== Исследования ==
[[Файл:Dawn Flight Configuration 2.jpg|right|thumb|320px|Полёта космического аппарата [[:en:Dawn Mission]] к астероидам [[(4) Веста]] (слева) и [[Церера (карликовая планета)|Церера]] (справа)]]
{{planned}}

Первым космическим аппаратом пролетевшим через пояс астероидов стал [Пионер 10]], который вступил в область главного пояса 16 июля 1972 года. В то время ещё существовала определённая обеспокоенность по поводу возможности столкновения аппарата с каким-нибудь мелким астероидом или просто космическим мусором, однако с тех пор на пути к внешним планетам через пояс астероидов без всяких инцедентов пролетело уже 9 космических аппаратов. Аппарата [[Пионер 11]], [[Воядржер 1]] и [[Воядржер 2]], а также зонд [[Ulysses probe|Ulysses]] пролетали через пояс без запланированных или случайных сближений с астероидами и их изучения. Аппарат [[Галилео (КА)|Галилео]] стал первым космическим аппаратом с которого были получены снимки астероида. Первым из них стал астероид [[(951) Гаспра]] в 1991 году и астероид [[(243) Ида]] в 1993 году. После этого в НАСА была принята программа, согласно которой, любой аппарат пролетающий через пояс астероидов должен по возможности пролететь мимо какого либо астероида. В последущие годы космическими зондами и аппаратами были получены изображения ряда мелких астероидов, таких как [[(253) Матильда]] в 1997 году с аппарата [[NEAR Shoemaker|NEAR]], [[(2685) Мазурский]] в 2000 году с [[Cassini–Huygens|Cassini]], [[(5535) Аннефранк]] в 2002 с [[Stardust (spacecraft)|Stardust]], [[(132524) APL]] в 2006 с зонда [[Новые горизонты (КА)|Новые горизонты]] и наконец в 2008 с [[Розетта (КА)|Розетты]] фотографии астероида [[(2867) Штейнс]]<ref>{{cite journal
| title = Rosetta Asteroid Targets: 2867 Steins and 21 Lutetia
| author = Barucci, M. A.; Fulchignoni, M.; and Rossi, A.
| journal = Space Science Reviews
| volume = 128
| issue = 1–4
| pages = 67–78
| year = 2007
| doi = 10.1007/s11214-006-9029-6}}</ref>.

Все изображения астероидов главного пояса, переданные космическими аппаратами, получены в результате краткого пролёта зондов вблизи астероидов на пути к основной цели миссии — для подробного изучения астероидов аппараты ещё почти никто не отправлял, разве что только аппарат [[Хаябуса (КА)]] имел главной целью именно изучение астероида [[(25143) Итокава]], который в течение длительного времени изучал поверхность астероида и даже впервые в истории доставил частицы грунта с поверхности астероида.

Однако недавно ситуация изменилась и [[27 сентября]] [[2007 год]]а к крупнейшим астероидам [[(4) Веста|Весте]] и [[Церера (карликовая планета)|Церере]] была отправлена [[автоматическая межпланетная станция]] [[Dawn (КА)|«Рассвет»]]. Планируется что аппарат достигнет Весты уже в 2011 году и непросто пролетим мимо, а выйдет на её орбиту и после изучения астероида в течение полугода направится к Церере, которую достигнет в 2015 году. Если зонд будет продолжать работать и после изучения этих двух астероидов, то возможно расширение его миссии для исследовании [[(2) Паллада|Паллады]].


== Астероиды как источники ресурсов ==
== Астероиды как источники ресурсов ==

Версия от 05:41, 11 июня 2011

Изображение пояса астероидов и некоторых планет Солнечной системы

По́яс астеро́идов — это область Солнечной системы, расположенная примерно между орбитами Марса и Юпитера, являющаяся местом скопления множества объектов всевозможных размеров, преимущественно неправильной формы, называемых астероидами или малыми планетами, которых . Этот регион также часто называют главным поясом астероидов или просто главным поясом[1][2], или просто главным поясом[3], подчёркивая тем самым его отличие от других подобных областей скопления малых планет, таких как область рассеянного диска. Всего в нём содержится несколько сотен тысяч астероидов размерами от тысячи км до нескольких десятков метров и менее.

Более половины массы главного пояса астероидов содержится в четырёх его крупнейших объектах: Церера, (2) Паллада, (4) Веста и (10) Гигея. Они имеют средний диаметр более 400 км, а самый крупный из них — Церера (единственная в главном поясе карликовая планета), имеет диаметр более 950 км и вдвое превышает суммарную массу Паллады и Весты[4]. Но большинство астероидов имеют значительно меньшие размеры, вплоть до размеров космической пыли. Суммарная масса всех тел в поясе астероидов довольно незначительна, а сами астероиды настолько сильно рассеяны в данной области космического пространства, что ни один космический аппарат, пролетавший через эту область, практически не получил от них никаких повреждений.

Скачки концентрации астероидов в главном поясе

Тем не менее, среди самих астероидов главного пояса время от времени всё же происходят столкновения, в результате которых крупные астероиды разрушаются и, распадаясь на более мелкие фрагменты, образуют группы астероидов с относительно высокой концентрацией объектов, движущихся по сходным орбитам и имеющих сходный химический состав. Такие группы называют семействами астероидов. Кроме того, при подобных столкновениях происходит образование мелкой космической пыли, формирующий такой феномен как зодиакальный свет. Главной отличительной чертой, характеризующий астероид, является его спектр, по которому можно судить о химическом составе данного тела. В главном поясе выделено 3 основных спектральных класса астероидов в зависимости от их химического состава: углеродые (класс C), силикатные (класс S) и металлические или железные (класс M).

Пояс астероидов, как и тела Солнечной системы, сформировался из первичной протосолнечной туманности, как группа планетозималей, которые позднее объединялись в протопланеты?!. Однако в данной области действие гравитации Юпитера, что постоянно вносило серьёзные гравитационные возмущения в орбиты планетозималей. Избыток орбитальной энергии, который они получали от Юпитера, приводил к более жёстким столкновениям этих тел между собой, что препятствовало слипанию этих тел в протопланету и её дальнейшему укрупнению. В результате большинство планетозималей оказались раздробленными на многочисленные мелкие фрагменты, многие из которых были выброшены за пределы пояса во внутреннюю область Солнечной системы, где они сталкивались с внутренними планетами. Именно с этим процессом связывают феномен поздней метеоритной бомбардировки. Одним из следствием гравитационного влияния Юпитера являются пробелы Кирквуда, области неустойчивых орбит, где из-за резонансов с Юпитером практически отсутствуют астероиды. Если же астероид по каким то причинам всё же попадает в эту область, то он в относительно короткий срок, в зависимости от его массы, либо будет выброшен за пределы Солнечной системы, либо перейдёт на другую более стабильную орбиту, в том числе на сильно вытянутую орбиту с большим эксцентриситетом и начать пересекать орбиты внутренних планет.

В Солнечной системе встречаются и другие области скопления астероидов, в частности Пояс Койпера за орбитой Нептуна, а также объекты рассеянного диска и облака Оорта.

Само выражение «пояс астероидов» начало употребляться в начале 1850-х годов[5][6], но кто первым ввёл его в употребление точно неизвестно. Первое употребление этого термина связывают с именем Александра фон Гумбольдта в его книге «Cosmos: A Sketch of a Physical Description of the Universe»[7].

История изучения астероидов

ПравилоТициуса-Боде

См. также: Определение планеты и Правило Тициуса-Боде
Итальянский астроном Джузеппе Пиацци, открывший Цереру, которая первоначально считалась сначала планетой, потом в течение двух сотен лет просто крупным астероидом, и наконец окончательно была определена в статусе как карликовая планета

Своеобразной предисторией начала изучения пояса астероидов можно считать открытие эмпирической зависимости, приблизительно описывающей расстояния планет от Солнца, получившей названия правила Тициуса-Боде. Суть правила заключается в том, что расположение орбит планет Солнечной системы близко к геометрической прогрессии вида:

,

где  — порядковый номер планеты.

В первые оно было сформулировано и опубликовано немецким физиком и математиком Иоганном Тициусом ещё в 1766 году[8][9][10], но несмотря на то, что ему удовлетворяли все 6 известных на то время планет (от Меркурия до Сатурна), правило долго не привлекло большого внимания. До тех пор пока в 1781 году не был открыт Уран, большая полуось орбиты которого точно соответствовала той, что была предсказанной данной формулой. После этого Иоганн Элерт Боде высказал предположение о возможности существования пятой планеты от Солнца между орбитами Марса и Юпитера, которая согласно данному правилу должна была находиться на расстоянии 2,8 а.е. и при этом до сих пор не была обнаружена[10]. Именно в этом месте в январе 1801 года была открыта Церера, что вызвало значительное увеличение доверия к правилу Тициуса — Боде среди астрономов, которое сохранялось до открытия Нептуна.

Открытие Цереры

Первым поиски планеты между Марсом и Юпитером ещё в 1787 году начал барон Франц Ксавьер  (англ.) (рус.. Но спустя несколько лет безуспешных поисков он понял, что нуждается в помощи других астрономов, поэтому в сентябре 1800 года он собирает группу из 24 астрономов для совместных поисков планеты, образовав нечто вроде неформального клуба под названием «Общество Лилиенталя». Однако наибольшую известность эта группа получила как «Himmelspolizei» или «небесная полиция». Наиболее известными её участниками были такие астрономы как Уильям Гершель, Шарль Месье и Генрих Ольберс[11]. Они разделили зодиакальную часть неба вблизи эклиптики на 24 частей (по числу астрономов), предоставив каждому зодиакальную область шириной 15 ° для поиска планеты[12]. Задача состояла в описании координат всех звёзд в области зодиакальных созвездий на определённый момент. В последующие ночи координаты проверялись, и выделялись объекты, которые смещались на большее расстояние. Предполагаемое смещение искомой планеты должно было составлять около 30 угловых секунд в час, что должно было быть легко замечено.

По иронии судьбы эта планета была случайно обнаружена человеком, который совсем не состоял в этом клубе, — итальянским астрономом из университета Палермо в Сицилии Джузеппе Пьяцци, который наблюдал её в январе 1801 года, в первую же ночь нового столетия. Составляя полный каталог звёзд из созвездия Тельца, он обнаружил её как маленькую точку света, движущуюся на фоне звёзд. Последующие наблюдения подтвердили, что она является не звездой, а новым объектом Солнечной системы. Первоначально Пьяцци принял её за комету, но отсутствие комы натолкнуло его на мысль, что объект может являться планетой[11]. Она находилась на расстоянии 2,77 а. е. от Солнца, что почти точно соответствовало предсказаниям правила Тициуса-Боде. Он назвал её Церера, в честь римской богини урожая и покровительницы Сицилии.

Однако вскоре после обнаружения объект был потерян. Но благодаря сложнейшим вычислениям, проделанным всего за несколько часов 24-летним Карлом Гауссом по новому, им же самим открытому методу (метод наименьших квадратов), ему удалось указать место, где искать беглянку; там она, ко всеобщему восторгу, и была вскоре обнаружена.

Открытие Паллады и других астероидов

Пятнадцать месяцев спустя 28 марта 1802 года Генрих Ольберс открыл второй крупный объект в этом же регионе, который получил имя Паллада. Её большая полуось была примерно такой же как у Цереры, но вот эксцентриситет и наклон напротив сильно отличались от аналогичных параметров Цереры. Но самое главное, что оба открытых тела, в отличии от других планет, даже в самые выглядели как точки света, то есть даже в самые сильные телескопы разглядеть их диски не удавалось и если бы не их быстрое движение, они были бы неотличимы от звёзд. Поэтому 6 мая 1802 года после изучения характера и размера этих двух новых объектов, Уильям Гершель предлагает классифицировать их как отдельный класс объектов, названный им «астероиды», от греч. Αστεροειδής, что означает «звёздоподобный»[13][14][15]. Определение намеренно выбрано несколько неоднозначным, чтобы оно было «достаточно широким для покрытия всех возможных будущих открытий». Однако, несмотря на усилия Гершеля ввести этот новый термин, в течение нескольких десятилетий астрономы продолжали называть вновь открытые объекты «планетами»[8]. Так Церера называлась планетой вплоть до 1860-х годов, когда она всё-таки была переведена в класс астероидов в котором она находилась до 2006 года, пока вместе с Плутоном и некоторыми другими транснептуновыми объектами не была переведена в разряд карликовых планет. Но по мере увеличения количества открытых астероидов система их классификации и обозначения становилась всё более громоздкой и в начале 1850-х по предложению Александра фон Гумбольдта они были исключены из состава планет и постепенно всё чаще стали называться астероидами.

Надо отметить, что австрийский астроном Йозеф Литров в своё время выдвигал ещё одно, гораздо более информативное обозначение, — «зенареид». Образованное от греческих имён Юпитера и Марса (Зевс и Арей), название это указывало на расположение пояса астероидов между орбитами этих двух планет. Однако термин этот опоздал: новые тела уже были обозначены другим словом, к тому же сам термин «зенареид» был несколько громоздким и вычурным. Поэтому в науку он так и не вошёл, лишь изредка он встречается в старой немецкой астрономической литературе[16].

К 1807 году было открыто ещё два объекта, получивших названия Юноны и Весты[17]. Но на этом открытия и закончились. Начавшаяся эпоха наполеоновских войн послужила своего рода окончанием первого периода открытия астероидов. Отыскать новые астероиды никак не удавалось и большинство астрономов решили, что там больше ничего нет, и прекратило исследования. Однако Карл Людвиг Хенке проявил настойчивость, в 1830 году возобновив поиск новых астероидов, и в 1845 году он обнаружил Астрею — первый новый астероид за 38 лет. А ещё менее чем два года спустя была открыта Геба. После этого к поискам тут же подключились и другие астрономы по по всему миру и открытие новых астероидов пошло ускоряющимися темпами — не менее одного нового астероида в год. И по мере совершенствования телескопов темпы открытия астероидов непрестанно возрастали и уже к середине 1868 года их число перевалило за сотню.

Когда стало ясно, что, кроме Цереры, примерно на том же расстоянии от Солнца находится множество других более мелких тел, то чтобы как то объяснить это с позиции правила Тициуса-Боде, была выдвинута гипотеза, что они образовались в результате разрушения планеты Фаэтон, которая раньше находилась на этой орбите. Но впоследствии эта гипотеза была опровергнута, поскольку выяснилась, что из-за гравитационного влияния Юпитера на данном расстоянии от Солнца сколь-нибудь крупное тело образоваться просто не может.

Известнейшие «охотники за астероидами» того времени:

Но с открытием Нептуна в 1846 году правило Тициуса-Боде оказалось полностью дискредитировано в глазах учёных, поскольку большая полуось его орбиты была далека от предсказанного правилом формулой[18].

Планета i k Радиус орбиты (а. е.)
по правилу фактический
Меркурий −1 0 0,4 0,39
Венера 0 1 0,7 0,72
Земля 1 2 1,0 1,00
Марс 2 4 1,6 1,52
Пояс астероидов 3 8 2,8 в сред. 2,2—3,6
Юпитер 4 16 5,2 5,20
Сатурн 5 32 10,0 9,54
Уран 6 64 19,6 19,22
Нептун выпадает 30,06
Плутон 7 128 38,8 39,5
Эрида 8 256 77,2 67,7

Новым этапом в изучении астероидов знаменуется началом применения 1891 году Максом Вольфом метода астрофотографии для поиска новых астероидов[19]. Он заключался в том, что на фотографиях с длинным периодом экспонирования астероиды оставляли короткие светлые линии (в то время, как звёзды оставались точками благодаря тому, что телескоп поворачивается вслед за вращением небесной сферы). Этот метод значительно ускорил обнаружение новых астероидов по сравнению с ранее использовавшимися методами визуального наблюдения: Макс Вольф в одиночку обнаружил 248 астероидов, начиная с астероида (323) Брюсия, тогда как до него за несколько десятилетий было обнаружено немногим более 300. Так первая тысяча астероидов была обнаружена уже к октябрю 1921 года, 10000 к 1981[20], к 2000 году количество открытых астероидов перевалило за 100000[21], а на 2010 год их открыто уже свыше 360000.

Известно, что пояс астероидов содержит гораздо большее их количество, чем известно сейчас (всё зависит от того сколь малые тела можно называть астероидами), однако большинство учёных не слишком беспокоятся об их открытии — современные системы поиска новых астероидов позволяют выявлять их совершенно автоматически практически без участия человека, — называя астероиды «космическим мусором» оставшемся после формирования Солнечной системы. Сейчас большее внимание уделяется астероидам потенциально опасным для Земли, они называются астероидами, сближающимися с Землёй, входящих в группу околоземных объектов, к которым также относятся кометы и метеороиды.

Происхождение

Диаграмма распределения астероидов главного пояса в зависимости от наклона орбиты и размера большой полуоси. Красный - центральные области и голубой - периферия

Формирование

Исследователи космоса высказывают различные соображения о причине большой концентрации астероидов в сравнительно узком пространстве межпланетной среды между орбитами Марса и Юпитера.

Одна из наиболее распространённых тогда гипотез происхождения тел пояса астероидов было высказано Генрихом Ольберсом в 1802 году, вскоре после обнаружения Паллады. Он предположил, что Церера и Паллада могут быть фрагментами гипотетической планеты Фаэтон, когда то существовавшей между орбитами Марса и Юпитера и разрушенной в результате столкновения с кометой много миллионов лет назад[22]. Однако более поздние исследования опровергают эту гипотезу. Аргументом является очень большое количество энергии, необходимое чтобы разрушить целую планету, крайне малая суммарная масса всех астероидов главного пояса, которая составляет лишь 4% массы Луны и практическая невозможность формирования крупного объекта типа планеты в области Солнечной системы, испытывающей сильные гравитационные возмущения от Юпитера. Существенные различия химического состава астероидов также исключают возможность их происхождения из общего тела[23]. Таким образом, скорее всего пояс астероидов является не разрушенной планетой, а планетой, которая так и не смогла сформироваться ввиду гравитационного влияния Юпитера и, в меньшей степени, других планет-гигантов.

Художественное представление протопланетного диска вокруг звезды

Эволюция

Характеристики

Астероид (951) Гаспра. Одно из первых изображений астероида, полученных с космического аппарата. Передано космическим зондом "Галилео, во время его пролёта мимо Гаспры в 1991 году (цвета усилены)
Allende углеродистый хондритный метеорит, который упал в Мексике в 1969 году

Вопреки распространённому мнению пространства в области пояса астероидов крайне разрежено. Несмотря на то, что число открытых на данный момент астероидов приближается к 300 000 и скоро превысит его, а всего в поясе их насчитывается нескольких миллионов и больше, в зависимости от того, где провести нижнюю границу размеров астероидов, объём пространства занимаемый поясом астероидов столь огромен и, как следствие, плотность объектов в поясе столь мала, что вероятность не то что столкновения, а просто случайного незапланированного сближение аппарата с каким-нибудь из астероидов сейчас оценивается менее чем один к миллиарду[24].

Размеры и масса

Сравнительные размеры Луны и 10 первых астероидов, расположенных в порядке открытия

Крупных тел в поясе астероидов очень мало, так астероидов с диаметром более 100 км на данный момент насчитывается около 200[25], ещё известно около 1000 астероидов с радиусом более 15 км, а данные исследований в инфракрасном диапазоне спектра позволяют предположить, что помимо них в главном поясе существует ещё от 700 000 до 1,7 млн астероидов диаметром от 1 км и более[26]. Звёздная величина астероидов колеблется от 11 до 19 m и для большинства из них составляет около 16m[27].

Общая масса всех астероидов главного пояса приблизительно равна 3,0⋅1021 до 3,6⋅1021 кг, что составляет всего 4% от массы Луны или 0,06% от массы Земли[28][29]. И половина всей этой массы приходится на 4 крупнейших астероида из первой десятки: Цереру, Весту, Палладу и Гигею, причём из них почти треть массы приходится на Цереру[30][4].

Определение формы и размеров астероида

Существует несколько способов определения размеров астероидов. Первый и самый простой это транзитный метод. Во время движения астероида относительно Земли, он иногда проходит на фоне какой-либо дальней звезды, это явление называет покрытие звёзд астероидом. Измерив длительность снижения яркости данной звезды и зная расстояние до астероида, можно достаточно точно определить размер астероида.

Другой способ заключается в определении размера на основании яркости астероида. Чем больше астероид, тем больше солнечного света он отражает. Однако яркость астероида сильно зависит от альбедо поверхности астероида, что в свою очередь определяется составом слагающих его пород. Например, астероид Веста из-за высокого альбедо своей поверхности отражает в 4 раза больше света, чем Церера и является самым заметным астероидом на небе, который иногда можно наблюдать невооружённым глазом.

Однако само альбедо тоже можно определить достаточно легко. Дело в том, что чем меньше яркость астероида, то есть чем меньше он отражает солнечной радиации в видимом диапазоне, тем больше он её поглощает и, нагреваясь, переизлучает её затем в виде тепла в инфракрасном диапазоне.

Этот метод может быть также использован как для определения формы астероида, путём регистрации изменения его блеска в процессе вращения, так и для определения периода этого вращения.

Состав

См. также: Спектральные классы астероидов

Подавляющее большинство астероидов в главном поясе составляют астероиды трёх основных классов: тёмные углеродные астероиды класса C, светлые силикатные астероиды класса S и металлические астероиды класса M. Существуют астероиды и других более специфических классов, но их содержание в поясе крайне незначительно.

(253) Матильда, типичный углеродный астероид класса C

Углеродистые астероиды класса C, названные так из-за большого количества простейших углеродных соединений в своём составе, являются наиболее распространёнными астероидами в главном поясе, на них приходится 75% всех астероидов, особенно большая их концентрация характерна для внешних областей пояса[31]. Эти астероиды имеют слегка красноватый оттенок в спектре и очень низкое альбедо (между 0,03 и 0,0938). Именно по этому они отражают очень мало солнечного света, что обуславливает трудность их обнаружения. Вполне вероятно, что в поясе астероидов находится ещё не мало относительно крупных астероидов, принадлежащих именно к этому классу, но до сих пор не найденных из-за малой яркости. Зато эти астероиды довольно сильно излучают в инфракрасном диапазоне волн из-за наличия воды в их составе. В целом их спектры соответствуют спектру вещества, из которого формировалась Солнечного система, только в отсутствие летучих элементов. По составу они очень близки к углеродистым хондритным метеоритам, которые нередко находят на Земле. Крупнейшим представителем этого класса является астероид (10) Гигея.

(433) Эрос, типичный астероид класса S

Вторым по распространённости спектральным классом среди астероидов главного пояса является класс S, который объединяет в себя силикатные астероиды внутренней части пояса, располагающиеся до расстояния 2,5 а. е. от Солнца[31][32]. Спектральный анализ этих астероидов выявил наличие в их поверхности различных силикатов и некоторых металлов (железо и магний), но практически полное отсутствие каких-либо углеродных соединений. Это указывает на то, что породы за время существования этих астероидов претерпели значительные изменения, возможно в связи с частичным плавлением и дифференциацией. Они имеют довольно высокое альбедо (между 0,10 и 0,2238) и составляют 17% от всех астероидов пояса. Астероид (3) Юнона является самым крупным представителем этого класса.

(216) Клеопатра, типичный астероид класса M

Металлические астероиды класса M, богатые никелем и железом, составляют 10% от всех астероидов пояса и имеют умеренно большое альбедо (между 0,1 и 0,1838). Эти астероиды расположены преимущественно в центральных областях пояса на расстоянии 2,7 а. е. от Солнца[33] и могут быть фрагментами металлических ядер крупных планетозималей, вроде Цереры, существовавших на заре формирования Солнечной системы и разрушенных при взаимных столкновениях. Однако в случае с металлическими астероидами далеко не всё так просто. В ходе исследований обнаружено несколько тел вроде астероида (22) Каллиопа, спектр которых близок спектру астероидов класса M, но при этом они имеют крайне низкую плотность для металлических астероидов[34]. Состав подобных астероидов на сегодняшний день практически не известен и вполне возможно, что по составу они больше близки к астероидам класса C или S[35].

(4) Веста, типичный астероид класса V

Одной из загадок астероидного пояса являются относительно редкие базальтовые астероиды класса V[36]. Теория формирования пояса астероидов предсказывала, что на ранней стадии в поясе астероидов должно было быть не мало крупных объектов размером с Весту, в которых должна была начаться дифференциация недр. Подобные объекты должны были иметь кору и мантию, состоящую преимущественно из базальтовых пород. В результате при последующем разрушении этих планетозималей более половины астероидов должна была состоять из базальта и оливина. На деле же оказалось, что 99% базальтового материала отсутствует в поясе астероидов[37]. До 2001 года считалось, что большинство базальтовых объектов в поясе астероидов являются фрагментами коры Весты (отсюда и название класс V), однако подробное изучение астероида (1459) Магния позволило выявить определённые различия в химическом составе, открытых ранее базальтовых астероидов, что предполагает их различное просхождение[37]. Этот факт получил подтверждение в связи с открытием в 2007 году двух астероидов во внешней части пояса (7472) Кумакири и (10537) 1991 RY16, различного базальтового состава, которые не имеют никакого отношения к Весте. Эти два астероида являются единственными астероидами данного класса обнаруженными во внешней части главного пояса[36].

Прослеживается довольно чёткая зависимость между составом астероида и его расстоянием от Солнца. Как правило, каменные астероиды, состоящие из безводных силикатов расположены ближе к Солнцу, чем углеродные глинистые астероиды, в которых часто обнаруживают следы воды, в основном в связанном состоянии в виде окислов, но возможно и в виде обычного водяного льда. При этом близкие к Солнцу астероиды обладают значительно более высоким альбедо, чем астероиды в центре и на периферии, считается что это связано со свойствами той части протопланетного диска, из которого формировались астероиды. Во внутренних областях пояса влияние солнечной радиации было более значительно, что привело к выдуванию лёгких элементов, в частности воды на периферию, это привело к тому, что вода сконденсировалась на астероидах внешней части пояса, а во внутренних областях, где астероиды прогреваются достаточно хорошо, её практически не осталось.

Температура на поверхности астероида зависит от расстояния до Солнца и величины его альбедо. Для частиц пыли на расстоянии 2,2 а. е. температурный диапазон начинается с 200 K (−73 °C) и ниже, а на расстоянии 3,2 а. е. уже со 165 K (−108 °C)[38]. Однако для астероидов это не совсем справедливо, поскольку из-за вращения температуры на дневной и ночной стороне астероида могут существенно различаться.

Кометы главного пояса

Основная статья: Комета главного пояса

Среди астероидов главного пояса существуют такие, у которых на определённом расстоянии от Солнца заметили проявление кометной активности, выражающейся в появлении у них газового или пылевого хвоста, которые появляются на короткое время при прохождении тела вблизи перигелия. Поскольку орбиты, по которым движутся эти кометы, исключают возможность их появления в главном поясе путём захвата классических комет, считается, что они образовались в самом поясе, во внешней его части. Это говорит о том, что очень многие объекты внешнего пояса могут иметь лёд в своём составе, который испаряется при нагреве Солнцем поверхности астероида. Не исключена вероятность, что именно кометы главного пояса явились источником океанов на Земле, поскольку соотношение дейтерия и водорода в них является слишком низких для классических комет[39].

Орбиты и вращение

Люки Кирквуда

Основная статья: Люки Кирквуда
Этот график показывает распределение астероидов в центральной части главного пояса в зависимости от большой полуоси орбиты. Чёрные стрелки указывают на люки Кирквуда, где орбитальный резонанс с Юпитером дестабилизирует орбиты астероидов

Величина большой полуоси астероида используется для описания величины его орбиты вокруг Солнца и наряду с эксцентриситетом определяют орбитальный период астероида. В 1866 году американский астроном Дэниел Кирквуд высказал предположение о существовании в поясе астероидов пустых областей, где почти полностью отсутствуют астероиды. Периоды обращения астероидов в этих областях, получивших название люков Кирквуда, находится в простом целочисленном соотношении с орбитальным периодом Юпитера, что приводит к регулярным сближениям астероидов с планетой-гигантом, вызывая явление орбитального резонанса. При этом гравитационное влияние Юпитера вызывает дестабилизацию орбит астероидов, что выражается в увеличении эксцентриситета и, как следствие, потери устойчивости орбиты и, в конечном итоге, к выбрасыванию астероидов из области резонанса[40]. Те же астероиды, которые всё же вращаются в этих областях, либо изначально находились там ("троянцы")[41], либо были выброшены туда в результате взаимных столкновений.

Орбитальные резонансы бывают слабыми (9:2, 10:3, 11:6 и другие), когда сближения с Юпитером хоть и регулярны, но происходят не слишком часто, — в таких областях астероидов хоть и заметно меньше, но они всё же встречаются[42], и сильными (4:1, 3:1, 5:2, 2:1), когда сближения с Юпитером происходят очень часто (раз в несколько лет), — здесь астероиды уже практически отсутствуют. Весь пояс астероидов этими резонансами иногда условно разделяют на три зоны. Зона I располагается на расстоянии от 2,06 до 2,5 а. е. и ограничена орбитальными резонансами 4:1 и 3:1, Зона II находиться на расстоянии от 2,5 до 2,82 а. е. и ограничена орбитальными резонансами 3:1 и 5:2, Зона III на расстоянии от 2,82 до 3,27 а. е. и ограничена орбитальными резонансами 5:2 и 2:1[43].

Главные пояс часто также разделяют на внутренний и внешний пояс астероидов, относя к внутреннему поясу астероиды, которые располагаются ближе к орбите Марса до орбитального резонанса 3:1 на расстоянии 2,5 а. е. и к внешнему — астероиды, располагающиеся ближе к Юпитеру, уже после данной границы (некоторые авторы впрочем проводят её на расстоянии 3.3 а. е., что соответствует орбитальному резонансу 2:1).

В отличие от пробелов в кольцах Сатурна пробелы в поясе астероидов нельзя визуально увидеть при фотографировании области резонанса, поскольку все астероиды движутся по эллиптическим орбитам и время от времени пересекают резонансные орбиты. Поэтому фактически пространственная плотность астероидов в данных областях в любой момент времени не сильно отличается от соседних регионов[44].

Поскольку при формировании Солнечной системы орбита Юпитера, как и орбиты других планет, претерпевали значительные изменения, а вместе с планетой перемещались и сами области орбитальных резонансов (люки Кирквуда), это может объяснить, что некоторые крупные астероиды всё же находятся в области резонансов.

Столкновения

Метеориты

Семейства и группы астероидов

Основная статья: Семейство астероидов
На данной диаграмме зависимости наклона (ip) орбиты от эксцентриситета (ep) для астероидов главного пояса хорошо видно несколько крупных астероидных скоплений

Первые семейства астероидов были обнаружены в 1918 году японским астрономом Kiyotsugu Hirayama, который провёл сравнительный анализ орбит довольно большого числа астероидов и первым заметил, что для некоторых астероидов эти параметры очень близки друг другу[45].

На сегодняшний день известно, что почти каждый третий астероид входит в состав какого-либо семейства. Признаком принадлежности астероидов к одному семейству являются примерно одинаковые орбитальные параметры, такие как большая полуось, эксцентриситет и наклон орбиты, а также аналогичные спектральные особенности, последние указывают на общность происхождения астероидов семейства, образовавшихся в результате распада более крупного тела. Построение диаграммы зависимости наклонов орбит астероидов от их эксцентриситета позволяет наглядно выделить на диаграмме концентрации астероидов, указывающих на существование семейства. На данный момент обнаружено уже несколько десятков астероидных семейств, большинство из них довольно небольшие как по размеру астероидов, так и по их количеству, но есть и очень крупные семейства. В последнее время было обнаружено ещё несколько десятков скоплений астероидов, но их статус пока точно не определён. Он может быть окончательно подтверждён только в случае общности спектральных характеристик астероидов[46]. Меньшие ассоциации астероидов называются группами или кластерами.

Вот несколько наиболее крупных семейств астероидов, приведённых в порядке возрастания их больших полуосей: семейство Флоры, семейство Эвномии, семейство Корониды, семейство Эоса и семейство Фемиды[33]. Семейство Флоры является одним из самых многочисленных, в него входит больше 800 астероидов, возможно оно сформировалось в результате столкновения двух крупных астероидов около миллиарда лет назад[47]. Основную массу семейств представляют небольшие астероиды, но есть среди них и очень крупные. Крупнейшим астероидом, являющимся частью семейства является астероид (4) Веста, который возглавляет одноимённое семейство. Считается, что оно образовалось при падении на Весту в районе её южного полюса крупного метеорита, который выбил из неё большое количество фрагментов, ставшие астероидами семейства. Часть из них упала на Землю в виде HED метеоритов[48].

Помимо этого в главном поясе было обнаружено три полосы пыли, которые судя по орбитальным параметрам могут быть приурочены трём семействам астероидов: Эоса, Корониды и Фемиды[49].

Периферия

Молодые семейства

Некоторые из существующих на сегодня семейст образовались совсем недавно в астрономическом масштабе. Ярким примером является семейство Карин, которое сформировалось всего то 5,7 миллионов лет назад в результате катастрофического столкновения двух тел диаметром 30 и 5 км[50]. Другая молодая группа астероидов семейство Веритас образовалось 8,3 миллионов лет назад, тоже в результате столкновения, включает в себя 62 астероида, а также пылевой шлейф на орбите[51][52][53].

Крупнейшие астероиды

Исследования

Полёта космического аппарата en:Dawn Mission к астероидам (4) Веста (слева) и Церера (справа)

Первым космическим аппаратом пролетевшим через пояс астероидов стал [Пионер 10]], который вступил в область главного пояса 16 июля 1972 года. В то время ещё существовала определённая обеспокоенность по поводу возможности столкновения аппарата с каким-нибудь мелким астероидом или просто космическим мусором, однако с тех пор на пути к внешним планетам через пояс астероидов без всяких инцедентов пролетело уже 9 космических аппаратов. Аппарата Пионер 11, Воядржер 1 и Воядржер 2, а также зонд Ulysses пролетали через пояс без запланированных или случайных сближений с астероидами и их изучения. Аппарат Галилео стал первым космическим аппаратом с которого были получены снимки астероида. Первым из них стал астероид (951) Гаспра в 1991 году и астероид (243) Ида в 1993 году. После этого в НАСА была принята программа, согласно которой, любой аппарат пролетающий через пояс астероидов должен по возможности пролететь мимо какого либо астероида. В последущие годы космическими зондами и аппаратами были получены изображения ряда мелких астероидов, таких как (253) Матильда в 1997 году с аппарата NEAR, (2685) Мазурский в 2000 году с Cassini, (5535) Аннефранк в 2002 с Stardust, (132524) APL в 2006 с зонда Новые горизонты и наконец в 2008 с Розетты фотографии астероида (2867) Штейнс[54].

Все изображения астероидов главного пояса, переданные космическими аппаратами, получены в результате краткого пролёта зондов вблизи астероидов на пути к основной цели миссии — для подробного изучения астероидов аппараты ещё почти никто не отправлял, разве что только аппарат Хаябуса (КА) имел главной целью именно изучение астероида (25143) Итокава, который в течение длительного времени изучал поверхность астероида и даже впервые в истории доставил частицы грунта с поверхности астероида.

Однако недавно ситуация изменилась и 27 сентября 2007 года к крупнейшим астероидам Весте и Церере была отправлена автоматическая межпланетная станция «Рассвет». Планируется что аппарат достигнет Весты уже в 2011 году и непросто пролетим мимо, а выйдет на её орбиту и после изучения астероида в течение полугода направится к Церере, которую достигнет в 2015 году. Если зонд будет продолжать работать и после изучения этих двух астероидов, то возможно расширение его миссии для исследовании Паллады.

Астероиды как источники ресурсов

Гипотезы возникновения

Исследователи космоса высказывают различные соображения о причине большой концентрации астероидов в сравнительно узком пространстве межпланетной среды между орбитами Марса и Юпитера.

Одной из наиболее распространённых ранее гипотез происхождения тел пояса астероидов являлась гипотеза о разрушении гипотетической планеты Фаэтон. Большинство современных исследователей, однако, отвергают теорию Фаэтона. Аргументом являются малая суммарная масса астероидов и практическая невозможность формирования крупного объекта типа планеты в области Солнечной системы, испытывающей сильные гравитационные возмущения от Юпитера. Таким образом, скорее всего пояс астероидов является не разрушенной планетой, а планетой, которая так и не смогла сформироваться ввиду гравитационного влияния Юпитера и, в меньшей степени, других планет-гигантов.

См. также

Примечания

  1. ↑ Э. В. Кононович, В. И. Мороз. Общий курс астрономии. Учебник для астрономических отделений высших учебных заведений. / Под ред. В. В. Иванова. — 2-е изд., исправленное. — М.: Эдиториал УРСС, 2004. — ISBN 5-354-00866-2.
  2. ↑ П. Г. Куликовский. Справочник любителя астрономии / Под ред. В. Г. Сурдина. — 5-е изд., переработанное и полностью обновлённое. — М.: Эдиториал УРСС, 2002. — ISBN 5-8360-0303-3.
  3. ↑ Жанлука Ранцини. Космос. Сверхновый атлас Вселенной. / Перевод с итал. Г.И. Семенова. — М.: Эксмо, 2007. — ISBN 978-5-699-11424-5.
  4. ↑ 1 2 Yeomans, Donald K. JPL Small-Body Database Browser. NASA JPL (13 июля 2006). Дата обращения: 27 сентября 2010.
  5. ↑ Mann, Robert James. A Guide to the Knowledge of the Heavens. — Jarrold, 1852. — P. 171, 216.
  6. ↑ "Further Investigation relative to the form, the magnitude, the mass, and the orbit of the Asteroid Planets". The Edinburgh New Philosophical Journal. 5: 191. январь-апрель 1857. {{cite journal}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  7. ↑ von Humboldt, Alexander. Cosmos: A Sketch of a Physical Description of the Universe. — Harper & Brothers, New York (NY), 1850. — Vol. 1. — P. 44. — ISBN 0-8018-5503-9.
  8. ↑ 1 2 Hilton, J. When Did the Asteroids Become Minor Planets? US Naval Observatory (USNO) (2001). Дата обращения: 1 октября 2007.
  9. ↑ Dawn: A Journey to the Beginning of the Solar System. Space Physics Center: UCLA (2005). Дата обращения: 3 ноября 2007.
  10. ↑ 1 2 Hoskin, Michael. Bode's Law and the Discovery of Ceres. Churchill College, Cambridge. Дата обращения: 12 июля 2010.
  11. ↑ 1 2 "Call the police! The story behind the discovery of the asteroids". en:Astronomy Now (июнь 2007): 60—61.
  12. ↑ Pogge, Richard. An Introduction to Solar System Astronomy: Lecture 45: Is Pluto a Planet? An Introduction to Solar System Astronomy. en:Ohio State University (2006). Дата обращения: 11 ноября 2007.
  13. ↑ etymonline: asteroid. Дата обращения: 5 ноября 2007.
  14. ↑ DeForest, Jessica. Greek and Latin Roots. Michigan State University (2000). Дата обращения: 25 июля 2007.
  15. ↑ Cunningham, Clifford. William Hershel and the First Two Asteroids. Dance Hall Observatory, Ontario (1984). Дата обращения: 5 ноября 2007.
  16. ↑ Карпенко Ю. А. Глава VII Астероиды // Названия звёздного неба / А. В. Суперанская. — М.: Наука, 1981. — С. 97. — 184 с.
  17. ↑ Staff. Astronomical Serendipity. NASA JPL (2002). Дата обращения: 20 апреля 2007.
  18. ↑ Is it a coincidence that most of the planets fall within the Titius-Bode law's boundaries? astronomy.com. Дата обращения: 16 октября 2007.
  19. ↑ Hughes, David W. A Brief History of Asteroid Spotting. BBC (2007). Дата обращения: 20 апреля 2007.
  20. ↑ Asteroid Discovery From 1980—2010
  21. ↑ MPC Archive Statistics
  22. ↑ A Brief History of Asteroid Spotting. Open2.net. Дата обращения: 15 мая 2007.
  23. ↑ Masetti, M.; and Mukai, K. Origin of the Asteroid Belt. NASA Goddard Spaceflight Center (1 декабря 2005). Дата обращения: 25 апреля 2007.
  24. ↑ Stern, Alan (June 2, 2006). "New Horizons Crosses The Asteroid Belt". Space Daily. Дата обращения: 14 апреля 2007.
  25. ↑ Yeomans, Donald K. JPL Small-Body Database Search Engine. NASA JPL (26 апреля 2007). Дата обращения: 26 апреля 2007.
  26. ↑ Tedesco, E. F.; and Desert, F.-X. (2002). "The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search". The Astronomical Journal. 123 (4): 2070—2082. Bibcode:2002AJ....123.2070T. doi:10.1086/339482.{{cite journal}}: Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
  27. ↑ Ошибка в сносках?: Неверный тег <ref>; для сносок mpc не указан текст
  28. ↑ Krasinsky, G. A. [in английский] (2002). "Hidden Mass in the Asteroid Belt". Icarus. 158 (1): 98—105. Bibcode:2002Icar..158...98K. doi:10.1006/icar.2002.6837. {{cite journal}}: Неизвестный параметр |coauthors= игнорируется (|author= предлагается) (справка); Неизвестный параметр |month= игнорируется (справка)
  29. ↑ Pitjeva, E. V. [in английский] (2005). "High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants" (PDF). Solar System Research. 39 (3): 176. doi:10.1007/s11208-005-0033-2.
  30. ↑ Ошибка в сносках?: Неверный тег <ref>; для сносок halfmass не указан текст
  31. ↑ 1 2 Wiegert, P.; Balam, D.; Moss, A.; Veillet, C.; Connors, M.; and Shelton, I. (2007). "Evidence for a Color Dependence in the Size Distribution of Main-Belt Asteroids" (abstract). The Astronomical Journal. 133 (4): 1609—1614. doi:10.1086/512128. Дата обращения: 6 сентября 2008.{{cite journal}}: Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
  32. ↑ Clark, B. E. (1996). "New News and the Competing Views of Asteroid Belt Geology". Lunar and Planetary Science. 27: 225—226. Bibcode:1996LPI....27..225C.
  33. ↑ 1 2 Lang, Kenneth R. Asteroids and meteorites. NASA's Cosmos (2003). Дата обращения: 2 апреля 2007.
  34. ↑ Margot, J. L.; and Brown, M. E. (2003). "A Low-Density M-type Asteroid in the Main Belt". Science. 300 (5627): 1939—1942. Bibcode:2003Sci...300.1939M. doi:10.1126/science.1085844. PMID 12817147.{{cite journal}}: Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
  35. ↑ Mueller, M.; Harris, A. W.; Delbo, M.; and the MIRSI Team (2005). "21 Lutetia and other M-types: Their sizes, albedos, and thermal properties from new IRTF measurements". Bulletin of the American Astronomical Society. 37: 627. Bibcode:2005DPS....37.0702M.{{cite journal}}: Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
  36. ↑ 1 2 Duffard, R.; and Roig, F. Two new basaltic asteroids in the Outer Main Belt (2007). Дата обращения: 14 октября 2007.
  37. ↑ 1 2 Than, Ker. Strange Asteroids Baffle Scientists. space.com (2007). Дата обращения: 14 октября 2007.
  38. ↑ Low, F. J.; et al. (1984). "Infrared cirrus - New components of the extended infrared emission". Astrophysical Journal, Part 2 – Letters to the Editor. 278: L19—L22. Bibcode:1984ApJ...278L..19L. doi:10.1086/184213. {{cite journal}}: Явное указание et al. в: |author= (справка)
  39. ↑ Interview with David Jewitt
  40. ↑ Fernie, J. Donald (1999). "The American Kepler". The Americal Scientist. 87 (5): 398. Дата обращения: 4 февраля 2007.
  41. ↑ Liou, Jer-Chyi; and Malhotra, Renu (1997). "Depletion of the Outer Asteroid Belt". Science. 275 (5298): 375—377. doi:10.1126/science.275.5298.375. PMID 8994031. Дата обращения: 1 августа 2007.{{cite journal}}: Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
  42. ↑ Ferraz-Mello, S. (June 14-18, 1993). "Kirkwood Gaps and Resonant Groups". proceedings of the 160th International Astronomical Union. Belgirate, Italy: Kluwer Academic Publishers. pp. 175—188. Дата обращения: 28 марта 2007. {{cite conference}}: Неизвестный параметр |booktitle= игнорируется (|book-title= предлагается) (справка)Википедия:Обслуживание CS1 (формат даты) (ссылка)
  43. ↑ Klacka, Jozef (1992). "Mass distribution in the asteroid belt". Earth, Moon, and Planets. 56 (1): 47—52. Bibcode:1992EM&P...56...47K. doi:10.1007/BF00054599.
  44. ↑ Ошибка в сносках?: Неверный тег <ref>; для сносок mnras244 не указан текст
  45. ↑ Hughes, David W. Finding Asteroids In Space. BBC (2007). Дата обращения: 20 апреля 2007.
  46. ↑ Lemaitre, Anne (August 31-September 4, 2004). "Asteroid family classification from very large catalogues". Proceedings Dynamics of Populations of Planetary Systems. Belgrade, Serbia and Montenegro: Cambridge University Press. pp. 135—144. Дата обращения: 15 апреля 2007. {{cite conference}}: Проверьте значение даты: |date= (справка); Неизвестный параметр |booktitle= игнорируется (|book-title= предлагается) (справка)
  47. ↑ Martel, Linda M. V. Tiny Traces of a Big Asteroid Breakup. Planetary Science Research Discoveries (9 марта 2004). Дата обращения: 2 апреля 2007.
  48. ↑ Drake, Michael J. (2001). "The eucrite/Vesta story". Meteoritics & Planetary Science. 36 (4): 501—513. Bibcode:2001M&PS...36..501D. doi:10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x.
  49. ↑ Love, S. G.; and Brownlee, D. E. (1992). "The IRAS dust band contribution to the interplanetary dust complex - Evidence seen at 60 and 100 microns". Astronomical Journal. 104 (6): 2236—2242. Bibcode:1992AJ....104.2236L. doi:10.1086/116399.{{cite journal}}: Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
  50. ↑ "SwRI researchers identify asteroid breakup event in the main asteroid belt". SpaceRef.com. June 12, 2002. Дата обращения: 15 апреля 2007.
  51. ↑ McKee, Maggie (18 января 2006). "Eon of dust storms traced to asteroid smash". New Scientist Space. Дата обращения: 15 апреля 2007.
  52. ↑ Nesvorný, D.; Vokrouhlick, D.; and Bottke, W. F. (2006). "The Breakup of a Main-Belt Asteroid 450 Thousand Years Ago". Science. 312 (5779): 1490. doi:10.1126/science.1126175. PMID 16763141. Дата обращения: 15 апреля 2007.{{cite journal}}: Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
  53. ↑ Nesvorný, D.; Bottke, W. F.; Levison, H. F.; and Dones, L. (2003). "Recent Origin of the Solar System Dust Bands" (PDF). The Astrophysical Journal. 591 (1): 486—497. doi:10.1086/374807. Дата обращения: 15 апреля 2007.{{cite journal}}: Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
  54. ↑ Barucci, M. A.; Fulchignoni, M.; and Rossi, A. (2007). "Rosetta Asteroid Targets: 2867 Steins and 21 Lutetia". Space Science Reviews. 128 (1—4): 67—78. doi:10.1007/s11214-006-9029-6.{{cite journal}}: Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)

Литература

  • Elkins-Tanton, Linda T. Asteroids, Meteorites, and Comets. — First. — New York : Chelsea House, 2006. — ISBN 0-8160-5195-X.

Ссылки

Шаблон:Link FA Шаблон:Link FA Шаблон:Link FA Шаблон:Link FA Шаблон:Link GA

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Пояс_астероидов&oldid=35192003