Что такое астероиды? Описание астероидов Является астероидом


– это каменные и металлические объекты, которые вращаются вокруг , но слишком не значительные по размерам, чтобы считаться планетами.
Астероиды варьируются в размерах от Цереры, которая имеет диаметр около 1000 км, до размера обычных камней. Шестнадцать известных астероидов имеют диаметр 240 км и более. Их орбита эллиптическая, пересекает орбиту и доходит до орбиты . Большинство астероидов, однако, содержащиеся в главном поясе, который расположен между орбитами и . Некоторые имеют орбиты, которые пересекаются с Земной, а некоторые даже сталкивались с Землей в прошлом.
Один из примеров метеоритный кратер Barringer вблизи Уинслоу, штат Аризона.

Астероиды это материалы, оставшиеся от формирования солнечной системы. Одна из теорий предполагает, что они являются остатками планеты, которая была разрушена во время столкновения достаточно давно. Скорее всего, астероиды – это материал, который не смог сформироваться в планету. В самом деле, если предполагаемую общую массу всех астероидов собрать в единый объект, объект будет меньше, чем 1500 километров в диаметре, это меньше, чем половина диаметра нашей Луны.

Большая часть нашего понимания об астероидах происходит от изучения кусков космического мусора, которые попадают на поверхность Земли. Астероиды, которые находятся на пути к столкновению с Землей, называют метеорами. Когда метеор входит в атмосферу на большой скорости, трение разогревает его до высоких температур, и он сгорает в атмосфере. Если метеор не сгорает полностью, то, что осталось, попадает на поверхность Земли и называется метеоритом.

Как минимум 92,8 процентов метеоритов состоят из силиката (камень), и на 5,7 процента состоят из железа и никеля, а остальные представляют собой смесь из трех указанных материалов. Каменные метеориты наиболее трудно найти, поскольку они очень похожи на земные породы.

Поскольку астероиды – это материал из очень ранней Солнечной системы, ученые заинтересованы в изучении их состава. Космические аппараты, которые перелетели через пояс астероидов обнаружили, что пояс, достаточно разряженный и астероиды разделены большими расстояниями.

В октябре 1991 года, космический аппарат Галилео приблизился к астероиду 951 Гаспра и передал впервые в истории высокоточное изображение Землю. В августе 1993 года аппарат Галилео сделал близкое сближение с астероидом 243 Ида. Это был второй астероид, который посетил космический аппарат. Оба Гаспра и Ида классифицируются как S-тип астероидов, они состоят из богатых металлами силикатов.

27 июня 1997 года космический аппарат NEAR прошел недалеко от астероида 253 Матильда. Это впервые позволило передать на Землю общий вид астероида богатого углеродами, принадлежащему к C-типу астероидов.

Астероиды – сравнительно небольшие небесные тела, движущиеся по орбите вокруг Солнца. Они значительно уступают по размерам и массе планетам, имеют неправильную форму и не имеют атмосферы.

В этом разделе сайта сайт каждый сможет узнать много интересных фактов об астероидах. Возможно, с некоторыми Вы уже знакомы, другие будут для Вас новыми. Астероиды – интересный спектр Космоса, и мы предлагаем Вам ознакомиться с ними как можно подробнее.

Термин «астероид» впервые был придуман известным композитором Чарльзом Берни и использован Уильямом Гершелем на основе того, что данные объекты при просмотре в телескоп смотрятся как точки звезд, в то время как планеты выглядят дисками.

До сих пор нет точного определения термина «астероид». Астероиды до 2006 года было принято называть малыми планетами.

Основной параметр, по которому их классифицируют, – размер тела. К астероидам относят тела с диаметром больше 30 м, а тела, имеющие меньший размер, называют метеоритами.

Международный астрономический союз в 2006 году отнес большинство астероидов к малым телам нашей Солнечной системы.

На сегодняшний день в Солнечной системе выявлено сотни тысяч астероидов. На 11 января 2015 года в базе данных числится 670474 объекта, из числа которых у 422636 определены орбиты, они имеют официальный номер, более 19 тыс. из них имели официальные наименования. По мнению ученых, в Солнечной системе может быть от 1,1 до 1,9 млн объектов, размером больше 1 км. Большинство астероидов, известных на текущий момент, находится в пределах пояса астероидов, находящегося между орбитами Юпитера и Марса.

Самый большой астероид в Солнечной системе – Церера, имеющая размеры примерно 975х909 км, но с 24 августа 2006 г. ее отнесли в число карликовых планет. Остальные два крупных астероида (4) Веста и (2) Паллада имеют диаметр около 500 км. Причем (4) Веста – это единственный объект пояса астероидов, который видно невооруженным глазом. Все астероиды, которые двигаются по другим орбитам, могут прослеживаться в период прохождения вблизи нашей планеты.

Что касается общего веса всех астероидов главного пояса, то его оценивают в 3,0 – 3,6 1021 кг, что составляет примерно 4% от веса Луны. Однако на массу Цереры приходится около 32% от всей массы (9,5 1020 кг), а вместе с тремя другими крупными астероидами – (10) Гигея, (2) Паллада, (4) Веста – 51%, то есть большинство астероидов отличаются ничтожной массой по астрономическим меркам.

Изучение астероидов

После того как Уильям Гершель в 1781 году открыл планету Уран, начались первые открытия астероидов. Среднее гелиоцентрическое расстояние астероидов соответствует правилу Тициуса-Боде.

Франц Ксавер в конце 18 века создал группу из двадцати четырех астрономов. Начиная с 1789 года данная группа специализировалась на поисках планеты, которая согласно правилу Тициуса-Боде должна располагаться на расстоянии примерно 2,8 астрономических единиц (а.е.) от Солнца, а именно между орбитами Юпитера и Марса. Основная задача заключалась в описании координат звезд, находящихся в области зодиакальных созвездий на конкретный момент. Координаты проверялись в последующие ночи, выделялись объекты, смещающиеся на большие расстояния. По их предположению смещение искомой планеты должно составлять около тридцати угловых секунд в час, что было бы очень заметно.

Первый астероид, Церера, был выявлен итальянцем Пиации, который не участвовал в данном проекте, совершенно случайно, в первую же ночь столетия – 1801 год. Три остальных – (2) Паллада, (4) Веста и (3) Юнона – были обнаружены в следующие несколько лет. Самой последней (в 1807 году) была Веста. Еще через восемь лет бессмысленных поисков многие астрономы решили, что там больше нечего искать, и отказались от всяких попыток.

Но Карл Людвиг Хенке выявлял настойчивость и в 1830 г. опять приступил к поиску новых астероидов. Через 15 лет он обнаружил Астрею, которая была первым астероидом за 38 лет. И уже через 2 года обнаружил Гебу. После этого к работе подключились другие астрономы, и затем обнаруживалось не меньше одного нового астероида в год (кроме 1945 г.).

Метод астрофотографии для поиска астероидов впервые использовал Макс Вольф в 1891 году, согласно с которым на фото с длинным периодом экспонирования астероиды оставляли светлые короткие линии. Такой метод существенно ускорил выявление новых астероидов по сравнению с методами визуального наблюдения, использованными ранее. В одиночку Максу Вольфу удалось обнаружить 248 астероидов, тогда как до него немногим удалось найти больше 300. В наше время 385 000 астероидов имеют официальный номер, а 18 000 из них – еще и имя.

Пять лет назад две независимые группы астрономов из Бразилии, Испании и США заявили, что одновременно выявили водяной лед на поверхности Фемиды, одного из крупнейших астероидов. Их открытие позволило узнать происхождение воды на нашей планете. В начале своего существования она была слишком горячая, не в состоянии удержать большое количество воды. Данное вещество появилось позднее. Ученые предположили, что воду на Землю занесли кометы, но только изотопные составы воды в кометах и земной воды не совпадают. Поэтому можно предположить, что она попала на Землю при ее столкновении с астероидами. Вместе с тем ученые обнаружили на Фемиде сложные углеводороды, в т.ч. молекулы – предшественники жизни.

Название астероидов

Изначально астероидам давали имена героев греческой и римской мифологии, позже открыватели могли называть их, как им захочется, вплоть до своего имени. Сначала астероидам почти всегда давали женские имена, мужские же получали только те астероиды, которые имели необычные орбиты. С течением времени данное правило соблюдаться перестало.

Стоит отметить и то, что не любой астероид может получить имя, а только тот, орбита которого надежно вычислена. Нередко бывали случаи, когда астероид называли спустя много лет после открытия. Пока орбита не была вычислена, астероиду давалось только временное обозначение, отображающее дату его открытия, к примеру, 1950 DA. Первая буква означает номер полумесяца в году (в примере, как видите, это вторая половина февраля), соответственно, вторая обозначает его порядковый номер в указанном полумесяце (как видите, этот астероид был открыт первым). Цифры, как несложно догадаться, обозначают год. Поскольку английских букв 26, а полумесяцев 24, в обозначении никогда не применялись две буквы: Z и I. В том случае, если число астероидов, открытых в течение полумесяца, будет больше 24, ученые возвращались к началу алфавита, а именно прописывая второй букве – 2, соответственно, при следующем возвращении – 3 и т.д.

Наименование астероида после получения имени состоит из порядкового номера (числа) и названия – (8) Флора, (1) Церера и т.д.

Определение размеров и формы астероидов

Первые попытки измерить диаметры астероидов, применяя метод прямого измерения видимых дисков посредством нитяного микрометра, предприняли Йоганн Шретер и Уильям Гершель в 1805 году. Затем в 19 веке другими астрономами точно таким же методом проводились измерения самых ярких астероидов. Основной недостаток такого способа – значительные расхождения результатов (к примеру, максимальные и минимальные размеры Цереры, которые были получены астрономами, отличались в 10 раз).

Современные методы определения размеров астероидов состоят из методов поляриметрии, тепловой и транзитной радиометрии, спекл-интерферометрии, радиолокационного метода.

Один из самых качественных и простых – транзитный метод. При движении астероида относительно Земли он может проходить на фоне отделенной звезды. Такое явление получило название «покрытие звезд астероидами». Измерив длительность снижения яркости звезды и имея данные о расстоянии до астероида, можно точно определить его размер. Благодаря такому методу можно точно вычислить размеры крупных астероидов, по типу Паллады.

Сам метод поляриметрии состоит в определении размера на основе яркости астероида. От величины астероида зависит количество солнечного света, который он отражает. Но во многом яркость астероида зависит от альбедо астероида, что определяется составом, из которого состоит поверхность астероида. К примеру, из-за высокого альбедо астероид Веста отражает в четыре раза больше света по сравнению с Церерой и считается самым заметным астероидом, который нередко можно заметить даже невооруженным глазом.

Однако само альбедо тоже очень легко определяется. Чем меньше яркость астероида, то есть чем он меньше отражает в видимом диапазоне солнечной радиации, тем, соответственно, больше он ее поглощает, после того как он нагревается, излучает ее в виде тепла в инфракрасном диапазоне.

Также он может быть использован для вычисления формы астероида посредством регистрации изменения его блеска во время вращения, так и для определения периода данного вращения, а также для выявления наиболее крупных структур на поверхности. К тому же результаты, полученные посредством инфракрасных телескопов, используются для определения размеров посредством тепловой радиометрии.

Астероиды и их классификация

В основе общей классификации астероидов лежат характеристики их орбит, а также описание видимого спектра солнечного света, который отражается их поверхностью.

Астероиды принято объединять в группы и семейства, опираясь на характеристики их орбит. Чаще всего группа астероидов получает название по имени самого первого обнаруженного на данной орбите астероида. Группы – сравнительно свободное образование, в то время как семейства – более плотные, сформировавшиеся в прошлом при разрушении больших астероидов в результате столкновения с прочими объектами.

Спектральные классы

Бен Целлнер, Дэвид Моррисон, Кларк Р. Чампен в 1975 году разработали общую систему классификации астероидов, которая опиралась на показатели альбедо, цвета и характеристики спектра отраженного солнечного света. В самом начале данная классификация определяла исключительно 3 типа астероидов, а именно:

Класс С – углеродные (большинство известных астероидов).

Класс S – силикатные (около 17% известных астероидов).

Класс М – металлические.

Данный список по мере изучения все большего числа астероидов был расширен. Появились следующие классы:

Класс А – отличаются высоким альбедо и красноватым цветом в видимой части спектра.

Класс B – относятся к астероидам класса C, вот только они не поглощают волны ниже 0,5 микрон, а их спектр немного голубоватый. В целом альбедо выше по сравнению с другими углеродными астероидами.

Класс D – имеют низкое альбедо и ровный красноватый спектр.

Класс E – поверхность данных астероидов содержит в своем составе энстатит и имеет сходство с ахондритами.

Класс F – схожи с астероидами B класса, но не имеют следов «воды».

Класс G – имеют низкое альбедо и практически плоский спектр отражения в видимом диапазоне, что говорит о сильном УФ-поглощении.

Класс P – точно так же, как и астероиды D-класса, отличаются низким альбедо и ровным красноватым спектром, не имеющим четких линий поглощения.

Класс Q – имеют широкие и яркие линии пироксена и оливина на длине волны в 1 микрон и особенности, говорящие о наличии металла.

Класс R – отличаются сравнительно высоким альбедо и на длине 0,7 мкм имеют красноватый спектр отражения.

Класс Т – отличаются красноватым спектром и низким альбедо. Спектр похож на астероиды D и P классов, но занимает промежуточное положение по наклону.

Класс V – характеризуются умеренными яркими и схожими к более общему S-классу, которые тоже в большей степени состоят из силикатов, камня и железа, но отличаются высоким содержанием пироксена.

Класс J – класс астероидов, которые образовались предположительно из внутренних частей Весты. Несмотря на то что их спектры приближены к спектрам астероидов класса V, на длине волн 1 микрон их отличают сильные линии поглощения.

Стоит учитывать, что число известных астероидов, которые относятся к определенному типу, необязательно отвечает действительности. Многие типы сложны для определения, тип какого-то астероида может изменяться при более подробных исследованиях.

Распределение астероидов по размерам

С ростом размеров астероидов их количество заметно уменьшалось. Несмотря на то что в целом это отвечает степенному закону, существуют пики при 5 и 100 километрах, где больше астероидов, чем это прогнозировалось в соответствии с логарифмическим распределением.

Как образовывались астероиды

Ученые полагают, что в поясе астероидов планетезимали эволюционировали точно так же, как и в прочих областях солнечной туманности до того, пока планета Юпитер не достигла своей нынешней массы, после чего в результате орбитальных резонансов с Юпитером из пояса 99% планетезималей было выброшено. Моделирование и скачки спектральных свойств и распределений скоростей вращений показывают, что астероиды, имеющие диаметр больше 120 километров, сформировались в результате аккреции в эту раннюю эпоху, тогда как меньшие тела представляют собой осколки от столкновений между разными астероидами после или во время рассеивания гравитацией Юпитера изначального пояса. Вести и Церера приобрели габаритный размер для гравитационной дифференциации, во время которой тяжелые металлы погрузились к ядру, а из относительно скальных пород сформировалась кора. Что касается модели Ниццы, множество объектов пояса Койпера сформировались во внешнем поясе астероидов, на расстоянии больше чем 2,6 астрономических единиц. Причем позже большинство из них были выброшены гравитацией Юпитера, но те, что сохранились, могут относиться к астероидам класса D, в том числе и Церера.

Угроза и опасность от астероидов

Несмотря на то что наша планета существенно больше всех астероидов, столкновение с телом, имеющим размер больше 3 километров, может стать причиной уничтожения цивилизации. Если размер меньший, но более 50 м в диаметре, то он может привести к гигантскому экономическому ущербу, включая многочисленные жертвы.

Чем тяжелее и больше астероид, тем, соответственно, он представляет большую опасность, но и выявить его в данном случае куда проще. На данный момент самым опасным является астероид Апофис, диаметр которого составляет около 300 метров, при столкновении с ним может быть уничтожен целый город. Но, по мнению ученых, в целом никакой угрозы человечеству при столкновении с Землей он не несет.

Астероид 1998 QE2 приблизился к планете 1 июня 2013 года на самое близкое расстояние (5,8 млн км) за последние двести лет.

Астероидом, называют сравнительно небольшое, каменистое космическое тело, похожее на планету Солнечной системы. Множество астероидов вращается вокруг Солнца, а самое большое их скопление, расположено между орбитами Марса и Юпитера и называется поясом астероидов. Здесь же, находится самый большой, из известных астероидов – Церера. Его размеры составляют 970х940 км, т. е. практически округлую форму. Но есть и такие, чьи размеры, сопоставимы с частицами пыли. Астероида, как и кометы – это остатки того вещества, из которых миллиарды лет назад формировалась наша Солнечная система.

Ученые предполагают, что в нашей галактике можно найти более полумиллиона астероидов диаметром больше 1,5 километров. Последние исследования показали, что метеориты и астероиды имеют схожий состав, поэтому астероиды вполне могут быть теми телами, из которых образуются метеориты.

Изучение астероидов

Изучение астероидов, датируется 1781 годом, после того как Ульям Гершель открыл миру планету Уран. В конце 18-го века Ф. Ксавер собрал группу известных ученых-астрономов, которая искала планету. По расчетам Ксавера должна была находиться между орбитами Марса и Юпитера. Сначала поиск не давал ни каких результатов, но в 1801 году, был обнаружен первый астероид – Церера. Но его открывателем стал итальянский астроном Пиацци, который даже не входил в состав группы Ксавера. В последующие несколько лет, были обнаружены еще три астероида: Паллада, Веста и Юнона, а затем поиски прекратились. Лишь спустя 30 лет, проявивший интерес к исследованию звездного неба Карл Людовик Хенке, возобновил их поиски. С этого периода, астрономы обнаруживали не менее одного астероида в год.

Характеристики астероидов

Классифицируют астероиды по спектру отраженного солнечного света: 75% из них очень темные углистые астероиды класса С, 15% — серовато-кремнистые класса S, а в оставшиеся 10% входят металлические класса М и несколько других редких видов.

Неправильная форма астероидов подтверждается еще и тем, что их блеск достаточно быстро падает с ростом фазового угла. Из-за большого расстояния от Земли и своих малых размеров, получить более точные данные об астероидах достаточно проблематично.Сила тяжести на астероида настолько мала, что не в состоянии придать им шарообразную форму, характерную для всех планет. Такая сила тяжести позволяет разбитым астероидам существовать виде отдельных блоков, которые удерживаются возле друг друга, не соприкасаясь. Поэтому только крупные астероиды, избежавшие столкновения с телами средних размеров, могут сохранять шарообразную форму, приобретенную в период формирования планет.

Что такое астероид? Рано или поздно этим вопросом начинает задаваться каждый человек, заинтересовавшийся изучением космоса. Желая найти подробную информацию по данной тематике, люди часто натыкаются на различные научные сайты, рассчитанные на взрослую аудиторию. На таких порталах, как правило, практически все статьи изобилуют огромным количеством научных терминов и понятий, которые очень сложны для понимания обычным людям. Но что делать, например, школьникам или студентам, которым необходимо подготовить доклад на тему космоса и своими словами сформулировать, что такое астероид? Если и вас беспокоит эта проблема, тогда рекомендуем вам ознакомиться с нашей публикацией. В этой статье вы найдете всю необходимую информацию по данной теме и получите ответ на вопрос о том, что такое астероид, простым и понятным языком. Заинтересовались? Тогда желаем приятного прочтения!

Происхождение слова "астероид"

Прежде чем мы перейдем к основной теме статьи, давайте для начала окунемся в историю. Многих интересует перевод слова "астероид", и мы никак не могли обойти стороной этот вопрос. Данное понятие походит от греческих слов aster и idos. Первое переводится как "звезда", а второе - "вид".

Что такое астероид

Астероиды - это небольшие космические тела, движущиеся по орбите вокруг главного светила нашей галактики - Солнца. В отличие от планет, они не обладают правильной формой, большими размерами или атмосферой. Общая масса одного такого тела не превышает 0,001 массы земного шара. Несмотря на это, у некоторых астероидов есть свои собственные спутники.

Первым человеком, который стал называть такие космические объекты словом "астероид", был Уильям Гершель. В среде специалистов существует специальная классификация, согласно которой, астероидами могут считаться только те тела, чей диаметр достигает 30 метров.

Самые крупные астероиды Солнечной Системы

Самым крупным космическим телом такого типа считается астероид под названием Церера. Его размеры настолько велики (975×909 километров), что в 2006 году ему официально присвоили статус карликовой планеты. На втором месте находятся объекты Паллада и Веста, диаметр которых равен примерно 500 километрам. Веста находится в поясе астероидов (о котором речь пойдет чуть ниже) и ее можно увидеть с нашей родной планеты невооруженным глазом.

История исследований

Что такое астероид? Думаем, с этим мы уже разобрались. А сейчас мы еще раз предлагаем вам окунуться в дебри нашей истории, дабы узнать, кто стоял у истоков изучения обсуждаемых в статье небесных тел.

Все началось в конце 18 века, когда Франц Ксавер при участии более чем 20 астрономов начал искать планету, которая должна быть расположена между орбитой Юпитера и орбитой Марса. У Ксавера была цель изучать абсолютно все тела зодиакальных созвездий, известных на тот момент времени. Некоторое время спустя координаты стали уточняться, и исследователи стали обращать внимание на смещающиеся объекты.

Считается, что астероид Церера был случайно обнаружен 1 января 1801 года астрономом из Италии Пиацци. На самом же деле, орбиту этого небесного объекта гораздо раньше рассчитали астрономы Ксавера. Через несколько лет исследователями также были найдены Юнона, Палада и Веста.

Особый вклад в исследование астероидов сделал Карл Людвиг Хенке. В 1845 году он обнаружил Астрею, а в 1847 - Гебу. Заслуги Хенке дали толчок к развитию астрономии и после его исследований новые астероиды стали находить чуть ли не каждый год.

В 1891 Максом Вольфом был изобретен метод астрофотографии, благодаря которому ему удалось распознать около 250 таких космических объектов.

На сегодняшний день обнаружено несколько тысяч астероидов. Этим небесным телам разрешено давать любые имена, но при условии, что их орбита будет точно и безошибочно вычислена.

Астероидный пояс

Практически все космические объекты данного типа находятся в пределах одного большого кольца, называемого поясом астероидов. Согласно исследованиям ученых, в нем находится около 200 малых планет, средний размер которых превышает 100 километров. Если же говорить про тела, которые по размеру не превышают и километра, то там их еще больше: от 1 до 2 миллионов!

Из-за частых столкновений многие астероиды, находящиеся в этом поясе, представляют собой осколки других таких же космических тел. Именно этим объясняется тот факт, что в поясе слишком мало объектов, обладающих своими спутниками. Но столкновения - это не единственная причина отсутствия собственных спутников у больших астероидов. Особую роль в этих процессах играют изменения гравитации, вызванные формированием новых объектов после прямых соударений, и неравномерное распределение осей вращения небесных астероидов. Единственными телами, которые обладают прямым вращением, являются уже ранее упомянутые Церера, Паллада и Веста. Такое положение они смогли удержать только благодаря своим внушительным габаритам, которые обеспечивают им большой угловой момент.

Астероид и метеороид. В чем разница

Рассказывая о том, что означает слово "астероид", нельзя обойти стороной этот вопрос. Метеороид - это твердый небесный объект, который двигается в межпланетном пространстве. Главным параметром, по которому отличают метеороид и астероид, является их размер. Как уже говорилось ранее, астероидом может считаться только то космическое тело, чей диаметр достигает (или превышает) 30 метров. Метеороиды, наоборот, обладают куда более скромными размерами.

Еще важным фактором является то, что астероиды и метеорные тела, по сути, являются совершенно разными космическими объектами. Дело в том, что законы, согласно которым они движутся в космическом пространстве, очень различаются.

Астероид Апофис

Что такое астероид Апофис? Думаем, среди тех, кто читает данную статью, есть люди, интересующиеся этим вопросом. Апофис - это небесный объект, который постоянно сближается с Землей. Данное космическое тело было открыто в 2004 году учеными в обсерватории Китт-Пик, находящейся в Аризоне. Его первооткрывателями являются Рой Такер, Дэвид Толеноми и Фабризио Бернарди.

Диаметр Апофиса составляет 270 метров, средняя орбитальная скорость — 30,728 километров в секунду, а вес превышает одну тонну.

Поначалу астероид назывался 2004 MN4, но в 2005 году он был переименован в честь злобного демона Апопа из древнеегипетской мифологии. Согласно верованиям жителей Древнего Египта, Апоп - это огромный зверь, обитающий под землей. В представлении египтян он был настоящим воплощением зла и главным противником бога Ра. Каждую ночь, во время путешествия по реке Нил, Ра вступал в смертельную схватку с Апопом. Бог Солнца всегда побеждал, а потому наступал новый день.

Угроза Апопа для Земли

После обнаружения данного небесного объекта обычные люди сразу же стали задаваться одним единственным вопросом: опасен ли Апофис для жителей Земли? Прогнозы специалистов отличаются в зависимости от того, о каком временном периоде сближения с нашим миром идет речь. Например, в 2013 году данный небесный объект пролетал на расстоянии 14,46 миллиона километров от Земли, но уже в 2029 году, по расчетам ученых, он приблизится к нашей планете на 29,4 тысяч километров. Для сравнения: это ниже высоты, на которой находятся геостационарные спутники.

Несмотря на такое близкое расстояние, многие исследователи убеждают, что нам нечего бояться. Изначально вероятность того, что Апофис упадет на Землю в 2029 году, расценивалась почти в 3%, но сейчас такая вероятность вообще не рассматривается. В будущем астероид можно будет увидеть невооруженным глазом. Визуально он будет напоминать быстро движущуюся светящуюся точку.

Ученые также сказали о небольшой вероятности того, что в 2029 году это космическое тело может попасть в участок пространства в космосе, в котором гравитационное поле нашей планеты может изменить орбиту Апофиса. В феврале 2013 года исследователи из NASA сделали заявление, что астероид может упасть на Землю в 2068 году. Согласно результатам исследований, после 2029 года данный объект может попасть в 20 таких гравитационных участков. Но ученые и здесь успокаивают обычных граждан: вероятность столкновения в 2068 году крайне мала.

Несмотря на такие положительные прогнозы, исследователи заявляют, что расслабляться ни в коем случае не стоит. Изучение Апофиса будет продолжаться и далее, чтобы определить риски для всего человечества.

Думаем, с тем, что такое астероид Апофис, разобрались. Теперь давайте более глобально рассмотрим тему потенциального столкновения Земли с каким-либо космическим объектом.

Какова вероятность того, что Земля погибнет от столкновения с астероидом

Среди обычных людей бытует мнение, что абсолютно все астероиды несут большую опасность нашей планете. На самом деле, исследования ученых показывают, что на данный момент не существует такого астероида, который бы смог уничтожить Землю.

Серьезную опасность для нашей планеты представляют только те астероиды, чей диаметр превышает 10 километров. К счастью, на сегодняшний день все они известны современной астрономии, их траектории определены и Земле ничего не угрожает.

Теперь вы знаете о значении слова "астероид", истории изучения данных космических объектов, а также об опасности, которые они несут для планет. Надеемся, что предоставленная в статье информация была вам интересна.

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

1. Общие представления

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

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

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

Таблица 1. Информация о некоторых астероидах.
N Астероид
Название
Рус./Лат. 		Диаметр
(км) 		Масса
(10 15 кг) 		Период
вращения
(час) 		Орбиталь.
период
(лет) 		Спектр.
класс 		Большая
п/ось орб.
(а.е.) 		Эксцентриситет
орбиты
1 Церера/
Ceres 		960 х 932 87000 9,1 4,6 С 2,766 0,078
2 Паллада/
Pallas 		570 х 525х 482 318000 7,8 4,6 U 2,776 0,231
3 Юнона/
Juno 		240 20000 7,2 4,4 S 2,669 0,258
4 Веста/
Vesta 		530 300000 5,3 3,6 U 2,361 0,090
8 Флора/
Flora 		141 13,6 3,3 S 0,141
243 Ида/ Ida 58 х 23 100 4,6 4,8 S 2,861 0,045
253 Матильда/
Mathilde 		66 х 48 х 46 103 417,7 4,3 C 2,646 0,266
433 Эрос/Eros 33 х 13 х 13 7 5,3 1,7 S 1,458 0,223
951 Гаспра/
Gaspra 		19 х 12 х 11 10 7,0 3,3 S 2,209 0,174
1566 Икарус/
Icarus 		1,4 0,001 2,3 1,1 U 1,078 0,827
1620 Географ/
Geographos 		2,0 0,004 5,2 1,4 S 1,246 0,335
1862 Аполлон/
Apollo 		1,6 0,002 3,1 1,8 S 1,471 0,560
2060 Хирон/
Chiron 		180 4000 5,9 50,7 B 13,633 0,380
4179 Тоутатис/
Toutatis 		4,6 х 2,4х 1,9 0,05 130 1,1 S 2,512 0,634
4769 Касталия/
Castalia 		1,8 х 0,8 0,0005 0,4 1,063 0,483

Пояснения к таблице.

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

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

3 Юнона - открыт К. Гардингом в 1804 г.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Изображение астероида 951 Гаспра

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


Изображение астероида 243 Иды

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

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


Астероид 253 Матильда

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

2. Как мог возникнуть главный пояс астероидов?

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

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

3. Орбиты астероидов

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

4. Астероиды, сближающиеся с Землей

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

5. О других астероидных поясах

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

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

6. Немного о методах исследований астероидов

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

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

7. Спектральные типы астероидов

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

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

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

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

8. О происхождении малых планет

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

9. О том, чего мы пока не знаем

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

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ:

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

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

Похожие статьи