Asteroidet? Para së gjithash, dua të them se ky është emri i trupave të ngurtë gurorë që lëvizin përgjatë orbitave rrethore diellore të një forme eliptike si planetët. Sidoqoftë, asteroidët hapësinorë janë shumë më të vegjël se, në fakt, vetë planetët. Diametri i tyre është kushtimisht afërsisht brenda kufijve të mëposhtëm: nga disa dhjetëra metra në mijëra kilometra.

Duke bërë pyetjen se çfarë janë asteroidet, një person mendon pa dashje se nga erdhi ky term, çfarë do të thotë. Përkthehet si "yll" dhe u prezantua në shekullin e 18-të nga një astronom i quajtur William Herschel.

Kometat dhe asteroidët mund të shihen si burime pikash të një drite të caktuar, pak a shumë të ndritshme. Edhe pse në intervalin e dukshëm, të dhënat nuk lëshojnë asgjë - ato vetëm pasqyrojnë dritën e diellit që bie mbi to. Duhet të theksohet se kometat janë të ndryshme nga asteroidët. E para është pamja e tyre e ndryshme. Kometa është lehtësisht e dallueshme nga bërthama dhe bishti i saj me shkëlqim të ndezur që vjen prej saj.

Shumica e asteroidëve që njihen sot për astronomët lëvizin midis orbitave të Jupiterit dhe Marsit në një distancë prej rreth 2.2-3.2 AU. e. (dmth nga Dielli. Deri më sot shkencëtarët kanë zbuluar rreth 20 mijë asteroidë. Vetëm pesëdhjetë për qind e tyre janë regjistruar. Çfarë janë asteroidet me regjistrim? Këta janë trupa qiellorë që u janë caktuar numra dhe ndonjëherë edhe të tyre. Orbitat e tyre llogariten me saktësi shumë të lartë. Duhet të theksohet se këta trupa qiellorë zakonisht kanë emrat që u caktuan zbuluesit e tyre. Emrat për asteroidët janë marrë, si rregull, nga mitologjia e lashtë greke.

Në përgjithësi, nga përkufizimi i mësipërm bëhet e qartë se çfarë janë asteroidët. Megjithatë, çfarë tjetër është karakteristikë e tyre?

Si rezultat i vëzhgimeve të bëra për këto trupa qiellorë përmes një teleskopi, u zbulua një fakt interesant. Shkëlqimi i një numri të madh asteroidësh mund të ndryshojë, dhe në një kohë shumë të shkurtër - duhen disa ditë, apo edhe disa orë. Shkencëtarët kanë sugjeruar prej kohësh se këto ndryshime në shkëlqimin e asteroidëve lidhen me rrotullimin e tyre. Duhet të theksohet se ato shkaktohen - në radhë të parë - nga format e tyre të parregullta. Dhe fotografitë e para në të cilat u kapën këta trupa qiellorë (fotografitë e marra me ndihmën e konfirmuan këtë teori, dhe gjithashtu treguan sa vijon: sipërfaqet e asteroidëve janë të mbushura plotësisht me kratere të thella dhe gypa të madhësive të ndryshme.

Asteroidi më i madh i zbuluar në sistemin tonë diellor më parë konsiderohej trupi qiellor Ceres, dimensionet e të cilit ishin rreth 975 x 909 kilometra. Por që nga viti 2006, ajo ka marrë një status tjetër. Dhe filloi të quhet Dhe dy asteroidët e tjerë të mëdhenj (nën emrat Pallas dhe Vesta) kanë një diametër prej 500 kilometrash! Duhet të theksohet edhe një fakt tjetër interesant. Fakti është se Vesta është asteroidi i vetëm që mund të vëzhgohet me sy të lirë.

Asteroidët janë botë të vogla shkëmbore që rrotullohen rreth Diellit tonë në hapësirën e jashtme. Ata janë shumë të vegjël për t'u quajtur planetë. Ata njihen gjithashtu si planetoidë ose planetë të vegjël. Në total, masa e të gjithë asteroidëve është më e vogël se masa e hënës së Tokës. Megjithatë, kjo është madhësia e tyre dhe masa relativisht e vogël, nuk i bën ato objekte hapësinore të sigurta. Shumë prej tyre kanë rënë në sipërfaqen e Tokës në të kaluarën dhe do të vazhdojnë të bien në të ardhmen. Kjo është një nga arsyet pse astronomët studiojnë asteroidët dhe janë gati të mësojnë orbitat dhe karakteristikat fizike të tyre.

Shumica e asteroidëve janë në një unazë të madhe midis orbitave të Marsit dhe Jupiterit. Më shpesh, ky vend njihet si brezi kryesor i asteroidëve. Shkencëtarët vlerësojnë se brezi i asteroidëve përmban rreth 200 asteroidë me diametër më të madh se 100 kilometra, më shumë se 75,000 asteroidë me diametër më të madh se 1 kilometër dhe miliona trupa më të vegjël.

Numri i përafërt i asteroideve N me diametër më të madh se D

Sidoqoftë, jo të gjitha objektet në rripin kryesor të asteroidëve janë astroidë - së fundmi atje janë zbuluar kometa, përveç kësaj, ekziston Ceres, një asteroid që, për shkak të madhësisë së tij, është ngritur në statusin e një planeti xhuxh.

Vendndodhja, si dhe madhësia e asteroideve, gjithashtu mund të ndryshojnë. Për shembull, asteroidët e quajtur Trojans gjenden përgjatë rrugës orbitale të Jupiterit. Asteroidët nga grupet Amur dhe Apollo, për shkak të afërsisë së tyre me qendrën e sistemit diellor, mund të kalojnë orbitën e Tokës.

Si formohen asteroidet?

Asteroidët janë material i mbetur nga formimi i sistemit tonë diellor rreth 4.6 miliardë vjet më parë.

Procesi i formimit të tyre është i ngjashëm me procesin e formimit të planetëve, por derisa Jupiteri të ketë fituar masën e tij aktuale. Pas kësaj, më shumë se 99% e masës totale të asteroidëve të formuar u hodhën nga rripi kryesor nga ndikimi gravitacional i Jupiterit. 1% e mbetur është ajo që shohim në rripin kryesor të asteroidëve.

Si klasifikohen asteroidet?

Asteroidët klasifikohen në varësi të vendndodhjes së orbitës së lëvizjes së tij dhe elementëve nga të cilët përbëhen. Aktualisht, tre klasa kryesore të asteroidëve janë identifikuar me saktësi, në varësi të përbërjes së tyre kimike.

Klasa C: Më shumë se 75% e asteroidëve të njohur i përkasin kësaj klase. Ato përmbajnë sasi të mëdha të karbonit dhe komponimeve të tij. Ky lloj asteroidi është i përhapur në rajonin e jashtëm të Brezit Kryesor të Asteroidit;

Klasa S: Ky lloj asteroidi përbën rreth 17% të asteroidëve të njohur, të cilët ndodhen kryesisht në rajonin e brendshëm të brezit të asteroidëve. Baza e tyre është shkëmbi guror.

Klasa M: Ky lloj asteroidësh përbëhet kryesisht nga komponime metalike dhe zë pjesën e mbetur të asteroidëve të njohur.

Duhet të theksohet se klasifikimi i mësipërm mbulon shumicën e asteroidëve. Por ka edhe specie të tjera mjaft të rralla.

tiparet e asteroideve.

Asteroidët mund të ndryshojnë shumë në madhësi. Ceres është përfaqësuesi më i madh i brezit kryesor të asteroidëve dhe ka një diametër rreth 940 kilometra. Një nga përfaqësuesit më të vegjël të rripit, i quajtur 1991 BA, u gjet në vitin 1991 dhe është vetëm 6 metra në diametër.

10 asteroidët e parë të zbuluar

Pothuajse të gjithë asteroidët kanë formë të çrregullt. Vetëm më të mëdhenjtë kanë një formë afërsisht sferike. Më shpesh, sipërfaqja e tyre është e mbuluar plotësisht me kratere - për shembull, në Vesta ka një krater me një diametër prej rreth 460 kilometrash. Sipërfaqja e shumicës së asteroidëve është e mbuluar me një shtresë të thellë pluhuri kozmik.

Shumica e asteroidëve rrotullohen në heshtje në orbita eliptike rreth Diellit, por kjo nuk i pengon përfaqësuesit individualë të krijojnë trajektore më kaotike të lëvizjes së tyre. Aktualisht, astronomët dinë rreth 150 asteroidë që kanë satelitë të vegjël. Ekzistojnë gjithashtu asteroidë binarë ose të dyfishtë me përafërsisht të njëjtën madhësi që rrotullohen rreth qendrës së masës që ata krijuan. Shkencëtarët e dinë gjithashtu ekzistencën e sistemeve të trefishta asteroide.

Sipas shkencëtarëve, shumë asteroidë në procesin e formimit të sistemit diellor u kapën nga tërheqja gravitacionale e planetëve të tjerë. Pra, si shembull, mund të citojmë hënat e Marsit - Deimos dhe Phobos, të cilat në të kaluarën e largët kanë qenë me shumë gjasa asteroidë. E njëjta histori mund të ndodhë me shumicën e hënave të vogla të vendosura në orbitat rreth gjigantëve të gazit - Jupiterit, Saturnit, Uranit dhe Neptunit.

Temperatura në sipërfaqen e shumicës së asteroidëve nuk i kalon -73 gradë Celsius. Asteroidët në pjesën më të madhe mbetën të paprekur nga trupat hapësinorë për miliarda vjet. Ky fakt i lejon shkencëtarët, duke kryer kërkimet e tyre, të kuptojnë dhe studiojnë procesin e formimit dhe evolucionit të sistemit diellor.

A janë asteroidët të rrezikshëm për Tokën?

Që kur Toka u formua 4.5 miliardë vjet më parë, asteroidët kanë rënë vazhdimisht në sipërfaqen e saj. Megjithatë, rënia e objekteve të mëdha është një ngjarje mjaft e rrallë.

Rënia e asteroidëve me madhësi rreth 400 metra në diametër mund të çojë në një katastrofë globale në Tokë. Studiuesit llogaritën se ndikimi i një asteroidi të kësaj madhësie mund të ngrejë mjaft pluhur në atmosferë për të krijuar një "dimër bërthamor" në Tokë. Rënia e objekteve të tilla ndodh mesatarisht një herë në 100,000 vjet.

Asteroidët e vegjël, të cilët mund të shkatërrojnë një qytet ose të shkaktojnë një cunami të madh, por nuk do të çojnë në një katastrofë globale, bien në Tokë pak më shpesh, afërsisht çdo 1000 - 10000 vjet.

Shembulli i fundit i mrekullueshëm është rënia e një asteroidi me një diametër prej rreth 20 metrash në rajonin e Chelyabinsk. Si pasojë e goditjes, në sipërfaqen e saj u formua një valë goditëse, nga e cila u plagosën më shumë se 1600 persona, shumica prej xhami të thyer. Fuqia totale e shpërthimit, sipas vlerësimeve të ndryshme, ishte rreth 100 - 200 kiloton TNT.

Artikuj të dobishëm që do t'i përgjigjen shumicës së pyetjeve interesante në lidhje me asteroidët.

objekte të qiellit të thellë

Asteroidët janë trupa qiellorë që u formuan për shkak të tërheqjes reciproke të gazit dhe pluhurit të dendur që rrotullohen rreth Diellit tonë në një fazë të hershme të formimit të tij. Disa nga këto objekte, si një asteroid, kanë arritur masë të mjaftueshme për të formuar një bërthamë të shkrirë. Në momentin që Jupiteri arriti masën e tij, shumica e planetosimalëve (protoplanetët e ardhshëm) u ndanë dhe u hodhën nga brezi fillestar i asteroidëve midis Marsit dhe. Gjatë kësaj epoke, një pjesë e asteroidëve u formua për shkak të përplasjes së trupave masive brenda ndikimit të fushës gravitacionale të Jupiterit.

Klasifikimi i orbitës

Asteroidët klasifikohen sipas veçorive të tilla si reflektimet e dukshme të dritës së diellit dhe karakteristikat e orbitave të tyre.

Sipas karakteristikave të orbitave, asteroidët kombinohen në grupe, ndër të cilat mund të dallohen familjet. Një grup asteroidësh konsiderohet të jetë një numër i caktuar trupash të tillë, karakteristikat orbitale të të cilëve janë të ngjashme, domethënë, gjysmë boshti, ekscentriciteti dhe prirja orbitale. Një familje asteroidësh duhet të konsiderohet një grup asteroidësh që nuk lëvizin vetëm në orbita të ngushta, por ndoshta janë fragmente të një trupi të madh dhe janë formuar si rezultat i ndarjes së tij.

Më e madhja nga familjet e njohura mund të përmbajë disa qindra asteroidë, ndërsa familjet më kompakte mund të përmbajnë deri në dhjetë. Përafërsisht 34% e trupave të asteroidëve janë anëtarë të familjeve të asteroideve.

Si rezultat i formimit të shumicës së grupeve të asteroidëve në sistemin diellor, trupi i tyre mëmë u shkatërrua, megjithatë, ka edhe grupe të tilla, trupi mëmë i të cilëve mbijetoi (për shembull).

Klasifikimi sipas spektrit

Klasifikimi spektral bazohet në spektrin e rrezatimit elektromagnetik, i cili është rezultat i asteroidit që reflekton rrezet e diellit. Regjistrimi dhe përpunimi i këtij spektri bën të mundur studimin e përbërjes së një trupi qiellor dhe caktimin e një asteroidi në një nga klasat e mëposhtme:

• Grupi i asteroideve të karbonit ose grupi C. Përfaqësuesit e këtij grupi përbëhen kryesisht nga karboni, si dhe elementë që ishin pjesë e diskut protoplanetar të sistemit tonë diellor në fazat e hershme të formimit të tij. Hidrogjeni dhe heliumi, si dhe elementë të tjerë të paqëndrueshëm, praktikisht mungojnë në asteroidet karbonike, megjithatë, prania e mineraleve të ndryshme është e mundur. Një tipar tjetër dallues i trupave të tillë është albedo - reflektimi i tyre i ulët, i cili kërkon përdorimin e mjeteve më të fuqishme të vëzhgimit sesa në studimin e asteroideve të grupeve të tjera. Më shumë se 75% e asteroidëve në sistemin diellor janë përfaqësues të grupit C. Trupat më të famshëm të këtij grupi janë Hygiea, Pallas, dhe dikur - Ceres.
• Një grup asteroidësh silikoni ose grupi S. Asteroidet e këtij lloji përbëhen kryesisht nga hekur, magnez dhe disa minerale të tjera shkëmbore. Për këtë arsye, asteroidët e silikonit quhen edhe asteroidë me gurë. Trupa të tillë kanë një albedo mjaft të lartë, e cila ju lejon të vëzhgoni disa prej tyre (për shembull, Irida) thjesht me dylbi. Numri i asteroideve të silikonit në sistemin diellor është 17% e totalit, dhe ata janë më të zakonshëm në një distancë deri në 3 njësi astronomike nga Dielli. Përfaqësuesit më të mëdhenj të grupit S: Juno, Amphitrite dhe Herculina.

asteroidet

Asteroidet. Informacion i pergjithshem

Fig.1 Asteroidi 951 Gaspra. Kredia: NASA

Përveç 8 planetëve të mëdhenj, sistemi diellor përfshin një numër të madh trupash kozmikë më të vegjël të ngjashëm me planetët - asteroidë, meteoritë, meteorë, objekte të rripit Kuiper, "Centaurs". Ky artikull do të fokusohet tek asteroidët, të cilët deri në vitin 2006 quheshin edhe planetë të vegjël.

Asteroidët janë trupa me origjinë natyrore, që rrotullohen rreth Diellit nën ndikimin e gravitetit, që nuk lidhen me planetë të mëdhenj, kanë një madhësi më shumë se 10 m dhe nuk tregojnë aktivitet kometar. Shumica e asteroidëve shtrihen në brezin midis orbitave të planetëve Mars dhe Jupiter. Brenda brezit, ka më shumë se 200 asteroidë, diametri i të cilëve kalon 100 km dhe 26 me një diametër më të madh se 200 km. Numri i asteroidëve me diametër më shumë se një kilometër, sipas vlerësimeve moderne, i kalon 750 mijë apo edhe një milion.

Aktualisht, ekzistojnë katër metoda kryesore për përcaktimin e madhësisë së asteroideve. Metoda e parë bazohet në vëzhgimin e asteroidëve përmes teleskopëve dhe përcaktimin e sasisë së dritës së diellit të reflektuar nga sipërfaqja e tyre dhe nxehtësisë së çliruar. Të dyja sasitë varen nga madhësia e asteroidit dhe largësia e tij nga Dielli. Metoda e dytë bazohet në vëzhgimin vizual të asteroidëve teksa kalojnë përpara një ylli. Metoda e tretë përfshin përdorimin e teleskopëve radio për të marrë imazhe të asteroidëve. Më në fund, metoda e katërt, e cila u përdor për herë të parë në vitin 1991 nga anija kozmike Galileo, përfshin studimin e asteroidëve nga një distancë e afërt.

Duke ditur numrin e përafërt të asteroidëve brenda brezit kryesor, madhësinë dhe përbërjen e tyre mesatare, është e mundur të llogaritet masa e tyre totale, e cila është 3,0-3,6 10 21 kg, që është 4% e masës së satelitit natyror të Hënës të Tokës. . Në të njëjtën kohë, 3 asteroidët më të mëdhenj: 4 Vesta, 2 Pallas, 10 Gigei përbëjnë 1/5 e të gjithë masës së asteroidëve në brezin kryesor. Nëse marrim parasysh edhe masën e planetit xhuxh Ceres, i cili konsiderohej asteroid deri në vitin 2006, rezulton se masa e më shumë se një milion asteroidëve të mbetur është vetëm 1/50 e masës së Hënës, që është jashtëzakonisht i vogël sipas standardeve astronomike.

Temperatura mesatare e asteroideve është -75°C.

Historia e vëzhgimit dhe studimit të asteroidëve

Fig.2 Asteroidi i parë i zbuluar Ceres, i klasifikuar më vonë si një planet i vogël. Kredia: NASA, ESA, J.Parker (Instituti i Kërkimeve Jugperëndimore), P.Thomas (Universiteti Cornell), L.McFadden (Universiteti i Maryland, College Park) dhe M.Mutchler dhe Z.Levay (STScI)

Planeti i parë i vogël i zbuluar ishte Ceres, i zbuluar nga astronomi italian Giuseppe Piazzi në qytetin sicilian të Palermos (1801). Në fillim, Giuseppe mendoi se objekti që pa ishte një kometë, por pasi matematikani gjerman Karl Friedrich Gauss përcaktoi parametrat e orbitës së një trupi kozmik, bëhet e qartë se ka shumë të ngjarë të jetë një planet. Një vit më vonë, sipas efemeris së Gausit, Ceres gjendet nga astronomi gjerman G. Olbers. Trupi, i quajtur Piazzi Ceres, për nder të perëndeshës së lashtë romake të pjellorisë, ishte në atë distancë nga Dielli, në të cilin, sipas rregullit Titius-Bode, duhej të ishte vendosur një planet i madh në sistemin diellor, të cilin astronomët janë kërkuar që nga fundi i shekullit të 18-të.

Në vitin 1802, astronomi anglez W. Herschel prezanton një term të ri "asteroid". Herschel i quajti asteroidet objekte kozmike, të cilat, kur vëzhgoheshin përmes teleskopit, dukeshin si yje të zbehtë, në ndryshim nga planetët, të cilët, kur vëzhgoheshin vizualisht, ishin në formë disku.

Në 1802-07. U zbuluan asteroidet Pallas, Juno dhe Vesta. Pastaj erdhi një epokë qetësie që zgjati rreth 40 vjet, gjatë së cilës nuk u zbulua asnjë asteroid i vetëm.

Në 1845, astronomi amator gjerman Karl Ludwig Henke, pas 15 vjet kërkimi, zbulon asteroidin e pestë të brezit kryesor - Astrea. Që nga ajo kohë, fillon vetëm një "gjueti" globale për asteroidët e të gjithë astronomëve në botë, sepse. para zbulimit të Hencke në botën shkencore, besohej se kishte vetëm katër asteroidë dhe tetë vjet kërkime të pafrytshme gjatë viteve 1807-15. duket se e mbështet këtë hipotezë.

Në 1847, astronomi anglez John Hynd zbuloi asteroidin Iridu, pas të cilit të paktën një asteroid është zbuluar çdo vit deri më tani (përveç vitit 1945).

Në vitin 1891, astronomi gjerman Maximilian Wolf filloi të përdorte metodën e astrofotografisë për të zbuluar asteroidët, në të cilat asteroidët linin linja të shkurtra drite në fotografi me një periudhë të gjatë ekspozimi (ndriçimi i shtresave foto). Duke përdorur këtë metodë, Wolf arriti të zbulojë 248 asteroidë në një periudhë të shkurtër kohe, d.m.th. vetëm pak më pak se ajo që u zbulua në pesëdhjetë vjet vëzhgime para tij.

Në 1898, Erosi u zbulua, duke iu afruar Tokës në një distancë të rrezikshme. Më pas, u zbuluan edhe asteroidë të tjerë që i afroheshin orbitës së tokës, dhe ata u identifikuan si një klasë e veçantë e Cupids.

Në vitin 1906, Akili u zbulua duke ndarë një orbitë me Jupiterin dhe duke ndjekur para tij me të njëjtën shpejtësi. Të gjitha objektet e ngjashme të zbuluara rishtazi filluan të quheshin Trojanë për nder të heronjve të Luftës së Trojës.

Në 1932, u zbulua Apollo - përfaqësuesi i parë i klasës Apollo, i cili në perihelion i afrohet Diellit më afër se Toka. Në 1976, u zbulua Aton, i cili shënoi fillimin e një klase të re - atonet, madhësia e boshtit kryesor të orbitës së të cilit është më pak se 1 AU. Dhe në 1977, u zbulua planeti i parë i vogël që nuk i afrohet kurrë orbitës së Jupiterit. Planete të tilla të vogla quheshin Centaurë si shenjë e afërsisë së tyre me Saturnin.

Në vitin 1976, u zbulua asteroidi i parë afër Tokës i grupit Atons.

Në vitin 1991 u gjet Damocles, i cili ka një orbitë shumë të zgjatur dhe të prirur fort, karakteristike për kometat, por nuk formon një bisht kometë kur i afrohet Diellit. Objekte të tilla u bënë të njohura si Damocloids.

Në vitin 1992, ishte e mundur të shihej objekti i parë nga brezi i planetëve të vegjël të parashikuar nga Gerard Kuiper në 1951. U emërua 1992 QB1. Pas kësaj, në brezin Kuiper çdo vit filluan të gjendeshin gjithnjë e më shumë objekte të mëdha.

Në vitin 1996, filloi një epokë e re në studimin e asteroidëve: Administrata Kombëtare e Aeronautikës dhe Hapësirës e SHBA dërgoi anijen kozmike NEAR tek asteroidi Eros, i cili supozohej jo vetëm të fotografonte asteroidin që fluturonte pranë tij, por gjithashtu të bëhej një satelit artificial i Erosit. , dhe më pas ulet në sipërfaqen e saj.

Më 27 qershor 1997, rrugës për në Eros, NEAR fluturoi në një distancë prej 1212 km. nga asteroidi i vogël Matilda, duke bërë mbi 50 m bardh e zi dhe 7 imazhe me ngjyra që mbulojnë 60% të sipërfaqes së asteroidit. U mat edhe fusha magnetike dhe masa e Matildës.

Në fund të vitit 1998, për shkak të humbjes së komunikimit me anijen kozmike për 27 orë, koha për të hyrë në orbitën e Erosit u shty nga 10 janari 1999 në 14 shkurt 2000. Në kohën e caktuar, NEAR hyri në një asteroid të lartë orbitë me një periapsis prej 327 km dhe një apoapsis prej 450 km. Fillon një ulje graduale e orbitës: më 10 mars, pajisja hyri në një orbitë rrethore me një lartësi prej 200 km, më 11 prill orbita u ul në 100 km, më 27 dhjetor pati një rënie në 35 km, pas së cilës misioni i pajisjes hyri në fazën përfundimtare me qëllim uljen në sipërfaqen e asteroidit. Në fazën e rënies - 14 Mars 2000, "NEAR spacecraft" u riemërua për nder të gjeologut dhe shkencëtarit planetar amerikan Eugene Shoemaker, i cili vdiq tragjikisht në një aksident automobilistik në Australi, në "NEAR Shoemaker".

Më 12 shkurt 2001, NEAR filloi ngadalësimin, i cili zgjati 2 ditë, duke kulmuar me një ulje të butë në një asteroid, e ndjekur nga fotografimi i sipërfaqes dhe matja e përbërjes së tokës sipërfaqësore. Më 28 shkurt përfundoi misioni i aparatit.

Në korrik 1999, anija kozmike Deep Space 1 nga një distancë prej 26 km. eksploroi asteroidin Braille, duke mbledhur një sasi të madhe të dhënash mbi përbërjen e asteroidit dhe duke marrë imazhe të vlefshme.

Në vitin 2000, aparati Cassini-Huygens fotografoi asteroidin 2685 Masursky.

Në vitin 2001, u zbulua Atoni i parë që nuk kaloi orbitën e tokës, si dhe Trojani i parë Neptun.

Më 2 nëntor 2002, anija kozmike Stardust e NASA-s fotografoi asteroidin e vogël Annafranc.

Më 9 maj 2003, Agjencia Japoneze e Kërkimit të Hapësirës Ajrore nisi anijen kozmike Hayabusa për të studiuar asteroidin Itokawa dhe për të dërguar mostra dheu nga asteroidi në Tokë.

Më 12 shtator 2005, Hayabusa iu afrua asteroidit në një distancë prej 30 km dhe filloi kërkimin.

Në nëntor të të njëjtit vit, pajisja bëri tre ulje në sipërfaqen e një asteroidi, si rezultat i të cilit humbi roboti Minerva, i projektuar për të fotografuar grimcat individuale të pluhurit dhe për të shkrepur panorama të afërta të sipërfaqes.

Më 26 nëntor është bërë një tentativë tjetër për uljen e aparatit për grumbullimin e dheut. Pak para uljes, komunikimi me pajisjen humbi dhe u rivendos vetëm pas 4 muajsh. Nuk dihej nëse ishte e mundur të bëhej një kampionim dheu. Në qershor 2006, JAXA raportoi se Hayabusa kishte të ngjarë të kthehej në Tokë, gjë që ndodhi më 13 qershor 2010, kur një kapsulë zbritëse me mostra të grimcave asteroide u hodh pranë zonës së provës Woomera në Australinë jugore. Pas ekzaminimit të mostrave të tokës, shkencëtarët japonezë zbuluan se Mg, Si dhe Al janë të pranishëm në përbërjen e asteroidit Itokawa. Në sipërfaqen e asteroidit ka një sasi të konsiderueshme mineralesh piroksen dhe olivin në një raport 30:70. ato. Itokawa është një fragment i një asteroidi më të madh kondrite.

Pas aparatit Hayabusa, fotografimi i asteroideve u krye gjithashtu nga New Horizons AMS (11 qershor 2006 - asteroidi 132524 APL) dhe anija kozmike Rosetta (5 shtator 2008 - duke fotografuar asteroidin 2867 Steins, 10 korrik - asteroidi 20) . Për më tepër, më 27 shtator 2007, stacioni automatik ndërplanetar Dawn u nis nga kozmodromi në Kepin Canaveral, i cili tashmë këtë vit (me sa duket më 16 korrik) do të hyjë në një orbitë rrethore rreth asteroidit Vesta. Në vitin 2015, pajisja do të arrijë në Ceres - objekti më i madh në brezin kryesor të asteroideve - pasi të punojë në orbitë për 5 muaj, do të përfundojë punën e tij ...

Asteroidët ndryshojnë në madhësinë, strukturën, formën e orbitave dhe vendndodhjen në sistemin diellor. Bazuar në karakteristikat e orbitave të tyre, asteroidët klasifikohen në grupe dhe familje të veçanta. Të parët formohen nga fragmente asteroidësh më të mëdhenj, dhe për këtë arsye, boshti gjysmë i madh, ekscentriciteti dhe prirja orbitale e asteroideve brenda të njëjtit grup përkojnë pothuajse plotësisht. Të dytat kombinojnë asteroidë me parametra të ngjashëm orbitalë.

Aktualisht njihen më shumë se 30 familje asteroidësh. Shumica e familjeve të asteroidëve ndodhen në brezin kryesor. Midis përqendrimeve kryesore të asteroidëve në brezin kryesor, ka zona boshe të njohura si boshllëqe ose çelje Kirkwood. Rajone të tilla lindin si rezultat i ndërveprimit gravitacional të Jupiterit, për shkak të të cilit orbitat e asteroidëve bëhen të paqëndrueshme.

Ka më pak grupe asteroidësh sesa familje. Në përshkrimin më poshtë, grupet e asteroideve janë renditur sipas distancës së tyre nga Dielli.

fig.3 Grupet e asteroidëve: të bardhë - asteroidë të brezit kryesor; jeshile përtej kufirit të jashtëm të brezit kryesor - Trojans të Jupiterit; portokalli - grupi i Hildës. . Burimi: wikipedia

Më afër Diellit është brezi hipotetik i Vulkanoidëve - planetë të vegjël orbitat e të cilëve shtrihen plotësisht brenda orbitës së Mërkurit. Llogaritjet kompjuterike tregojnë se rajoni që shtrihet midis Diellit dhe Mërkurit është i qëndrueshëm nga pikëpamja gravitacionale dhe, ka shumë të ngjarë, trupa të vegjël qiellorë ekzistojnë atje. Zbulimi i tyre praktik pengohet nga afërsia e tyre me Diellin dhe deri më tani nuk është zbuluar asnjë Vullkanoid i vetëm. Në mënyrë indirekte, krateret në sipërfaqen e Mërkurit flasin në favor të ekzistencës së vullkanoideve.

Grupi tjetër janë Atonet, planetë të vegjël të emëruar sipas përfaqësuesit të parë, të zbuluar nga astronomja amerikane Eleanor Helin në 1976. Atonët, gjysmëboshti kryesor i orbitës është më i vogël se njësia astronomike. Kështu, për pjesën më të madhe të udhëtimit të tyre orbital, atonet janë më afër Diellit sesa Tokës, dhe disa prej tyre nuk e kalojnë fare orbitën e Tokës.

Më shumë se 500 Aton janë të njohur, nga të cilët vetëm 9 kanë emrat e tyre. Atonet janë më të vegjlit nga të gjitha grupet e asteroidëve: diametri i shumicës së tyre nuk kalon 1 km. Atoni më i madh është Kruitna, me një diametër prej 5 km.

Midis orbitave të Venusit dhe Jupiterit, dallohen grupet e asteroidëve të vegjël Amurs dhe Apollos.

Cupidët janë asteroidë që shtrihen midis orbitave të Tokës dhe Jupiterit. Cupids mund të ndahen në 4 nëngrupe, të ndryshme në parametrat e orbitave të tyre:

Nëngrupi i parë përfshin asteroidë që shtrihen midis orbitave të Tokës dhe Marsit. Këto përfshijnë më pak se 1/5 e të gjithë kupidëve.

Nëngrupi i dytë përfshin asteroidët, orbitat e të cilëve shtrihen midis orbitës së Marsit dhe brezit kryesor të asteroidëve. Atyre u përket edhe emri i kahershëm i të gjithë grupit, asteroidi Amur.

Nëngrupi i tretë i cupidëve përfshin asteroidë, orbitat e të cilëve shtrihen brenda brezit kryesor. Ai përfshin rreth gjysmën e të gjithë kupidëve.

Nëngrupi i fundit përfshin disa asteroidë që shtrihen jashtë brezit kryesor dhe depërtojnë përtej orbitës së Jupiterit.

Deri më sot njihen më shumë se 600 cupids.Ata rrotullohen në orbita me një bosht gjysmë të madh prej më shumë se 1.0 AU. dhe distancat në perihelion nga 1.017 në 1.3 AU. e. Diametri i kupidit më të madh - Ganymede - 32 km.

Apollos përfshijnë asteroidë që kalojnë orbitën e Tokës dhe kanë një bosht gjysmë të madh prej të paktën 1 AU. Apollos, së bashku me atonet, janë asteroidët më të vegjël. Përfaqësuesi i tyre më i madh është Sizifi me një diametër prej 8.2 km. Në total, dihen më shumë se 3.5 mijë Apollos.

Grupet e mësipërme të asteroidëve formojnë të ashtuquajturin brez "kryesor", në të cilin është i përqendruar.

Pas brezit "kryesor" të asteroidëve është një klasë e planetëve të vegjël të quajtur Trojans ose Asteroids Trojan.

Asteroidët trojanë janë të vendosur në afërsi të pikave Lagrange L4 dhe L5 në rezonancën orbitale 1:1 të çdo planeti. Shumica e asteroidëve trojanë janë gjetur pranë planetit Jupiter. Ka trojanë pranë Neptunit dhe Marsit. Supozoni ekzistencën e tyre pranë Tokës.

Trojanët e Jupiterit ndahen në 2 grupe të mëdha: në pikën L4 ka asteroidë, të quajtur emrat e heronjve grekë dhe që lëvizin përpara planetit; në pikën L5 - asteroidë, të quajtur emrat e mbrojtësve të Trojës dhe lëvizin pas Jupiterit.

Për momentin, nga Neptuni njihen vetëm 7 trojanë, 6 prej të cilëve lëvizin përpara planetit.

Vetëm 4 Trojanë janë gjetur pranë Marsit, 3 prej të cilëve ndodhen pranë pikës L4.

Trojanët janë asteroidë të mëdhenj, shpesh me diametër mbi 10 km. Më i madhi prej tyre është greku i Jupiterit - Hektori, me një diametër prej 370 km.

Midis orbitave të Jupiterit dhe Neptunit, ekziston një brez i Centaurëve - asteroidë që shfaqin njëkohësisht vetitë e asteroideve dhe kometave. Pra, i pari nga Centaurët e zbuluar - Chiron, kur iu afrua Diellit, u vu re një koma.

Aktualisht besohet se ka më shumë se 40 mijë centaur me një diametër prej më shumë se 1 km në sistemin diellor. Më i madhi prej tyre është Chariklo me një diametër prej rreth 260 km.

Grupi i damokloideve përfshin asteroidë me orbita shumë të zgjatura dhe të vendosura në aphelion më larg se Urani, dhe në perihelion më afër se Jupiteri, dhe ndonjëherë edhe Marsi. Besohet se damokloidet janë bërthamat e planetëve që kanë humbur substanca të paqëndrueshme, gjë që u bë në bazë të vëzhgimeve që treguan praninë e një koma në një numër asteroidësh të këtij grupi dhe në bazë të një studimi të parametrave. e orbitave të damokloideve, si rezultat i të cilave rezultoi se ato rrotullohen rreth Diellit në drejtim të kundërt me lëvizjen e planetëve kryesorë dhe grupeve të tjera të asteroideve.

Klasat spektrale të asteroidëve

Sipas ngjyrës, albedos dhe karakteristikave të spektrit, asteroidët ndahen në mënyrë konvencionale në disa klasa. Fillimisht, sipas klasifikimit të Clark R. Chapman, David Morrison dhe Ben Zellner, kishte vetëm 3 klasa spektrale asteroidësh. Më pas, me studimin e shkencëtarëve, numri i klasave u zgjerua dhe për momentin janë 14 të tilla.

Klasa A përfshin vetëm 17 asteroidë që shtrihen brenda brezit kryesor dhe karakterizohen nga prania e olivinës në përbërjen e mineralit. Asteroidë të klasës A karakterizohen nga albedo mesatarisht e lartë dhe ngjyrë të kuqërremtë.

Klasa B përfshin asteroidet karbonike me një spektër kaltërosh dhe pothuajse aspak absorbim në gjatësi vale nën 0,5 μm. Asteroidët e kësaj klase shtrihen kryesisht brenda brezit kryesor.

Klasa C formohet nga asteroidet e karbonit, përbërja e të cilëve është afër përbërjes së resë protoplanetare nga e cila u formua sistemi diellor. Kjo është klasa më e madhe, së cilës i përkasin 75% e të gjithë asteroidëve. Ato qarkullojnë në rajonet e jashtme të brezit kryesor.

Asteroidët me albedo shumë të ulët (0,02-0,05) dhe një spektër të kuqërremtë të barabartë pa vija të qarta absorbimi i përkasin klasës spektrale D. Ata shtrihen në rajonet e jashtme të brezit kryesor në një distancë prej të paktën 3 AU. nga dielli.

Asteroidët e klasës E janë me shumë gjasa mbetjet e guaskës së jashtme të një asteroidi më të madh dhe karakterizohen nga një albedo shumë e lartë (0.3 dhe më e lartë). Në përbërjen e tyre, asteroidët e kësaj klase janë të ngjashëm me meteoritët e njohur si akondrite enstatite.

Asteroidët e klasës F i përkasin grupit të asteroideve të karbonit dhe ndryshojnë nga objektet e ngjashme të klasës B në mungesë të gjurmëve të ujit që thithin në një gjatësi vale prej rreth 3 mikron.

Klasa G kombinon asteroidet karbonike me thithjen e fortë ultravjollcë në një gjatësi vale prej 0,5 µm.

Klasa M përfshin asteroidë metalikë me një albedo mesatarisht të madhe (0,1-0,2). Në sipërfaqen e disa prej tyre ka dalje metalesh (hekur nikel), si në disa meteorite. Më pak se 8% e të gjithë asteroidëve të njohur i përkasin kësaj klase.

Asteroidët me albedo të ulët (0,02-0,07) dhe një spektër të kuqërremtë të barabartë pa vija të veçanta absorbimi i përkasin klasës P. Ato përmbajnë karbone dhe silikate. Objekte të ngjashme dominojnë në zonat e jashtme të brezit kryesor.

Klasa Q përfshin disa asteroidë nga rajonet e brendshme të brezit kryesor, të ngjashëm në spektër me kondritet.

Klasa R kombinon objekte me një përqendrim të lartë në rajonet e jashtme të olivinës dhe piroksenit, ndoshta me një shtesë të plagioklase. Ka pak asteroidë të kësaj klase dhe të gjithë shtrihen në rajonet e brendshme të brezit kryesor.

Klasa S përfshin 17% të të gjithë asteroidëve. Asteroidët e kësaj klase kanë një përbërje silicike ose gurore dhe ndodhen kryesisht në rajonet e brezit kryesor të asteroidëve në një distancë deri në 3 AU.

Në klasën e asteroidëve T, shkencëtarët përfshijnë objekte me një albedo shumë të ulët, një sipërfaqe të errët dhe thithje të moderuar në një gjatësi vale prej 0,85 mikron. Përbërja e tyre nuk dihet.

Klasa e fundit e asteroidëve të identifikuar deri më sot - V, përfshin objekte orbitat e të cilëve janë afër parametrave të orbitës së përfaqësuesit më të madh të klasës - asteroidit (4) Vesta. Në përbërjen e tyre, ata janë afër asteroidëve të klasit S; përbëhet nga silikate, gurë dhe hekur. Dallimi i tyre kryesor nga asteroidët e klasës S është përmbajtja e tyre e lartë e piroksenit.

Origjina e asteroideve

Ekzistojnë dy hipoteza për formimin e asteroideve. Sipas hipotezës së parë, supozohet ekzistenca e planetit Phaeton në të kaluarën. Nuk ekzistonte për një kohë të gjatë dhe u shemb në një përplasje me një trup të madh qiellor ose për shkak të proceseve brenda planetit. Megjithatë, formimi i asteroidëve ka shumë të ngjarë për shkak të shkatërrimit të disa objekteve të mëdha të mbetura pas formimit të planetëve. Formimi i një trupi të madh qiellor - një planet - brenda brezit kryesor nuk mund të ndodhte për shkak të ndikimit gravitacional të Jupiterit.

Satelitë asteroid

Në vitin 1993, anija kozmike Galileo bëri një fotografi të asteroidit Ida me një satelit të vogël Dactyl. Më pas, satelitët u zbuluan rreth shumë asteroidëve, dhe në vitin 2001 u zbulua sateliti i parë rreth një objekti të rripit Kuiper.

Për habinë e astronomëve, vëzhgimet e përbashkëta duke përdorur instrumente me bazë tokësore dhe teleskopin Hubble treguan se në shumë raste këta satelitë janë mjaft të krahasueshëm në madhësi me objektin qendror.

Dr. Stern ka bërë kërkime për të gjetur se si mund të formohen sisteme të tilla binare. Modeli standard për formimin e satelitëve të mëdhenj supozon se ata janë formuar si rezultat i një përplasjeje të një objekti prind me një objekt të madh. Një model i tillë bën të mundur shpjegimin e kënaqshëm të formimit të asteroideve binare, sistemit Pluto-Charon, dhe gjithashtu mund të zbatohet drejtpërdrejt për të shpjeguar procesin e formimit të sistemit Tokë-Hënë.

Hulumtimi i Stern vuri në pikëpyetje një sërë dispozitash të kësaj teorie. Në veçanti, formimi i objekteve kërkon përplasje me energji, të cilat janë shumë të pamundura, duke pasur parasysh numrin dhe masën e mundshme të objekteve të rripit Kuiper, si në gjendjen e tij origjinale ashtu edhe në atë moderne.

Nga kjo rrjedhin dy shpjegime të mundshme - ose formimi i objekteve binare nuk ndodhi si rezultat i përplasjeve, ose koeficienti i reflektimit të sipërfaqes së objekteve Kuiper (i cili përcakton madhësinë e tyre) është nënvlerësuar ndjeshëm.

Për të zgjidhur dilemën, sipas Stern, do të ndihmojë teleskopi i ri hapësinor infra të kuqe i NASA-s SIRTF (Space Infrared Telescope Facility), i cili u lëshua në 2003.

Asteroidet. Përplasjet me Tokën dhe trupat e tjerë hapësinorë

Herë pas here, asteroidët mund të përplasen me trupat hapësinorë: planetët, Dielli, asteroidë të tjerë. Ata gjithashtu përplasen me Tokën.

Deri më sot, në sipërfaqen e Tokës njihen më shumë se 170 kratere të mëdhenj - astroblema ("plagët e yjeve"), të cilat janë vendet ku bien trupat qiellorë. Krateri më i madh për të cilin është krijuar një origjinë jashtëtokësore me një probabilitet të lartë është Vredefort në Afrikën e Jugut, me një diametër deri në 300 km. Krateri u formua si rezultat i rënies së një asteroidi me një diametër prej rreth 10 km më shumë se 2 miliardë vjet më parë.

Krateri i dytë më i madh i goditjes është Sudbury në provincën kanadeze të Ontarios, i formuar nga një rënie kometë 1850 milionë vjet më parë. Diametri i saj është 250 km.

Në Tokë, ka edhe 3 kratere të tjera të goditjes së meteorit me një diametër prej më shumë se 100 km: Chicxulub në Meksikë, Manicouagan në Kanada dhe Popigai (Baseni i Popigai) në Rusi. Krateri Chicxulub është i lidhur me rënien e një asteroidi që shkaktoi ngjarjen e zhdukjes Kretake-Paleogjen 65 milionë vjet më parë.

Aktualisht, shkencëtarët besojnë se trupat qiellorë, të barabartë në madhësi me asteroidin Chicxulub, bien në Tokë rreth një herë në 100 milionë vjet. Trupat më të vegjël bien në Tokë shumë më shpesh. Pra, 50 mijë vjet më parë, d.m.th. tashmë në kohën kur njerëzit e tipit modern jetonin në Tokë, një asteroid i vogël me një diametër prej rreth 50 metrash ra në shtetin e Arizonës (SHBA). Përplasja krijoi Kraterin Barringer, 1.2 km i gjerë dhe 175 m i thellë. Në 1908, në zonën e lumit Podkamennaya Tunguska në një lartësi prej 7 km. shpërtheu një top zjarri me diametër disa dhjetëra metra. Nuk ka ende një konsensus për natyrën e topit të zjarrit: disa shkencëtarë besojnë se një asteroid i vogël shpërtheu mbi tajgë, ndërsa një pjesë tjetër beson se shkaku i shpërthimit ishte bërthama e një komete.

Më 10 gusht 1972, një top zjarri i madh u vëzhgua mbi territorin e Kanadasë nga dëshmitarët okularë. Me sa duket po flasim për një asteroid me diametër 25 m.

Më 23 mars 1989, një asteroid 1989 FC me një diametër prej rreth 800 metra fluturoi pranë në një distancë prej 700 mijë km nga Toka. Gjëja më interesante është se asteroidi u zbulua vetëm pas largimit të tij nga Toka.

Më 1 tetor 1990, një top zjarri me një diametër prej 20 metrash shpërtheu mbi Oqeanin Paqësor. Shpërthimi u shoqërua nga një blic shumë i ndritshëm, i cili u regjistrua nga dy satelitë gjeostacionarë.

Natën e 8-9 dhjetorit 1992, shumë astronomë vëzhguan kalimin e asteroidit 4179 Toutatis me një diametër prej rreth 3 km nga Toka. Një asteroid kalon pranë Tokës çdo 4 vjet, kështu që edhe ju keni mundësinë ta eksploroni atë.

Në vitin 1996, një asteroid gjysmë kilometër kaloi në një distancë prej 200 mijë km nga planeti ynë.

Siç mund ta shihni nga kjo listë jo e plotë, asteroidët janë mysafirë mjaft të shpeshtë në Tokë. Sipas disa vlerësimeve, asteroidët me diametër më shumë se 10 metra pushtojnë atmosferën e Tokës çdo vit.