سرس این جرم آسمانی نسبتاً بزرگ (قطر 975 * 909 کیلومتر) از زمان کشف آن چیزهای زیادی بوده است: هم یک سیاره کامل منظومه شمسی و هم یک سیارک، و از سال 2006 وضعیت جدیدی به دست آورده است - سیاره کوتوله. عنوان آخردرست ترین، زیرا سرس در مدار خود اصلی نیست، بلکه تنها بزرگترین در کمربند سیارکی است. به طور کاملاً تصادفی توسط ستاره شناس ایتالیایی پیاتزی در سال 1801 کشف شد. سرس دارای شکل کروی (غیر معمول برای سیارک ها) با هسته سنگی و پوسته ای از یخ آب و مواد معدنی است. فاصله نزدیکترین نقطه در مدار این ماهواره خورشیدی با زمین 263 میلیون کیلومتر است. مسیر آن بین مریخ و مشتری قرار دارد، اما در عین حال تمایلی به حرکت آشفته وجود دارد (که احتمال برخورد با سیارک‌های دیگر و تغییر مدار را افزایش می‌دهد). از سطح سیاره ما با چشم غیر مسلح قابل مشاهده نیست - فقط یک ستاره قدر 7 است. سایز پالاس 582 * 556 کیلومتر است و همچنین بخشی از کمربند سیارکی است. زاویه محور چرخش پالاس بسیار زیاد است - 34 درجه (برای سایر اجرام آسمانی از 10 تجاوز نمی کند). پالاس در مداری با درجه انحراف زیاد حرکت می کند، به همین دلیل فاصله آن تا خورشید همیشه تغییر می کند. این یک سیارک کربنی، غنی از سیلیکون است و در آینده از نظر استخراج معادن مورد توجه است. وستا این سنگین ترین سیارک تا به امروز است، اگرچه از نظر اندازه کوچکتر از سیارک های قبلی است. به دلیل ترکیب سنگ، وستا 4 برابر بیشتر از سرس نور منعکس می کند، اگرچه قطر آن نصف آن است. به نظر می رسد که این تنها سیارکی است که حرکت آن با چشم غیرمسلح از سطح زمین زمانی که هر 3 تا 4 سال یک بار به حداقل فاصله 177 میلیون کیلومتری نزدیک می شود قابل مشاهده است. حرکت آن در امتداد قسمت داخلی کمربند سیارکی انجام می شود و هرگز از مدار ما عبور نمی کند. جالب اینجاست که با طول 576 کیلومتر، دهانه ای به قطر 460 کیلومتر در سطح آن وجود دارد. به طور کلی، کل کمربند سیارکی اطراف مشتری یک معدن غول پیکر است، جایی که اجرام آسمانی با یکدیگر برخورد می کنند، تکه تکه می شوند و مدار خود را تغییر می دهند - اما چگونه وستا از برخورد با چنین برخوردی جان سالم به در برد. جسم بزرگو حفظ یکپارچگی آن یک راز باقی مانده است. هسته آن شامل فلز سنگین، و پوست آن از سنگ های سبک ساخته شده است. Hygeia این سیارک با مدار ما تقاطع ندارد و به دور خورشید می چرخد. یک جرم آسمانی بسیار کم نور با وجود اینکه قطر آن 407 کیلومتر است، دیرتر از بقیه کشف شد. این رایج ترین نوع سیارک با محتوای کربن است. به طور معمول، رصد Hygia نیاز به تلسکوپ دارد، اما در نزدیک ترین فاصله آن به زمین، می توان آن را با دوربین دوچشمی دید.

سیارک ها اجرام آسمانی هستند که از جاذبه متقابل گاز و غبار متراکم که به دور خورشید ما در اوایل شکل گیری آن می چرخند، تشکیل شده اند. برخی از این اجرام، مانند یک سیارک، به جرم کافی برای تشکیل یک هسته مذاب رسیده اند. در لحظه ای که مشتری به جرم خود رسید، بیشتر سیاره های کوچک (پیش سیاره های آینده) شکافته شدند و از کمربند سیارکی اولیه بین مریخ و به بیرون پرتاب شدند. در این دوران، برخی از سیارک ها به دلیل برخورد اجسام عظیم در زیر نفوذ میدان گرانشی مشتری شکل گرفتند.

طبقه بندی بر اساس مدارها

سیارک ها بر اساس ویژگی هایی مانند بازتاب های مرئی نور خورشید و ویژگی های مداری طبقه بندی می شوند.

سیارک‌ها با توجه به ویژگی‌های مدارشان به گروه‌هایی تقسیم می‌شوند که در میان آنها خانواده‌هایی را می‌توان تشخیص داد. گروهی از سیارک ها تعدادی از این اجرام در نظر گرفته می شوند که مشخصات مداری آنها مشابه است، یعنی: نیمه محور، خروج از مرکز و میل مداری. یک خانواده سیارکی را باید گروهی از سیارک ها در نظر گرفت که نه تنها در مدارهای نزدیک حرکت می کنند، بلکه احتمالاً قطعاتی از یک جسم بزرگ هستند و در نتیجه شکافتن آن شکل گرفته اند.

بزرگترین خانواده شناخته شده می تواند چندین صد سیارک داشته باشد، در حالی که فشرده ترین آنها در ده سیارک است. تقریباً 34 درصد از اجسام سیارک ها اعضای خانواده سیارک ها هستند.

در نتیجه شکل گیری اکثر گروه های سیارک در منظومه شمسی، بدن مادر آنها از بین رفت، اما گروه هایی نیز وجود دارند که بدن مادری آنها زنده مانده است (مثلا).

طبقه بندی بر اساس طیف

طبقه بندی طیفی بر اساس طیف تابش الکترومغناطیسی است که نتیجه انعکاس نور خورشید توسط سیارک است. ثبت و پردازش این طیف امکان مطالعه ترکیب جرم آسمانی و شناسایی سیارک را در یکی از طبقات زیر فراهم می کند:

• گروهی از سیارک های کربنی یا گروه C. نمایندگان این گروه عمدتاً از کربن و همچنین عناصری تشکیل شده‌اند که در مراحل اولیه شکل‌گیری آن بخشی از قرص پیش سیاره‌ای منظومه شمسی ما بودند. هیدروژن و هلیوم، و همچنین سایر عناصر فرار، عملاً در سیارک‌های کربنی وجود ندارند، اما ممکن است مواد معدنی مختلفی وجود داشته باشند. یکی دیگر ویژگی متمایزچنین اجسامی دارای انعکاس آلبدوی پایینی هستند که نیاز به استفاده از ابزارهای رصد قوی تری نسبت به مطالعه سیارک های گروه های دیگر دارد. بیش از 75 درصد از سیارک های منظومه شمسی نمایندگانی از گروه C هستند. معروف ترین بدن های این گروه عبارتند از Hygeia، Pallas، و یک بار - Ceres.
• گروهی از سیارک های سیلیکونی یا گروه S. این نوع سیارک ها عمدتاً از آهن، منیزیم و برخی مواد معدنی سنگی دیگر تشکیل شده اند. به همین دلیل، سیارک های سیلیکونی را سیارک سنگی نیز می نامند. چنین اجسامی دارای آلبدوی نسبتاً بالایی هستند که امکان مشاهده برخی از آنها (مثلاً Iris) را به سادگی با کمک دوربین دوچشمی ممکن می کند. تعداد سیارک‌های سیلیکونی در منظومه شمسی 17 درصد از کل سیارک‌های شمسی است و بیشتر در فاصله‌ای تا 3 وجود دارند. واحدهای نجومیاز خورشید. بزرگترین نمایندگان گروه S: جونو، آمفیتریت و هرکولینا.

در نجوم، سیارک یک جرم آسمانی کوچک است که در یک مدار بیضی شکل مستقل به دور خورشید می چرخد. ترکیب شیمیاییسیارک ها متنوع هستند بیشتر این اجرام آسمانی اجرام کربنی هستند. با این حال، تعداد قابل توجهی از سیارک های سیلیکونی و فلزی نیز در منظومه شمسی وجود دارد.

کمربند سیارکی

در منظومه شمسی بین مدارهای سیارات مریخ و مشتری قرار دارد مقدار زیادیسیارک هایی با اندازه ها و اشکال مختلف. این خوشه از اجرام آسمانی کمربند سیارکی نامیده می شود. این جایی است که بزرگترین سیارک های منظومه ما قرار دارند: وستا، سرس، هیجیا و پالاس. شایان ذکر است که تاریخچه رصد و مطالعه سیارک ها با کشف سرس آغاز شد.

بزرگترین سیارک ها

وستا

این سیارک سنگین ترین و یکی از بزرگترین (دومین سیارک بزرگ) است. این جرم آسمانی در سال 1807 توسط هاینریش اولبرز کشف شد. نکته جالب این است که وستا را می توان با چشم غیر مسلح مشاهده کرد. این سیارک توسط کارل گاوس به افتخار الهه روم باستان، حامی کانون خانواده نامگذاری شد.

سرس

سرس که به نام الهه باروری روم باستان نامگذاری شده است، در سال 1801 توسط جوزپه پیاتزی کشف شد. در ابتدا دانشمندان بر این باور بودند که سیاره دیگری را کشف کرده اند، اما بعداً متوجه شدند که سرس یک سیارک است. قطر این جرم آسمانی 960 کیلومتر است که این سیارک را به بزرگ ترین سیارک در کمربند تبدیل می کند.

Hygeia

اعتبار کشف Hygeia متعلق به Annibale de Gasparis است. در سال 1849، او یک جرم بزرگ آسمانی را در کمربند سیارک ها کشف کرد که بعدها نام الهه سلامت و رفاه یونان باستان را دریافت کرد.

پالاس

این سیارک یک سال پس از کشف سرس و به لطف مشاهدات هاینریش اولبرز ستاره شناس آلمانی کشف شد. پالاس از نام خواهر الهه جنگ یونان باستان، آتنا، نامگذاری شده است.

خطر برخورد با زمین

لازم به ذکر است که در گذشته سیاره ما مورد اصابت 6 سیارک با قطر حداقل 10 کیلومتر قرار گرفت. این را گودال های عظیم روی سطح زمین در کشورهای مختلف نشان می دهد. قدیمی ترین دهانه 2 میلیارد سال و جوان ترین آن 50 هزار سال قدمت دارد. بنابراین، خطر بالقوه برخورد یک سیارک با زمین همیشه وجود دارد.

دانشمندان نگرانند که اتفاق مشابهی در سال 2029 رخ دهد، زمانی که سیارک غول پیکر آپوفیس، که به نام خدای نابودی مصر باستان، از نزدیکی سیاره ما عبور کند. با این حال، زمان نشان خواهد داد که آیا این سیارک با زمین برخورد خواهد کرد یا به سلامت از آن عبور خواهد کرد.

تمام سیارک هایی که تاکنون کشف شده اند دارای حرکت مستقیم هستند: آنها به دور خورشید در همان جهت سیارات بزرگ حرکت می کنند.

مرزهای حلقه تا حدی دلخواه هستند: چگالی فضایی سیارک ها (تعداد سیارک ها در واحد حجم) با فاصله از قسمت مرکزی کاهش می یابد. اگر در حین حرکت سیارک در مدار خود، صفحه zr مذکور (حول محوری عمود بر صفحه دایره البروج و عبور از خورشید) به دنبال سیارک بچرخد (به طوری که تمام مدت در این صفحه بماند)، سیارک حلقه خاصی را در این صفحه در یک چرخش توصیف می کند.

بیشتر این حلقه‌ها در ناحیه سایه‌دار قرار دارند، مانند حلقه‌های سرس و وستا، که در مدارهای کمی غیرعادی و کمی متمایل حرکت می‌کنند. برای تعداد کمی از سیارک ها، به دلیل گریز از مرکز و تمایل قابل توجه مدار، حلقه، مانند پالاس (i = 35o)، فراتر از این منطقه گسترش می یابد یا حتی مانند آتونی ها کاملاً خارج از آن قرار دارد. بنابراین، سیارک ها نیز در خارج از حلقه یافت می شوند

حجم فضای اشغال شده توسط حلقه توروس، جایی که 98٪ از تمام سیارک ها در آن حرکت می کنند، بسیار زیاد است - حدود 1.6 1026 کیلومتر مکعب. برای مقایسه، اشاره می کنیم که حجم زمین تنها 1012 کیلومتر مکعب است. محورهای نیمه اصلی مدار سیارک های متعلق به حلقه در محدوده 2.2 تا 3.2 درجه سانتیگراد قرار دارند. ث) سیارک ها در مدارهایی با سرعت خطی (هریوسمرکزی) حدود 20 کیلومتر بر ثانیه حرکت می کنند و در هر چرخش به دور خورشید بین 3 تا 9 سال می گذرانند.

میانگین حرکت روزانه آنها در محدوده 400-1200 است. گریز از مرکز این مدارها کوچک است - از 0 تا 0.2 و به ندرت از 0.4 بیشتر می شود. اما حتی با یک گریز از مرکز بسیار کوچک، فقط 0.1، فاصله هلیومرکزی سیارک در طول حرکت مداری آن چندین دهم واحد نجومی تغییر می کند و با e = 0.4 در 1.5 - 3 a. یعنی بسته به اندازه مدار، تمایل مدارها به صفحه دایره البروج معمولاً از 5 درجه تا 10 درجه است.

اما با شیب 10 درجه، سیارک می تواند حدود 0.5 واحد نجومی از صفحه دایره البروج منحرف شود. یعنی با شیب 30 درجه، 1.5 واحد نجومی از آن فاصله بگیرید.بر اساس میانگین حرکت روزانه، سیارک ها معمولا به پنج گروه تقسیم می شوند. از نظر ترکیب، گروه های I، II و III شامل سیارک هایی هستند که به ترتیب در مناطق بیرونی (دورترین از خورشید)، مرکزی و داخلی حلقه حرکت می کنند.

در ناحیه مرکزی، سیارک‌های زیرسیستم کروی غالب هستند، در حالی که در ناحیه داخلی، 3/4 سیارک‌ها اعضای منظومه تخت هستند. با حرکت از ناحیه داخلی به بیرونی، مدارهای دایره ای بیشتر و بیشتر می شوند: در گروه III، خروج از مرکز e است.

تنها اجسامی در مدارهای کمتر غیرعادی که برای این غول منظومه شمسی غیرقابل دسترس هستند، زنده مانده اند. تمام سیارک های موجود در حلقه، به اصطلاح، در یک منطقه امن هستند. اما آنها همچنین دائماً اختلالات سیارات را تجربه می کنند. البته مشتری قوی ترین تاثیر را روی آنها دارد. بنابراین، مدار آنها دائما در حال تغییر است. برای اینکه کاملاً سخت گیری کنیم، باید گفت که مسیر یک سیارک در فضا بیضی نیست، بلکه پیچ های شبه بیضی باز است که در کنار یکدیگر قرار دارند. فقط گاهی اوقات - هنگام نزدیک شدن به یک سیاره - مدارها به طور قابل توجهی از یکدیگر منحرف می شوند. با این حال، اختلالاتی که خود سیارات تجربه می کنند کوچک هستند و ساختار منظومه شمسی را تغییر نمی دهند.

آنها نمی توانند باعث برخورد سیارات با یکدیگر شوند. در مورد سیارک ها وضعیت متفاوت است. به دلیل گریز از مرکز و تمایلات زیاد مدار سیارک ها، آنها تحت تأثیر اختلالات سیاره ای به شدت تغییر می کنند، حتی اگر هیچ رویکردی به سیارات وجود نداشته باشد. سیارک ها ابتدا در یک جهت و سپس در جهت دیگر از مسیر خود منحرف می شوند. هر چه دورتر باشد، این انحرافات بیشتر می شوند: از این گذشته، سیارات به طور مداوم سیارک را به سمت خود "کشش" می کنند، اما مشتری قوی ترین است.

مشاهدات سیارک ها دوره های زمانی بسیار کوتاهی را برای شناسایی تغییرات قابل توجه در مدار اکثر سیارک ها به استثنای برخی موارد نادر پوشش می دهد. بنابراین، ایده های ما در مورد تکامل مدارهای آنها مبتنی بر ملاحظات نظری است. به طور خلاصه، آنها به موارد زیر خلاصه می شوند: مدار هر سیارک حول موقعیت متوسط ​​خود در نوسان است و برای هر نوسان ده ها یا صدها سال می گذرد. نیمه محور، خروج از مرکز و تمایل آن به طور همزمان با دامنه کمی تغییر می کند. حضیض و آفلیون یا به خورشید نزدیک می شوند یا از آن دور می شوند. این نوسانات به عنوان روشن می شوند جزءبه نوسانات یک دوره طولانی تر - هزاران یا ده ها هزار سال.

آنها شخصیت کمی متفاوت دارند. محور نیمه اصلی تغییرات اضافی را تجربه نمی کند. اما دامنه نوسانات گریز از مرکز و شیب می تواند بسیار بیشتر باشد. با چنین مقیاس‌های زمانی، دیگر نمی‌توان موقعیت‌های آنی سیارات را در مدارها در نظر گرفت: مانند یک فیلم شتاب‌دار، به نظر می‌رسد که یک سیارک و یک سیاره در امتداد مدارشان لکه‌دار شده‌اند.

منطقی است که آنها را به عنوان حلقه های گرانشی در نظر بگیریم. تمایل حلقه سیارک به صفحه دایره البروج، جایی که حلقه های سیاره ای قرار دارند - منبع نیروهای مزاحم - منجر به این واقعیت می شود که حلقه سیارک مانند یک بالا یا ژیروسکوپ رفتار می کند. فقط تصویر پیچیده‌تر است، زیرا مدار سیارک صلب نیست و شکل آن در طول زمان تغییر می‌کند. مدار سیارک طوری می چرخد ​​که حالت عادی به صفحه آن که در کانونی که خورشید قرار دارد بازیابی شده است، یک مخروط را توصیف می کند.در این حالت، خط گره ها در صفحه دایره البروج با سرعت کم و بیش ثابتی در جهت عقربه های ساعت می چرخند. در طول یک چرخش، فاصله‌های شیب، خروج از مرکز، حضیض و افلیون دو نوسان را تجربه می‌کنند.

وقتی خط گره ها با خط asp منطبق است (و این دو بار در یک دور اتفاق می افتد)، شیب حداکثر و خروج از مرکز حداقل است. شکل مدار به دایره نزدیکتر می شود، محور نیمه فرعی مدار افزایش می یابد، حضیض تا آنجا که ممکن است از خورشید دور می شود و آفلیون به آن نزدیکتر می شود (زیرا q+q'=2a=const ). سپس خط گره ها جابه جا می شود، شیب کاهش می یابد، حضیض به سمت خورشید حرکت می کند، آفلیون از آن دور می شود، خروج از مرکز افزایش می یابد و محور نیمه فرعی مدار کوتاه می شود. زمانی که خط گره ها عمود بر خط asp باشد به مقادیر شدید می رسد. اکنون حضیض نزدیک به خورشید است، آفلیون از آن دورتر است و هر دوی این نقاط بیشترین انحراف را از دایره البروج دارند.

مطالعات تکامل مدارها در دوره‌های زمانی طولانی نشان می‌دهد که تغییرات توصیف‌شده در تغییرات دوره طولانی‌تری که با دامنه نوسانات حتی بیشتر عناصر رخ می‌دهد، و خط asp نیز در حرکت گنجانده شده است. بنابراین، هر مداری پیوسته می تپد و علاوه بر این، آن نیز می چرخد. در e و i کوچک، نوسانات آنها با دامنه های کوچک رخ می دهد. مدارهای تقریباً دایره ای، که در نزدیکی صفحه دایره البروج قرار دارند، به سختی تغییر می کنند.

برای آنها، همه چیز به یک تغییر شکل جزئی و انحراف جزئی یک یا آن قسمت از مدار از صفحه دایره البروج ختم می شود. اما هر چه گریز از مرکز و تمایل مدار بیشتر باشد، اختلالات در بازه های زمانی طولانی بیشتر ظاهر می شوند.بنابراین، آشفتگی های سیاره ای منجر به اختلاط مداوم مدار سیارک ها و در نتیجه اختلاط اجرام در حال حرکت در امتداد آنها می شود. این باعث می شود که سیارک ها با یکدیگر برخورد کنند. در طول 4.5 میلیارد سال گذشته، از زمانی که سیارک ها وجود داشته اند، آنها برخوردهای زیادی را با یکدیگر تجربه کرده اند. تمایلات و گریز از مرکز مدارها منجر به عدم موازی حرکات متقابل آنها می شود و سرعتی که سیارک ها با آن از کنار یکدیگر می گذرند (مولفه سرعت آشفته) به طور متوسط ​​حدود 5 کیلومتر بر ثانیه است. برخورد با چنین سرعتی منجر به تخریب اجسام می شود.

شکل و سطح سیارک آیدا.
شمال در اوج قرار دارد.
این انیمیشن توسط تایفون اونر ساخته شده است.
(کپی رایت © 1997 توسط A. Tayfun Oner).

1. ایده های کلی

سیارک ها اجرام سنگی جامدی هستند که مانند سیارات به دور خورشید حرکت می کنند. مدارهای بیضی شکل. اما اندازه این اجسام بسیار کوچکتر از سیارات معمولی است، بنابراین به آنها سیارات کوچک نیز می گویند. قطر سیارک ها از چند ده متر (به طور معمول) تا 1000 کیلومتر (اندازه بزرگترین سیارک سرس) متغیر است. اصطلاح "سیارک" (یا "ستاره مانند") توسط ستاره شناس معروف قرن هجدهم ویلیام هرشل برای توصیف ظاهر این اجرام هنگام رصد از طریق تلسکوپ ابداع شد. حتی با بزرگ‌ترین تلسکوپ‌های زمینی، تشخیص قرص‌های مرئی بزرگ‌ترین سیارک‌ها غیرممکن است. آنها به عنوان منابع نقطه ای نور مشاهده می شوند، اگرچه، مانند سایر سیارات، خودشان چیزی در محدوده مرئی ساطع نمی کنند، بلکه فقط نور خورشید فرود را منعکس می کنند. قطر برخی از سیارک ها با استفاده از روش "غیبت ستاره" اندازه گیری شد، در آن لحظات خوش شانسی که آنها در یک خط دید با ستاره های به اندازه کافی درخشان بودند. در بیشتر موارد، اندازه آنها با استفاده از اندازه گیری ها و محاسبات اخترفیزیکی خاص تخمین زده می شود. بخش اعظم سیارک های شناخته شده در حال حاضر بین مدارهای مریخ و مشتری در فاصله های 2.2-3.2 واحد نجومی از خورشید (از این پس - AU) حرکت می کنند. در مجموع تا به امروز تقریباً 20000 سیارک کشف شده است که از این تعداد حدود 10000 سیارک ثبت شده است، یعنی به آنها اعداد یا حتی نامهای مناسب اختصاص داده شده است و مدارها با دقت زیادی محاسبه می شوند. نام‌های مناسب برای سیارک‌ها معمولاً توسط کاشفان آنها تعیین می‌شود، اما مطابق با قوانین بین‌المللی تعیین‌شده. در ابتدا، زمانی که اطلاعات کمی در مورد سیارات کوچک وجود داشت، نام آنها، مانند سایر سیارات، از اساطیر یونان باستان گرفته شد. ناحیه حلقوی فضا که این اجسام اشغال می کنند، کمربند اصلی سیارک ها نامیده می شود. با خطی متوسط سرعت مداریبا سرعتی در حدود 20 کیلومتر بر ثانیه، سیارک‌های کمربند اصلی بسته به فاصله از خورشید، از 3 تا 9 سال زمینی یک دور به دور خورشید می‌چرخند. تمایل صفحات مدار آنها نسبت به صفحه دایره البروج گاهی به 70 درجه می رسد، اما عموماً در محدوده 5-10 درجه است. بر این اساس، تمام سیارک های کمربند اصلی شناخته شده تقریباً به طور مساوی به زیر سیستم های مسطح (با تمایل مداری تا 8 درجه) و کروی تقسیم می شوند.

در طی رصدهای تلسکوپی سیارک ها، مشخص شد که درخشندگی اکثریت مطلق آنها در طول زمان تغییر می کند. مدت کوتاهی(از چند ساعت تا چند روز). اخترشناسان مدت‌ها تصور می‌کردند که این تغییرات در روشنایی سیارک‌ها با چرخش آن‌ها مرتبط است و اساساً با شکل نامنظم آنها مشخص می‌شود. اولین عکس‌هایی که از سیارک‌ها با استفاده از فضاپیماها به‌دست آمد، این موضوع را تأیید کرد و همچنین نشان داد که سطوح این اجسام با دهانه‌ها یا دهانه‌هایی با اندازه‌های مختلف حفره شده‌اند. شکل 1-3 اولین تصاویر فضایی از سیارک ها را نشان می دهد که با استفاده از فضاپیماهای مختلف به دست آمده است. بدیهی است که چنین اشکال و سطوحی از سیارات کوچک در طی برخوردهای متعدد آنها با جامدات دیگر شکل گرفته است اجرام آسمانی. به طور کلی، هنگامی که شکل یک سیارک مشاهده شده از زمین ناشناخته است (از آنجایی که به عنوان یک جسم نقطه ای قابل مشاهده است)، سپس آنها سعی می کنند با استفاده از یک بیضی سه محوری آن را تقریب کنند.

جدول 1 اطلاعات اولیه در مورد بزرگترین یا ساده ترین سیارک ها را ارائه می دهد.

جدول 1. اطلاعات در مورد برخی از سیارک ها.

ن	سیارک نام روسی/لاتی	قطر (کیلومتر)	وزن (10 15 کیلوگرم)	دوره زمانی چرخش (ساعت)	مداری. دوره زمانی (سال ها)	دامنه. کلاس	بزرگ p/axis orb. (au)	عجیب و غریب مدارها
1	سرس/ سرس	960 x 932	87000	9,1	4,6	با	2,766	0,078
2	پالاس/ پالاس	570 x 525 x 482	318000	7,8	4,6	U	2,776	0,231
3	جونو/ جونو	240	20000	7,2	4,4	اس	2,669	0,258
4	وستا/ وستا	530	300000	5,3	3,6	U	2,361	0,090
8	فلور/ فلور	141		13,6	3,3	اس		0,141
243	آیدا/ آیدا	58 × 23	100	4,6	4,8	اس	2,861	0,045
253	ماتیلدا/ ماتیلد	66 x 48 x 46	103	417,7	4,3	سی	2,646	0,266
433	اروس/اروس	33 × 13 × 13	7	5,3	1,7	اس	1,458	0,223
951	گاسپرا/ گاسپرا	19*12*11	10	7,0	3,3	اس	2,209	0,174
1566	ایکاروس/ ایکاروس	1,4	0,001	2,3	1,1	U	1,078	0,827
1620	جغرافیدان/ جئوگرافوس	2,0	0,004	5,2	1,4	اس	1,246	0,335
1862	آپولو/ آپولو	1,6	0,002	3,1	1,8	اس	1,471	0,560
2060	Chiron/ Chiron	180	4000	5,9	50,7	ب	13,633	0,380
4179	توتاتیس/ توتاتیس	4.6 x 2.4 x 1.9	0,05	130	1,1	اس	2,512	0,634
4769	کاستالیا/ کاستالیا	1.8 x 0.8	0,0005		0,4		1,063	0,483

توضیحات جدول

1 سرس بزرگترین سیارکی است که برای اولین بار کشف شد. در 1 ژانویه 1801 توسط ستاره شناس ایتالیایی جوزپه پیاتزی کشف شد و به نام الهه باروری رومی نامگذاری شد.

2 پالاس دومین سیارک بزرگ است، همچنین دومین سیارک کشف شده است. این کار توسط ستاره شناس آلمانی هاینریش اولبرز در 28 مارس 1802 انجام شد.

3 جونو - توسط K. Harding در سال 1804 کشف شد.

4 وستا سومین سیارک بزرگ است که در سال 1807 توسط G. Olbers نیز کشف شد. این جسم دارای شواهد رصدی از وجود پوسته بازالتی است که گوشته الیوین را پوشانده است، که ممکن است نتیجه ذوب و تمایز ماده آن باشد. تصویر قرص مرئی این سیارک برای اولین بار در سال 1995 با استفاده از تلسکوپ فضایی آمریکا به دست آمد. هابل که در مدار پایین زمین فعالیت می کند.

8 فلورا بزرگ‌ترین سیارک از خانواده بزرگی از سیارک‌ها به همین نام است که چند صد عضو دارد که اولین بار توسط ستاره‌شناس ژاپنی K. Hirayama مشخص شد. سیارک‌های این خانواده مدارهای بسیار نزدیکی دارند که احتمالاً منشأ مشترک آنها را از یک جسم والد مشترک تأیید می‌کند که در هنگام برخورد با جسم دیگری از بین رفته است.

243 آیدا یک سیارک کمربند اصلی است که تصاویر آن با استفاده از فضاپیمای گالیله در 28 آگوست 1993 به دست آمد. این تصاویر امکان کشف ماهواره کوچک آیدا را فراهم کرد که بعدها داکتیل نام گرفت. (شکل 2 و 3 را ببینید).

253 ماتیلدا یک سیارک است که تصاویر آن با استفاده از فضاپیمای NIAR در ژوئن 1997 به دست آمده است (شکل 4 را ببینید).

433 اروس یک سیارک نزدیک به زمین است که تصاویر آن با استفاده از فضاپیمای NIAR در فوریه 1999 به دست آمد.

951 گاسپرا یک سیارک کمربند اصلی است که برای اولین بار توسط فضاپیمای گالیله در 29 اکتبر 1991 تصویربرداری شد (شکل 1 را ببینید).

1566 ایکاروس سیارکی است که به زمین نزدیک می شود و از مدار آن عبور می کند و دارای گریز از مرکز مداری بسیار بزرگ (0.8268) است.

1620 Geograph یک سیارک نزدیک به زمین است که یا یک جرم دوتایی است یا شکل بسیار نامنظمی دارد. این از وابستگی روشنایی آن به فاز چرخش حول محور خود و همچنین از تصاویر رادار آن ناشی می شود.

1862 آپولو - بزرگترین سیارک از همان خانواده اجسام که به زمین نزدیک شده و از مدار آن عبور می کند. گریز از مرکز مدار آپولو بسیار بزرگ است - 0.56.

2060 Chiron یک سیارک دنباله دار است که فعالیت های دنباله دار دوره ای را نشان می دهد (افزایش منظم روشنایی در نزدیکی حضیض مدار، یعنی در حداقل فاصله از خورشید، که می تواند با تبخیر ترکیبات فرار موجود در سیارک توضیح داده شود). حرکت در امتداد یک مسیر غیرعادی (خروج از مرکز 0.3801) بین مدارهای زحل و اورانوس.

4179 توتاتیس یک سیارک دوتایی است که اجزای آن احتمالاً در تماس هستند و ابعاد آن تقریباً 2.5 کیلومتر و 1.5 کیلومتر است. تصاویر این سیارک با استفاده از رادارهای واقع در Arecibo و Goldstone به دست آمده است. از بین تمام سیارک‌های نزدیک به زمین در قرن بیست و یکم، Toutatis باید در نزدیک‌ترین فاصله باشد (حدود 1.5 میلیون کیلومتر، 29 سپتامبر 2004).

4769 Castalia یک سیارک دوتایی با اجزای تقریباً یکسان (قطر 0.75 کیلومتر) در تماس است. تصویر رادیویی آن با استفاده از رادار در Arecibo به دست آمد.

تصویر سیارک 951 گاسپرا

برنج. 1. تصویر سیارک 951 گاسپرا، که با استفاده از فضاپیمای گالیله، به صورت شبه رنگ، یعنی ترکیبی از تصاویر از طریق فیلترهای بنفش، سبز و قرمز به دست آمده است. رنگ های به دست آمده به طور خاص برای برجسته کردن تفاوت های ظریف در جزئیات سطح بهبود یافته اند. نواحی سنگ در معرض مایل به آبی، در حالی که مناطق پوشیده از سنگ سنگی (مواد خرد شده) مایل به قرمز است. وضوح مکانی در هر نقطه از تصویر 163 متر است.گاسپرا دارای شکل نامنظم و ابعاد تقریبی در امتداد 3 محور 19*12*11 کیلومتری است. خورشید سیارک سمت راست را روشن می کند.
تصویر ناسا GAL-09.

تصویر سیارک 243 آیداس

برنج. 2 تصویر رنگی کاذب از سیارک 243 آیدا و قمر کوچکش داکتیل که توسط فضاپیمای گالیله گرفته شده است. تصاویر منبع مورد استفاده برای به دست آوردن تصویر نشان داده شده در شکل تقریباً از 10500 کیلومتر به دست آمده اند. تفاوت رنگ ممکن است نشان دهنده تغییرات در ترکیب سورفکتانت باشد. نواحی آبی روشن ممکن است با ماده ای متشکل از مواد معدنی حاوی آهن پوشانده شوند. طول ایدا 58 کیلومتر است و محور چرخش آن به صورت عمودی با کمی شیب به سمت راست است.
تصویر ناسا GAL-11.

برنج. 3. تصویر داکتیل، ماهواره کوچک 243 آیدا. هنوز مشخص نیست که آیا او تکه ای از آیدا است که در جریان نوعی برخورد از او جدا شده است یا یک جسم خارجی که توسط او گرفته شده است. میدان گرانشیو در یک مدار دایره ای حرکت می کند. این تصویر در 28 آگوست 1993 از طریق یک فیلتر چگالی خنثی از فاصله تقریباً 4000 کیلومتری، 4 دقیقه قبل از نزدیکترین نزدیک شدن به سیارک گرفته شده است. ابعاد Dactyl تقریباً 1.2 x 1.4 x 1.6 کیلومتر است. تصویر ناسا GAL-04

سیارک 253 ماتیلدا

برنج. 4. سیارک 253 ماتیلدا. عکس ناسا، فضاپیمانزدیک

2. کمربند اصلی سیارک چگونه ممکن است بوجود بیاید؟

مدار اجسام متمرکز در کمربند اصلی پایدار بوده و شکلی نزدیک به دایره یا کمی خارج از مرکز دارند. در اینجا آنها در یک منطقه "ایمن" حرکت می کنند، جایی که تاثیر گرانشی سیارات بزرگ، و در درجه اول مشتری، حداقل است. حقایق علمی موجود امروز نشان می دهد که این مشتری بود که بازی می کرد نقش اصلیاین است که سیاره دیگری نمی تواند به جای کمربند اصلی سیارک ها در طول تولد منظومه شمسی بوجود بیاید. اما حتی در آغاز قرن ما، بسیاری از دانشمندان هنوز مطمئن بودند که قبلاً سیاره بزرگ دیگری بین مشتری و مریخ وجود داشته است که به دلایلی فرو ریخت. اولبرز اولین کسی بود که بلافاصله پس از کشف پالاس چنین فرضیه ای را بیان کرد. او همچنین نام این سیاره فرضی - Phaeton را به وجود آورد. بیایید یک انحراف کوچک انجام دهیم و یک قسمت از تاریخ منظومه شمسی را توصیف کنیم - آن تاریخی که بر اساس مدرن است. حقایق علمی. این امر به ویژه برای درک منشاء سیارک های کمربند اصلی ضروری است. سهم بزرگدانشمندان شوروی O.Yu در شکل گیری نظریه مدرن منشا منظومه شمسی کمک کردند. اشمیت و وی. سافرونوف

یکی از بزرگترین اجرام که در حدود 4.5 میلیارد سال پیش در مدار مشتری (در فاصله 5 واحد نجومی از خورشید) شکل گرفت، سریعتر از سایرین شروع به افزایش اندازه کرد. این جسم با قرار گرفتن در مرز تراکم ترکیبات فرار (H 2 ، H 2 O ، NH 3 ، CO 2 ، CH 4 و غیره) که از ناحیه ای از دیسک پیش سیاره ای نزدیکتر به خورشید جریان می یابد و گرمتر می شود ، تبدیل شد. مرکز تجمع مواد که عمدتاً از میعانات گازی منجمد تشکیل شده است. هنگامی که به یک جرم به اندازه کافی بزرگ رسید، با میدان گرانشی خود شروع به گرفتن ماده متراکم شده قبلی کرد که نزدیکتر به خورشید، در ناحیه اجسام مادر سیارک ها قرار داشت، و بنابراین رشد سیارک ها را کاهش داد. از سوی دیگر، اجسام کوچکتری که به هر دلیلی توسط مشتری اولیه دستگیر نشده بودند، اما در حوزه نفوذ گرانشی آن قرار داشتند، عملاً در داخل پراکنده شدند. طرف های مختلف. به روشی مشابه، احتمالاً اجسام از ناحیه تشکیل زحل پرتاب شده اند، هرچند نه چندان شدید. این اجسام همچنین به کمربند اجسام مادر سیارک ها یا سیارات کوچکی که قبلاً بین مدارهای مریخ و مشتری به وجود آمده بودند نفوذ کردند و آنها را از این منطقه "جرو" کردند یا آنها را در معرض تکه تکه شدن قرار دادند. علاوه بر این، قبل از این، رشد تدریجی اجسام مادر سیارک ها به دلیل سرعت نسبی کم آنها (تا حدود 0.5 کیلومتر در ثانیه) امکان پذیر بود، زمانی که برخورد هر یک از اجسام به اتحاد آنها ختم شد و نه تکه تکه شدن. افزایش جریان اجسام پرتاب شده به کمربند سیارکی توسط مشتری (و زحل) در طول رشد آن منجر به این واقعیت شد که سرعت نسبی اجسام مادر سیارک ها به طور قابل توجهی افزایش یافت (تا 3-5 کیلومتر بر ثانیه) و تبدیل شد. آشفته تر در نهایت، فرآیند انباشته شدن اجسام مادر سیارک با فرآیند تکه تکه شدن آنها در طی برخوردهای متقابل جایگزین شد و امکان بالقوه تشکیل یک سیاره به اندازه کافی بزرگ در فاصله معینی از خورشید برای همیشه ناپدید شد.

3. سیارک در مدار

بازگشت به وضعیت فعلی کمربند سیارکی، باید تاکید کرد که مشتری همچنان نقش اصلی را در تکامل مدار سیارک ایفا می کند. تأثیر گرانشی طولانی مدت (بیش از 4 میلیارد سال) این سیاره غول پیکر بر روی سیارک های کمربند اصلی منجر به این واقعیت شده است که تعدادی مدار "ممنوع" یا حتی مناطقی وجود دارد که در آنها عملاً سیارات کوچکی وجود ندارد. و اگر به آنجا برسند، نمی توانند مدت زیادی در آنجا بمانند. آنها شکاف یا دریچه های کرکوود نامیده می شوند که به افتخار دانیل کرکوود، دانشمندی که اولین بار آنها را کشف کرد، نامگذاری شده اند. چنین مدارهایی دارای تشدید هستند، زیرا سیارک هایی که در امتداد آنها حرکت می کنند تأثیر گرانشی قوی مشتری را تجربه می کنند. دوره های مداری مربوط به این مدارها در روابط ساده ای با دوره مداری مشتری هستند (مثلاً 1:2؛ 3:7؛ 2:5؛ 1:3 و غیره). اگر یک سیارک یا قطعه آن، در نتیجه برخورد با جسم دیگری، به مدار تشدید یا نزدیک به آن بیفتد، آنگاه محور نیمه اصلی و گریز از مرکز مدار آن تحت تأثیر میدان گرانشی Jovian به سرعت تغییر می کند. همه چیز با خروج سیارک از مدار تشدید پایان می یابد و حتی ممکن است کمربند اصلی سیارک ها را ترک کند یا محکوم به برخوردهای جدید با اجرام مجاور است. این کار فضای کرکوود مربوطه را از هر جسمی پاک می کند. با این حال، باید تاکید کرد که در کمربند اصلی سیارک‌ها هیچ شکاف یا فضای خالی وجود ندارد، اگر توزیع آنی تمام اجسام موجود در آن را تصور کنیم. همه سیارک ها، در هر زمان معین، به طور نسبتاً مساوی کمربند سیارک ها را پر می کنند، زیرا با حرکت در امتداد مدارهای بیضی شکل، بیشتر وقت خود را در منطقه "بیگانه" می گذرانند. نمونه دیگری، "متضاد" از تأثیر گرانشی مشتری: در مرز بیرونی کمربند اصلی سیارک ها دو حلقه باریک اضافی وجود دارد، برعکس، از مدار سیارک ها تشکیل شده است که دوره های مداری آنها در نسبت های 2:3 و 1:1 در رابطه با دوره مداری مشتری. بدیهی است که سیارک هایی با دوره مداری مربوط به نسبت 1:1 مستقیماً در مدار مشتری قرار دارند. اما آنها در فاصله ای برابر با شعاع مدار مشتری از جلو یا عقب حرکت می کنند. سیارک هایی که در حرکت خود از مشتری جلوتر هستند "یونانیان" و آنهایی که از آن پیروی می کنند "تروجان" نامیده می شوند (بنابراین نام آنها از قهرمانان جنگ تروا گرفته شده است). حرکت این سیارات کوچک کاملاً پایدار است، زیرا آنها در به اصطلاح "نقاط لاگرانژ" قرار دارند، جایی که نیروهای گرانشی وارد بر آنها برابر می شوند. نام عمومی این گروه از سیارک ها "تروجان" است. برخلاف تروجان‌ها، که می‌توانستند به تدریج در مجاورت نقاط لاگرانژ در طول تکامل طولانی برخورد سیارک‌های مختلف جمع شوند، خانواده‌هایی از سیارک‌ها با مدارهای بسیار نزدیک از اجسام تشکیل‌دهنده‌شان وجود دارند که به احتمال زیاد در نتیجه فروپاشی نسبتاً اخیر آن‌ها شکل گرفته‌اند. بدن مادر مربوطه به عنوان مثال، این خانواده سیارک فلورا است که در حال حاضر حدود 60 عضو دارد و تعدادی دیگر. که در اخیرادانشمندان در تلاشند تا تعداد کل این خانواده از سیارک ها را تعیین کنند تا بدین ترتیب تعداد اولیه اجسام والدین آنها را تخمین بزنند.

4. سیارک های نزدیک به زمین

در نزدیکی لبه داخلی کمربند اصلی سیارک ها، گروه های دیگری از اجرام وجود دارند که مدار آنها بسیار فراتر از کمربند اصلی است و حتی ممکن است با مدارهای مریخ، زمین، زهره و حتی عطارد تقاطع پیدا کند. اول از همه، اینها گروه های سیارک های آمور، آپولو و آتن (با نام بزرگترین نمایندگان موجود در این گروه ها) هستند. مدار این سیارک‌ها دیگر به اندازه اجسام کمربند اصلی پایدار نیست، اما تحت تأثیر میدان‌های گرانشی نه تنها مشتری، بلکه سیارات نیز نسبتاً سریع تکامل می‌یابند. گروه زمینی. به همین دلیل، این گونه سیارک ها می توانند از یک گروه به گروه دیگر حرکت کنند، و تقسیم سیارک ها به گروه های فوق مشروط است، بر اساس داده های مربوط به مدارهای مدرن سیارک ها. به ویژه آموری ها در مدارهای بیضی شکل حرکت می کنند که فاصله حضیض (حداقل فاصله تا خورشید) که از 1.3 واحد نجومی تجاوز نمی کند. آپولون ها در مدارهایی با فاصله حضیض کمتر از 1 AU حرکت می کنند. (به یاد داشته باشید که این میانگین فاصله زمین از خورشید است) و به مدار زمین نفوذ کنید. اگر برای آموری ها و آپولونی ها، محور نیمه اصلی مدار از 1 واحد نجومی تجاوز کند، برای آتونی ها کمتر از این مقدار یا از مرتبه آن است و این سیارک ها، بنابراین، عمدتاً در مدار زمین حرکت می کنند. بدیهی است که آپولون ها و آتونی ها با عبور از مدار زمین می توانند خطر برخورد با آن را ایجاد کنند. حتی وجود دارد تعریف کلیاین گروه از سیارات کوچک به عنوان "سیارک های نزدیک به زمین" اجرامی هستند که اندازه مداری آنها از 1.3 واحد نجومی تجاوز نمی کند. تا به امروز، حدود 800 شی از این دست کشف شده است، اما تعداد کل آنها می تواند به طور قابل توجهی بزرگتر باشد - تا 1500-2000 با ابعاد بیش از 1 کیلومتر و تا 135000 با ابعاد بیش از 100 متر. تهدید موجود برای زمین از سیارک ها و دیگر اجرام کیهانی که در محیط های زمینی قرار دارند یا ممکن است به پایان برسند، به طور گسترده در محافل علمی و عمومی مورد بحث قرار گرفته است. جزئیات بیشتر در مورد این، و همچنین در مورد اقدامات پیشنهادی برای محافظت از سیاره ما را می توان در کتاب اخیرا منتشر شده توسط A.A. بویارچوک

5. درباره سایر کمربند سیارک ها

اجسام شبه سیارک نیز فراتر از مدار مشتری وجود دارند. علاوه بر این، طبق آخرین داده ها، معلوم شد که تعداد زیادی از این اجسام در حاشیه منظومه شمسی وجود دارد. این اولین بار توسط ستاره شناس آمریکایی جرارد کویپر در سال 1951 پیشنهاد شد. او این فرضیه را فرموله کرد که فراتر از مدار نپتون، در فواصل حدود 30-50 واحد نجومی. ممکن است یک کمربند کامل از اجسام وجود داشته باشد که به عنوان منبع دنباله دارهای کوتاه مدت عمل می کند. در واقع، از اوایل دهه 90 میلادی (با معرفی بزرگ‌ترین تلسکوپ‌ها با قطر تا 10 متر در جزایر هاوایی)، بیش از صد جرم سیارک‌مانند با قطرهای بین 100 تا 800 کیلومتر فراتر از این جزیره کشف شده است. مدار نپتون مجموعه ای از این اجساد "کمربند کویپر" نامیده می شد، اگرچه آنها هنوز برای تشکیل یک کمربند "کامل" کافی نیستند. با این حال، بر اساس برخی برآوردها، تعداد اجسام موجود در آن ممکن است کمتر (اگر نه بیشتر) از کمربند اصلی سیارک ها نباشد. اجسام تازه کشف شده بر اساس پارامترهای مداری خود به دو دسته تقسیم شدند. حدود یک سوم از کل اجرام فرا نپتونی به اولین کلاس به اصطلاح پلوتینو اختصاص داده شد. آنها در یک رزونانس 3:2 با نپتون در مدارهای نسبتاً بیضی شکل حرکت می کنند (محورهای نیمه اصلی در حدود 39 واحد نجومی، گریز از مرکز 0.11-0.35، تمایل مداری به دایره البروج 0-20 درجه)، شبیه به مدار پلوتون، جایی که آنها منشأ پیدا کردند. نام این کلاس در حال حاضر حتی بین دانشمندان بحث هایی وجود دارد که آیا پلوتو را باید یک سیاره تمام عیار در نظر گرفت یا فقط یکی از اجرام طبقه فوق الذکر. با این حال، وضعیت پلوتو به احتمال زیاد تغییر نخواهد کرد، زیرا قطر متوسط ​​آن (2390 کیلومتر) به طور قابل توجهی بزرگتر از قطر اجرام شناخته شده فرا نپتونی است، و علاوه بر این، مانند اکثر سیارات دیگر در منظومه شمسی، دارای یک ماهواره بزرگ است. شارون) و یک جو. طبقه دوم شامل به اصطلاح "اجرای کمربند کویپر معمولی" است، زیرا اکثر آنها (3/2 باقیمانده) شناخته شده هستند و در مدارهای نزدیک به دایره با محورهای نیمه اصلی در محدوده 40-48 AU حرکت می کنند. و تمایلات مختلف (0-40 درجه). تا کنون، فواصل زیاد و اندازه های نسبتا کوچک مانع از کشف اجسام مشابه جدید با سرعت بیشتر شده است، اگرچه از بزرگترین تلسکوپ ها و مدرن ترین فناوری برای این کار استفاده می شود. بر اساس مقایسه این اجرام با سیارک های شناخته شده بر اساس ویژگی های نوری آنها، اکنون اعتقاد بر این است که اولی ها ابتدایی ترین در منظومه سیاره ای ما هستند. این بدان معناست که ماده آنها، از زمان تراکم آن از سحابی پیش سیاره ای، تغییرات بسیار کوچکی را در مقایسه با ماده سیارات زمینی تجربه کرده است. در واقع اکثریت مطلق این اجسام در ترکیب خود می توانند هسته دنباله دارها باشند که در بخش دنباله دارها نیز به آن پرداخته خواهد شد.

تعدادی اجسام سیارکی (این تعداد احتمالاً در طول زمان افزایش می‌یابد) بین کمربند کویپر و کمربند اصلی سیارک - این "کلاس سنتور" است - به قیاس با سنتورهای اساطیری یونان باستان (نیمه انسان، نیمی) کشف شده است. -اسب). یکی از نمایندگان آنها سیارک Chiron است که به درستی آن را سیارک دنباله دار می نامند، زیرا به طور دوره ای فعالیت دنباله دار را به شکل جو گازی در حال ظهور (کما) و دم نشان می دهد. آنها از ترکیبات فراری تشکیل شده اند که ماده این جسم را هنگام عبور از بخش های حضیض مدارش تشکیل می دهند. Chiron یکی از نمونه های گویاعدم وجود مرز تیز بین سیارک ها و دنباله دارها از نظر ترکیب مواد و احتمالاً منشاء. اندازه آن حدود 200 کیلومتر است و مدار آن با مدارهای زحل و اورانوس همپوشانی دارد. نام دیگر اشیاء این کلاس "کمربند Kazimirchak-Polonskaya" است - به نام E.I. پولونسکایا، که وجود اجرام سیارکی بین سیارات غول پیکر را اثبات کرد.

6. کمی در مورد روش های تحقیق سیارک ها

درک ما از ماهیت سیارک ها اکنون بر اساس سه منبع اصلی اطلاعات است: مشاهدات تلسکوپی زمینی (اپتیکی و راداری)، تصاویر به دست آمده از فضاپیماها در حال نزدیک شدن به سیارک ها، و تجزیه و تحلیل آزمایشگاهی سنگ ها و کانی های زمینی شناخته شده و همچنین شهاب سنگ هایی که به زمین سقوط کرده اند که (که در بخش "شهاب سنگ ها" مورد بحث قرار خواهد گرفت) عمدتاً قطعاتی از سیارک ها، هسته های دنباله دار و سطوح سیارات زمینی در نظر گرفته می شوند. اما ما همچنان بیشترین مقدار اطلاعات را در مورد سیارات کوچک با استفاده از اندازه گیری های تلسکوپی زمینی به دست می آوریم. بنابراین، سیارک‌ها به‌اصطلاح «انواع طیفی» یا طبقاتی با توجه به ویژگی‌های نوری قابل مشاهده‌شان تقسیم می‌شوند. اول از همه، این آلبدو (نسبت نور منعکس شده توسط یک جسم از مقدار نور خورشیدی که به آن وارد شده در واحد زمان، اگر جهت تابش و پرتوهای منعکس شده را یکسان در نظر بگیریم) و شکل کلی بدن است. طیف انعکاس در محدوده مرئی و مادون قرمز نزدیک (که با تقسیم ساده در هر یک از طول موج نور درخشندگی طیفی سطح جسم مشاهده شده بر روشنایی طیفی در همان طول موج خود خورشید به دست می آید). این ویژگی های نوری برای ارزیابی ترکیب شیمیایی و کانی شناسی ماده تشکیل دهنده سیارک ها استفاده می شود. گاهی اوقات داده های اضافی (در صورت وجود) در نظر گرفته می شود، به عنوان مثال، در مورد بازتاب راداری سیارک، سرعت چرخش آن حول محور خود و غیره.

تمایل به تقسیم سیارک ها به طبقات با تمایل دانشمندان برای ساده کردن یا طرح بندی توصیف تعداد زیادی از سیارات کوچک توضیح داده می شود، اگرچه، همانطور که مطالعات دقیق تر نشان می دهد، این همیشه ممکن نیست. اخیراً نیاز به معرفی زیر کلاس‌ها و تقسیم‌بندی‌های کوچک‌تر از انواع طیفی سیارک‌ها برای مشخص کردن برخی ویژگی‌های کلی گروه‌های فردی آنها وجود داشته است. قبل از اینکه بدهی ویژگی های عمومیسیارک هایی از انواع طیفی مختلف، توضیح خواهیم داد که چگونه ترکیب ماده سیارکی را می توان با استفاده از اندازه گیری های از راه دور ارزیابی کرد. همانطور که قبلاً اشاره شد، اعتقاد بر این است که سیارک‌های یک نوع خاص تقریباً مقادیر آلبیدو و طیف بازتاب مشابهی دارند که از نظر شکل مشابه هستند که می‌توانند با مقادیر یا ویژگی‌های متوسط ​​(برای یک نوع معین) جایگزین شوند. این مقادیر متوسط ​​برای نوع خاصی از سیارک با مقادیر مشابه برای سنگ‌ها و کانی‌های زمینی و همچنین شهاب‌سنگ‌هایی که نمونه‌هایی از آنها در مجموعه‌های زمینی موجود است، مقایسه می‌شود. شیمیایی و ترکیب معدنینمونه‌هایی که «نمونه‌های آنالوگ» نامیده می‌شوند، همراه با خواص طیفی و سایر خواص فیزیکی آن‌ها، معمولاً قبلاً در آزمایشگاه‌های زمینی به خوبی مورد مطالعه قرار گرفته‌اند. بر اساس چنین مقایسه‌ای و انتخاب نمونه‌های آنالوگ، میانگین ترکیب شیمیایی و معدنی ماده برای سیارک‌هایی از این نوع با تقریب اول تعیین می‌شود. معلوم شد که بر خلاف سنگ های زمینی، ماده سیارک ها به طور کلی بسیار ساده تر یا حتی ابتدایی است. این نشان می دهد که فرآیندهای فیزیکی و شیمیایی که در آن ماده سیارکی در طول تاریخ منظومه شمسی درگیر بوده است به اندازه سیارات زمینی متنوع و پیچیده نبوده است. اگر در حال حاضر حدود 4000 گونه معدنی به طور قابل اعتماد بر روی زمین در نظر گرفته می شود، در سیارک ها ممکن است تنها چند صد مورد از آنها وجود داشته باشد. این را می توان با تعداد گونه های معدنی (حدود 300 گونه) که در شهاب سنگ هایی که به سطح زمین سقوط کرده اند، که ممکن است قطعاتی از سیارک ها باشند، قضاوت کرد. طیف گسترده ای از مواد معدنی روی زمین نه تنها به این دلیل به وجود آمد که شکل گیری سیاره ما (و همچنین سایر سیارات زمینی) در یک ابر پیش سیاره ای بسیار نزدیکتر به خورشید و بنابراین در دماهای بالاتر اتفاق افتاد. علاوه بر این واقعیت که ماده سیلیکات، فلزات و ترکیبات آنها که در چنین دماهایی در حالت مایع یا پلاستیک قرار دارند، توسط وزن مخصوص در میدان گرانشی زمین جدا یا متمایز می شوند، شرایط دمایی غالب برای ظهور یک محیط اکسید کننده گاز یا مایع ثابت که اجزای اصلی آن اکسیژن و آب بود. تعامل طولانی و مداوم آنها با کانی های اولیه و سنگ های پوسته زمین منجر به غنی شدن مواد معدنی شد که ما مشاهده می کنیم. با بازگشت به سیارک ها، لازم به ذکر است که طبق داده های سنجش از دور، آنها عمدتاً از ترکیبات سیلیکات ساده تری تشکیل شده اند. اول از همه، اینها سیلیکات های بی آب هستند، مانند پیروکسن ها (فرمول کلی آنها ABZ 2 O 6 است، جایی که موقعیت های "A" و "B" توسط کاتیون های فلزات مختلف و "Z" - Al یا Si) اشغال شده است)، الیوین ها. (A 2 + 2 SiO 4، که در آن A 2 + = Fe، منیزیم، منگنز، نیکل) و گاهی اوقات پلاژیوکلازها (با فرمول کلی(Na,Ca)Al(Al,Si)Si 2 O 8). آنها را کانی های سنگ ساز می نامند زیرا اساس اکثر سنگ ها را تشکیل می دهند. نوع دیگری از ترکیب سیلیکات که معمولاً در سیارک ها یافت می شود هیدروسیلیکات ها یا سیلیکات های لایه ای هستند. اینها شامل سرپانتین ها (با فرمول کلی A 3 Si 2 O 5؟ (OH)، که در آن A = Mg، Fe 2+، Ni)، کلریت ها (A 4-6 Z 4 O 10 (OH,O) 8، که در آن A و Z عمدتاً کاتیونهای فلزات مختلف هستند) و تعدادی کانی دیگر که حاوی هیدروکسیل (OH) هستند. می توان فرض کرد که در سیارک ها نه تنها اکسیدهای ساده، ترکیبات (به عنوان مثال، دی اکسید گوگرد) و آلیاژهای آهن و سایر فلزات (به ویژه FeNi)، ترکیبات کربن (آلی)، بلکه حتی فلزات و کربن در حالت آزاد وجود دارد. . این را نتایج یک مطالعه در مورد ماده شهاب سنگی که دائماً روی زمین می افتد نشان می دهد (به بخش "شهاب سنگ ها" مراجعه کنید).

7. انواع طیفی سیارک ها

تا به امروز، طبقات طیفی اصلی زیر یا انواع سیارات کوچک شناسایی شده اند با حروف لاتین: A، B، C، F، G، D، P، E، M، Q، R، S، V و T. اجازه دهید به آنها توضیح مختصری بدهیم.

سیارک‌های نوع A دارای آلبدوی نسبتاً بالا و قرمزترین رنگ هستند که با افزایش قابل توجه بازتاب آنها نسبت به طول موج‌های بلند مشخص می‌شود. آنها ممکن است شامل الیوین های با دمای بالا (دارای نقطه ذوب در محدوده 1100-1900 درجه سانتیگراد) یا مخلوطی از الیوین با فلزاتی باشند که با ویژگی های طیفی این سیارک ها مطابقت دارند. در مقابل، سیارات کوچک از انواع B، C، F و G دارای آلبدوی کم (اجرام نوع B تا حدودی سبکتر هستند) و تقریباً مسطح (یا بی رنگ) در محدوده مرئی هستند، اما طیف بازتابی دارند که در کوتاه مدت به شدت کاهش می یابد. طول موج بنابراین، اعتقاد بر این است که این سیارک ها عمدتاً از سیلیکات های هیدراته با دمای پایین (که می توانند در دمای 500-1500 درجه سانتیگراد تجزیه یا ذوب شوند) با مخلوط کربن یا کربن تشکیل شده اند. ترکیبات آلی، دارای ویژگی های طیفی مشابه است. سیارک‌هایی با رنگ مایل به قرمز و آلبدو کم به‌عنوان نوع D و P طبقه‌بندی شده‌اند (اجسام D قرمزتر هستند). چنین خواصی سیلیکات های غنی از کربن یا مواد آلی. به عنوان مثال، آنها از ذرات غبار بین سیاره ای تشکیل شده اند که احتمالاً حتی قبل از تشکیل سیارات، قرص پیش سیاره ای دور خورشید را پر کرده است. بر اساس این شباهت، می‌توان فرض کرد که سیارک‌های D و P قدیمی‌ترین اجرام کمربند سیارکی هستند که کمی تغییر کرده‌اند. سیارات کوچک نوع E بالاترین مقادیر آلبدو را دارند (مواد سطح آنها می تواند تا 50٪ از نوری را که روی آنها می افتد منعکس کند) و رنگ آنها کمی مایل به قرمز است. همینطور ویژگی های طیفیدارای ماده معدنی انستاتیت (این نوعی پیروکسن با دمای بالا است) یا سایر سیلیکات های حاوی آهن در حالت آزاد (اکسید نشده) که بنابراین می تواند بخشی از سیارک های نوع E باشد. سیارک هایی که از نظر طیف انعکاس مشابه اجسام نوع P و E هستند، اما از نظر مقدار albedo بین آنها قرار دارند، به عنوان نوع M طبقه بندی می شوند. مشخص شد که خواص نوری این اجسام بسیار شبیه به خواص فلزات در حالت آزاد یا ترکیبات فلزی مخلوط با انستاتیت یا سایر پیروکسن ها است. در حال حاضر حدود 30 سیارک از این دست وجود دارد که با کمک مشاهدات زمینی، اخیراً چنین سیارکی ایجاد شده است. حقیقت جالببه عنوان وجود سیلیکات های هیدراته در قسمت قابل توجهی از این اجسام. اگرچه دلیل پیدایش چنین ترکیب غیرمعمولی از مواد با درجه حرارت بالا و دمای پایین هنوز به طور کامل مشخص نشده است، می توان فرض کرد که هیدروسیلیکات ها می توانند به سیارک های نوع M در هنگام برخورد آنها با اجرام ابتدایی تر معرفی شوند. از طبقات طیفی باقیمانده، از نظر آلبدو و شکل کلی طیف بازتاب آنها در محدوده مرئی، سیارک های نوع Q-، R-، S- و V کاملاً مشابه هستند: آنها دارای آلبدوی نسبتاً بالایی هستند (نوع S) بدن کمی پایین تر است) و رنگ مایل به قرمز است. تفاوت بین آنها در این واقعیت خلاصه می شود که باند جذب گسترده ای در حدود 1 میکرون موجود در طیف بازتاب آنها در محدوده مادون قرمز نزدیک دارای اعماق متفاوتی است. این نوار جذبی مشخصه مخلوطی از پیروکسن ها و الیوین ها است و موقعیت مرکز و عمق آن به محتوای کسری و کل این کانی ها در ماده سطحیسیارک ها از سوی دیگر، عمق هر نوار جذبی در طیف بازتاب یک ماده سیلیکات اگر حاوی ذرات مات (مثلاً کربن، فلزات یا ترکیبات آنها) باشد که بازتاب منتشر شده (یعنی از طریق ماده منتقل می شود) را نشان می دهد، کاهش می یابد. و حامل اطلاعات در مورد ترکیب آن) نور. برای این سیارک ها، عمق باند جذب در 1 میکرومتر از S- به نوع Q-، R- و V افزایش می یابد. مطابق با موارد فوق، اجسام انواع ذکر شده (به جز V) می توانند از مخلوطی از الیوین ها، پیروکسن ها و فلزات تشکیل شوند. ماده سیارک‌های نوع V ممکن است همراه با پیروکسن‌ها، فلدسپات‌ها باشد و از نظر ترکیب شبیه بازالت‌های زمینی باشد. و در نهایت، آخرین نوع T، شامل سیارک هایی است که دارای آلبدو کم و طیف بازتابی مایل به قرمز هستند که مشابه طیف اجرام نوع P و D است، اما از نظر تمایل بین طیف های آنها موقعیت متوسطی را اشغال می کند. . بنابراین، ترکیب کانی‌شناسی سیارک‌های نوع T، P و D تقریباً یکسان در نظر گرفته می‌شود و مربوط به سیلیکات‌های غنی از کربن یا ترکیبات آلی است.

هنگام مطالعه توزیع سیارک ها انواع متفاوتدر فضا، ارتباط آشکاری بین ترکیب شیمیایی و معدنی فرضی آنها و فاصله تا خورشید کشف شد. مشخص شد که هرچه ترکیب معدنی یک ماده ساده تر باشد (ترکیبات فرار آن بیشتر باشد) این اجسام معمولاً دورتر هستند. به طور کلی، بیش از 75 درصد از تمام سیارک ها از نوع C هستند و عمدتاً در قسمت پیرامونی کمربند سیارک ها قرار دارند. تقریباً 17٪ از آنها از نوع S هستند و بر قسمت داخلی کمربند سیارک ها غالب هستند. بیشتر سیارک های باقی مانده از نوع M هستند و همچنین عمدتاً در قسمت میانی حلقه سیارک حرکت می کنند. حداکثر توزیع سیارک های این سه نوع در کمربند اصلی قرار دارند. حداکثر توزیع کل سیارک های نوع E و R تا حدودی فراتر از مرز داخلی کمربند به سمت خورشید است. جالب است که توزیع کل سیارک‌های نوع P و D به حداکثر خود به سمت حاشیه کمربند اصلی می‌رود و نه تنها از حلقه سیارک، بلکه فراتر از مدار مشتری نیز امتداد می‌یابد. این امکان وجود دارد که توزیع سیارک های P و D کمربند اصلی با کمربند سیارکی کازیمیرچاک-پولونسکایا واقع بین مدار سیارات غول پیکر همپوشانی داشته باشد.

در پایان بررسی سیارات کوچک، معنای فرضیه کلی در مورد منشاء سیارک‌های طبقات مختلف را به اختصار بیان می‌کنیم که هر روز تأیید بیشتری می‌کند.

8. در مورد منشا سیارات کوچک

در طلوع شکل گیری منظومه شمسی، حدود 4.5 میلیارد سال پیش، از قرص گاز-غبار اطراف خورشید، در نتیجه پدیده های متلاطم و غیر ثابت دیگر، توده های ماده به وجود آمدند که از طریق برخوردهای متقابل غیر کشسان. و فعل و انفعالات گرانشی، که در سیاره های کوچک متحد شده اند. با افزایش فاصله از خورشید، دمای متوسط ​​ماده گاز-غبار کاهش یافت و بر این اساس، ترکیب شیمیایی کلی آن تغییر کرد. ناحیه حلقوی دیسک پیش سیاره ای، که پس از آن کمربند سیارکی اصلی از آن تشکیل شد، در نزدیکی مرز تراکم ترکیبات فرار، به ویژه بخار آب، قرار داشت. اولاً، این شرایط منجر به رشد سریع جنین مشتری شد که در نزدیکی مرز مشخص شده قرار داشت و به مرکز تجمع هیدروژن، نیتروژن، کربن و ترکیبات آنها تبدیل شد و بخش مرکزی گرمتر منظومه شمسی را ترک کرد. ثانیاً، ماده گاز-غباری که سیارک ها از آن تشکیل شده اند، بسته به فاصله از خورشید، از نظر ترکیب بسیار ناهمگن است: محتوای نسبی ساده ترین ترکیبات سیلیکات در آن به شدت کاهش یافته و محتوای ترکیبات فرار با افزایش یافت. فاصله از خورشید در منطقه از 2.0 تا 3.5 a.u. همانطور که قبلا ذکر شد، اختلالات قدرتمند از جنین به سرعت در حال رشد مشتری تا کمربند سیارک ها مانع از تشکیل یک جسم پیش سیاره ای به اندازه کافی بزرگ در آن شد. فرآیند انباشت ماده در آنجا متوقف شد زمانی که تنها چند ده سیاره کوچک با اندازه زیرسیاره ای (حدود 500-1000 کیلومتر) زمان تشکیل پیدا کردند، که سپس به دلیل افزایش سریع سرعت نسبی آنها (از 0.1 به 0.1 به) در هنگام برخورد شروع به تکه تکه شدن کردند. 5 کیلومتر بر ثانیه). با این حال، در طول این دوره، برخی از اجسام والد سیارک‌ها، یا حداقل آن‌هایی که حاوی نسبت بالایی از ترکیبات سیلیکات بودند و نزدیک‌تر به خورشید قرار داشتند، قبلاً گرم شده بودند یا حتی تمایز گرانشی را تجربه کردند. دو مکانیسم احتمالی برای گرم کردن فضای داخلی چنین پیش سیارکی‌هایی در حال حاضر در نظر گرفته می‌شود: در نتیجه فروپاشی ایزوتوپ‌های رادیواکتیو، یا در نتیجه عمل جریان‌های القایی ناشی از جریان‌های قدرتمند ذرات باردار در ماده این اجسام. از خورشید جوان و فعال طبق گفته دانشمندان، اجسام مادر سیارک ها که بنا به دلایلی تا به امروز زنده مانده اند، بزرگترین سیارک های 1 سرس و 4 وستا هستند که اطلاعات اولیه در مورد آنها در جدول آورده شده است. 1. در فرآیند تمایز گرانشی پیش سیارک‌ها، که حرارت کافی برای ذوب ماده سیلیکات خود را تجربه کردند، هسته‌های فلزی و سایر پوسته‌های سیلیکات سبک‌تر و در برخی موارد حتی پوسته بازالتی (مثلاً 4 وستا) آزاد شدند. سیارات زمینی . اما با این حال، از آنجایی که مواد موجود در منطقه سیارکی حاوی مقدار قابل توجهی از ترکیبات فرار بودند، میانگین نقطه ذوب آن نسبتاً پایین بود. همانطور که با مدل سازی ریاضیو با محاسبات عددی، نقطه ذوب چنین ماده سیلیکاتی می تواند در محدوده 500-1000 درجه سانتیگراد باشد. بنابراین، پس از تمایز و سرد شدن، اجسام مادر سیارک ها نه تنها با یکدیگر و قطعات آنها برخوردهای متعددی را تجربه کردند، بلکه همچنین با اجسامی که از مناطق مشتری، زحل و اطراف دورتر منظومه شمسی به کمربند سیارکی حمله کردند. در نتیجه تکامل برخورد طولانی مدت، پیش سیارک ها به تعداد زیادی از اجسام کوچکتر تقسیم شدند که اکنون به عنوان سیارک مشاهده می شوند. در سرعت های نسبی برخورد اجسام متشکل از چندین پوسته سیلیکات با قدرت مکانیکی متفاوت (هرچه یک جامد دارای فلزات بیشتری باشد، دوام بیشتری دارد) در حدود چندین کیلومتر در ثانیه، منجر به "پاره شدن" آنها و خرد شدن آنها به قطعات کوچک، در درجه اول شد. کم استحکام پوسته سیلیکات خارجی علاوه بر این، اعتقاد بر این است که سیارک‌هایی از انواع طیفی که با سیلیکات‌های با دمای بالا مطابقت دارند، از پوسته‌های سیلیکات مختلف بدن‌های اصلی خود که تحت ذوب و تمایز قرار گرفته‌اند، سرچشمه می‌گیرند. به طور خاص، سیارک‌های نوع M و S می‌توانند کاملاً هسته‌های بدن مادرشان باشند (مانند سیارک S 15 Eunomia و سیارک M-16 Psyche با قطر حدود 270 کیلومتر) یا قطعات آنها به دلیل فلز زیادشان. محتوا . سیارک‌های طیفی A و R می‌توانند قطعاتی از پوسته‌های سیلیکات میانی باشند و انواع E و V می‌توانند پوسته‌های بیرونی چنین اجسام مادری باشند. بر اساس تجزیه و تحلیل توزیع فضایی سیارک های نوع E، V-، R-، A-، M- و S، همچنین می توان نتیجه گرفت که آنها تحت شدیدترین پردازش حرارتی و ضربه ای قرار گرفته اند. این را احتمالاً می توان با انطباق با مرز داخلی کمربند اصلی یا نزدیکی حداکثر توزیع سیارک های این نوع به آن تأیید کرد. در مورد سیارک‌هایی از انواع طیفی، آن‌ها به دلیل برخورد یا گرمایش موضعی که منجر به ذوب عمومی آنها نشده است (دگرگونی) یا بدوی و کمی تغییر در نظر گرفته می‌شوند (D, P، C و Q). همانطور که قبلا ذکر شد، تعداد سیارک ها از این نوع به سمت حاشیه کمربند اصلی افزایش می یابد. شکی نیست که همه آنها برخوردها و تکه تکه شدن را نیز تجربه کردند، اما این روند احتمالاً آنقدر شدید نبود که به طور قابل توجهی بر ویژگی های مشاهده شده آنها و در نتیجه ترکیب شیمیایی و معدنی آنها تأثیر بگذارد. (این موضوع در بخش "شهاب سنگ ها" نیز مورد بحث قرار خواهد گرفت). با این حال، همانطور که مدل‌سازی عددی برخورد اجسام سیلیکات در اندازه‌های سیارک نشان می‌دهد، بسیاری از سیارک‌های موجود می‌توانند پس از برخوردهای متقابل (یعنی از قطعات باقی‌مانده ترکیب شوند) دوباره جمع شوند و بنابراین اجسام یکپارچه نیستند، بلکه «تپه‌هایی از سنگفرش‌های متحرک» هستند. ” شواهد رصدی متعددی (بر اساس تغییرات خاص در روشنایی) از حضور ماهواره‌های کوچک تعدادی از سیارک‌ها که از نظر گرانشی با آن‌ها مرتبط هستند، وجود دارد، که احتمالاً در هنگام برخورد به عنوان قطعاتی از اجسام در حال برخورد نیز به وجود آمده‌اند. این واقعیت، اگرچه در گذشته به شدت در بین دانشمندان بحث می شد، اما با مثال سیارک 243 آیدا به طور قانع کننده ای تأیید شد. با استفاده از فضاپیمای گالیله می توان تصاویری از این سیارک به همراه ماهواره آن (که بعدها داکتیل نام گرفت) به دست آورد که در شکل های 2 و 3 ارائه شده است.

9. آنچه ما هنوز نمی دانیم

در تحقیقات سیارکی هنوز چیزهای زیادی مبهم و حتی مرموز وجود دارد. اول، مشکلات کلی مربوط به پیدایش و تکامل وجود دارد جامددر کمربند اصلی و سایر سیارک ها و مرتبط با ظهور کل منظومه شمسی. راه حل آنها دارد مهمنه تنها برای ایده های صحیح در مورد منظومه ما، بلکه برای درک دلایل و الگوهای پیدایش منظومه های سیاره ای در مجاورت ستارگان دیگر. به لطف قابلیت‌های فناوری رصدی مدرن، این امکان وجود داشت که مشخص شود تعدادی از ستاره‌های همسایه سیاره های اصلیمثل مشتری در ردیف بعدی، کشف سیارات کوچکتر از نوع زمینی در اطراف این ستاره ها و سایر ستارگان است. همچنین سوالاتی وجود دارد که تنها از طریق مطالعه دقیق سیارات کوچک می توان به آنها پاسخ داد. اساساً، هر یک از این اجسام منحصر به فرد است، زیرا تاریخچه خاص خود را دارد. به عنوان مثال، سیارک هایی که اعضای برخی از خانواده های پویا هستند (به عنوان مثال، Themis، Flora، Gilda، Eos و دیگران)، که، همانطور که ذکر شد، منشاء مشترک دارند، ممکن است به طور قابل توجهی در ویژگی های نوری متفاوت باشند، که نشان دهنده برخی از ویژگی های آنها است. از طرفی بدیهی است که برای مطالعه دقیق همه کافی است سیارک های بزرگفقط در کمربند اصلی زمان و تلاش زیادی می برد. و با این حال، احتمالاً تنها با جمع آوری و انباشت اطلاعات دقیق و دقیق در مورد هر یک از سیارک ها، و سپس استفاده از تعمیم آن، می توان به تدریج درک ماهیت این اجسام و الگوهای اساسی تکامل آنها را روشن کرد.

کتابشناسی - فهرست کتب:

1. تهدید از آسمان: سرنوشت یا شانس؟ (Ed. A.A. Boyarchuk). م: «کیهان اطلاعات»، 1999، 218 ص.

2. Fleisher M. Dictionary of mineral species. م: «میر»، 1369، 204 ص.