Cérès Ce corps céleste assez grand (diamètre 975 * 909 km) a été beaucoup de choses depuis sa découverte : à la fois planète à part entière du système solaire et astéroïde, et depuis 2006 il a acquis un nouveau statut - planète naine. Dernier titre le plus correct, puisque Cérès n'est pas la principale sur son orbite, mais seulement la plus grande de la ceinture d'astéroïdes. Il a été découvert par hasard par l'astronome italien Piazzi en 1801. Cérès a une forme sphérique (inhabituelle pour les astéroïdes) avec un noyau rocheux et une croûte de glace d'eau et de minéraux. La distance entre le point le plus proche de l'orbite de ce satellite solaire et la Terre est de 263 millions de kilomètres. Son chemin se situe entre Mars et Jupiter, mais il existe en même temps une certaine tendance au mouvement chaotique (ce qui augmente les risques de collisions avec d'autres astéroïdes et de changement d'orbite). Elle n'est pas visible à l'œil nu depuis la surface de notre planète - ce n'est qu'une étoile de 7ème magnitude. Pallas Taille 582 * 556 kilomètres, et il fait également partie de la ceinture d'astéroïdes. L'angle de l'axe de rotation de Pallas est très élevé - 34 degrés (pour les autres corps célestes, il ne dépasse pas 10). Pallas se déplace sur une orbite avec un degré de déviation important, c'est pourquoi sa distance au Soleil change constamment. Il s’agit d’un astéroïde carboné, riche en silicium et présentant un intérêt pour l’avenir du point de vue minier. Vesta C'est l'astéroïde le plus lourd à ce jour, bien qu'il soit plus petit que les précédents. En raison de la composition de la roche, Vesta réfléchit 4 fois plus de lumière que Cérès, bien que son diamètre soit la moitié de celui-ci. Il s'avère qu'il s'agit du seul astéroïde dont le mouvement peut être observé à l'œil nu depuis la surface de la Terre lorsqu'il s'approche une fois tous les 3-4 ans d'une distance minimale de 177 millions de kilomètres. Son mouvement s'effectue le long de la partie interne de la ceinture d'astéroïdes et ne traverse jamais notre orbite. Fait intéressant, d'une longueur de 576 kilomètres, il y a à sa surface un cratère d'un diamètre de 460 kilomètres. En général, toute la ceinture d'astéroïdes autour de Jupiter est une carrière géante, où les corps célestes entrent en collision, volent en morceaux et changent d'orbite - mais comment Vesta a-t-elle survécu à une collision avec de tels gros objet et conservé son intégrité reste un mystère. Son noyau est constitué de Heavy métal, et l'écorce est constituée de roches légères. Hygie Cet astéroïde ne coupe pas notre orbite et tourne autour du Soleil. Un corps céleste très sombre, bien qu'ayant un diamètre de 407 kilomètres, a été découvert plus tard que les autres. Il s’agit du type d’astéroïde le plus courant, à contenu carboné. En règle générale, l’observation d’Hygia nécessite un télescope, mais à son approche la plus proche de la Terre, elle peut être vue avec des jumelles.
Les astéroïdes sont des corps célestes formés par l’attraction mutuelle de gaz et de poussières denses en orbite autour de notre Soleil au début de sa formation. Certains de ces objets, comme un astéroïde, ont atteint une masse suffisante pour former un noyau en fusion. Au moment où Jupiter a atteint sa masse, la plupart des planétésimaux (futures protoplanètes) ont été divisés et éjectés de la ceinture d'astéroïdes d'origine entre Mars et. Au cours de cette époque, certains astéroïdes se sont formés en raison de la collision de corps massifs sous l'influence du champ gravitationnel de Jupiter.
Classification par orbites
Les astéroïdes sont classés en fonction de caractéristiques telles que les reflets visibles de la lumière solaire et les caractéristiques orbitales.
Selon les caractéristiques de leurs orbites, les astéroïdes sont regroupés en groupes parmi lesquels on peut distinguer des familles. Un groupe d'astéroïdes est considéré comme un certain nombre de corps de ce type dont les caractéristiques orbitales sont similaires, à savoir : le demi-axe, l'excentricité et l'inclinaison orbitale. Une famille d'astéroïdes doit être considérée comme un groupe d'astéroïdes qui non seulement se déplacent sur des orbites rapprochées, mais sont probablement des fragments d'un grand corps et se sont formés à la suite de sa division.
La plus grande des familles connues peut compter plusieurs centaines d'astéroïdes, tandis que la plus compacte en compte une dizaine. Environ 34 % des corps d'astéroïdes appartiennent à des familles d'astéroïdes.
À la suite de la formation de la plupart des groupes d'astéroïdes du système solaire, leur corps parent a été détruit, mais il existe également des groupes dont le corps parent a survécu (par exemple).
Classification par spectre
La classification spectrale est basée sur le spectre du rayonnement électromagnétique, qui résulte de la réflexion de la lumière solaire par l'astéroïde. L'enregistrement et le traitement de ce spectre permettent d'étudier la composition de l'astre et d'identifier l'astéroïde dans l'une des classes suivantes :
- Un groupe d'astéroïdes carbonés ou groupe C. Les représentants de ce groupe sont principalement constitués de carbone, ainsi que d'éléments qui faisaient partie du disque protoplanétaire de notre système solaire aux premiers stades de sa formation. L'hydrogène et l'hélium, ainsi que d'autres éléments volatils, sont pratiquement absents des astéroïdes carbonés, mais divers minéraux peuvent être présents. Un autre trait distinctif De tels corps ont un faible albédo-réflectivité, ce qui nécessite l'utilisation d'outils d'observation plus puissants que lors de l'étude d'astéroïdes d'autres groupes. Plus de 75 % des astéroïdes du système solaire sont des représentants du groupe C. Les corps les plus célèbres de ce groupe sont Hygie, Pallas et autrefois Cérès.
- Un groupe d'astéroïdes de silicium ou groupe S. Ces types d'astéroïdes sont composés principalement de fer, de magnésium et de quelques autres minéraux rocheux. Pour cette raison, les astéroïdes de silicium sont également appelés astéroïdes rocheux. De tels corps ont un albédo assez élevé, ce qui permet d'en observer certains (par exemple, Iris) simplement à l'aide de jumelles. Le nombre d'astéroïdes de silicium dans le système solaire représente 17 % du total, et ils sont plus fréquents à une distance allant jusqu'à 3 unités astronomiques du soleil. Les plus grands représentants du groupe S : Junon, Amphitrite et Herculina.
En astronomie, un astéroïde est un petit corps céleste qui tourne sur une orbite elliptique indépendante autour du Soleil. Composition chimique les astéroïdes sont variés. La plupart de ces corps célestes sont des objets carbonés. Cependant, il existe également un nombre important d’astéroïdes de silicium et de métaux dans le système solaire.
Ceinture d'astéroïdes
Dans le système solaire, entre les orbites des planètes Mars et Jupiter se trouve grande quantité astéroïdes de différentes tailles et formes. Cet amas de corps célestes s’appelle la ceinture d’astéroïdes. C’est ici que se trouvent les plus gros astéroïdes de notre système : Vesta, Cérès, Hygiea et Pallas. Il convient de noter que l’histoire de l’observation et de l’étude des astéroïdes a commencé avec la découverte de Cérès.
Les plus gros astéroïdes
Vesta
C'est l'astéroïde le plus lourd et l'un des plus gros (deuxième plus grand). Le corps céleste a été découvert en 1807 par Heinrich Olbers. Ce qui est intéressant, c’est que Vesta peut être observée à l’œil nu. L'astéroïde a été nommé par Carl Gauss en l'honneur de l'ancienne déesse romaine, patronne du foyer familial.
Cérès
Cérès, du nom de l'ancienne déesse romaine de la fertilité, a été découverte en 1801 par Giuseppe Piazzi. Au départ, les scientifiques pensaient avoir découvert une autre planète, mais ils ont ensuite déterminé que Cérès était un astéroïde. Le diamètre de cet astre est de 960 km, ce qui fait de cet astéroïde le plus gros de la ceinture.
Hygie
Le mérite de la découverte d'Hygie appartient à Annibale de Gasparis. En 1849, il découvrit un grand corps céleste dans la ceinture d'astéroïdes, qui reçut plus tard le nom de l'ancienne déesse grecque de la santé et du bien-être.
Pallas
Cet astéroïde a été découvert un an après la découverte de Cérès, grâce aux observations de l'astronome allemand Heinrich Olbers. Pallas doit son nom à la sœur de l'ancienne déesse grecque de la guerre, Athéna.
Risque de collision avec la Terre
Notons que dans le passé notre planète a été frappée par 6 astéroïdes d'un diamètre d'au moins 10 km. En témoignent les énormes cratères à la surface de la Terre dans divers pays. Le cratère le plus ancien a 2 milliards d'années, le plus jeune 50 mille ans. Ainsi, le danger potentiel d’une collision entre un astéroïde et la Terre existe toujours.
Les scientifiques craignent que quelque chose de similaire ne se produise en 2029, lorsque l’astéroïde géant Apophis, du nom de l’ancien dieu égyptien de la destruction, passera près de notre planète. Cependant, le temps nous dira si l’astéroïde entrera en collision avec la Terre ou la passera en toute sécurité.
Tous les astéroïdes découverts jusqu'à présent ont un mouvement direct : ils se déplacent autour du Soleil dans la même direction que les grandes planètes (c'est-à-dire
Les limites de l'anneau sont quelque peu arbitraires : la densité spatiale des astéroïdes (le nombre d'astéroïdes par unité de volume) diminue avec la distance par rapport à la partie centrale. Si, lorsque l'astéroïde se déplace le long de son orbite, le plan zr mentionné tourne (autour d'un axe perpendiculaire au plan de l'écliptique et passant par le Soleil) en suivant l'astéroïde (de sorte qu'il reste tout le temps dans ce plan), alors l'astéroïde décrira une certaine boucle dans ce plan en un tour.
La plupart de ces boucles se situent dans la région ombrée, comme celles de Cérès et Vesta, se déplaçant sur des orbites légèrement excentriques et légèrement inclinées. Pour quelques astéroïdes, en raison de l'excentricité et de l'inclinaison importantes de l'orbite, la boucle, comme celle de Pallas (i = 35o), s'étend au-delà de cette région, voire se situe entièrement en dehors, comme les Atoniens. Par conséquent, les astéroïdes se trouvent également bien en dehors de l’anneau.
Le volume d'espace occupé par le tore annulaire, où se déplacent 98 % de tous les astéroïdes, est énorme - environ 1,6 1026 km3. A titre de comparaison, soulignons que le volume de la Terre n'est que de 1012 km3. Les demi-grands axes des orbites des astéroïdes appartenant à l'anneau se situent entre 2,2 et 3,2 a. e. Les astéroïdes se déplacent sur des orbites avec une vitesse linéaire (héliocentrique) d'environ 20 km/s, passant de 3 à 9 ans par tour autour du Soleil.
Leur mouvement quotidien moyen est compris entre 400 et 1 200. L'excentricité de ces orbites est faible - de 0 à 0,2 et dépasse rarement 0,4. Mais même avec une très petite excentricité, seulement 0,1, la distance héliocentrique de l'astéroïde lors de son mouvement orbital change de plusieurs dixièmes d'unité astronomique, et avec e = 0,4 de 1,5 - 3 a. Autrement dit, selon la taille de l'orbite, l'inclinaison des orbites par rapport au plan de l'écliptique est généralement comprise entre 5° et 10°.
Mais avec une inclinaison de 10°, l’astéroïde peut s’écarter du plan de l’écliptique d’environ 0,5 UA. Autrement dit, avec une inclinaison de 30°, éloignez-vous-en de 1,5 UA. Sur la base du mouvement quotidien moyen, les astéroïdes sont généralement divisés en cinq groupes. De composition nombreuse, les groupes I, II et III comprennent des astéroïdes se déplaçant respectivement dans les zones externe (la plus éloignée du Soleil), centrale et interne de l'anneau.
Dans la zone centrale, les astéroïdes du sous-système sphérique prédominent, tandis que dans la zone intérieure, les 3/4 des astéroïdes sont membres du système plat. Au fur et à mesure que l'on passe de la zone intérieure à la zone extérieure, les orbites deviennent de plus en plus circulaires : dans le groupe III, l'excentricité est e
Seuls ont survécu des corps sur des orbites moins excentriques, inaccessibles pour ce géant du système solaire. Tous les astéroïdes de l’anneau se trouvent, pour ainsi dire, dans une zone de sécurité. Mais ils subissent également en permanence des perturbations provenant des planètes. Bien entendu, Jupiter a la plus forte influence sur eux. Leurs orbites changent donc constamment. Pour être tout à fait strict, il faut dire que la trajectoire d'un astéroïde dans l'espace n'est pas constituée d'ellipses, mais de virages quasi-elliptiques ouverts les uns à côté des autres. Ce n'est qu'occasionnellement - à l'approche d'une planète - que les orbites s'écartent sensiblement les unes des autres. Les planètes perturbent bien sûr le mouvement non seulement des astéroïdes, mais aussi les uns des autres. Cependant, les perturbations subies par les planètes elles-mêmes sont minimes et ne modifient pas la structure du système solaire.
Ils ne peuvent pas provoquer la collision des planètes. Avec les astéroïdes, la situation est différente. En raison des grandes excentricités et inclinaisons des orbites des astéroïdes, celles-ci changent assez fortement sous l'influence des perturbations planétaires, même s'il n'y a pas d'approche des planètes. Les astéroïdes dévient de leur trajectoire, d’abord dans un sens, puis dans l’autre. Plus on s'éloigne, plus ces déviations deviennent grandes : après tout, les planètes « tirent » continuellement l'astéroïde, chacune vers elle-même, mais Jupiter est la plus forte.
Les observations d'astéroïdes couvrent des périodes de temps trop courtes pour détecter des changements significatifs dans les orbites de la plupart des astéroïdes, à l'exception de quelques rares cas. Nos idées sur l’évolution de leurs orbites reposent donc sur des considérations théoriques. En bref, ils se résument à ce qui suit : l'orbite de chaque astéroïde oscille autour de sa position moyenne, passant plusieurs dizaines ou centaines d'années à chaque oscillation. Son demi-axe, son excentricité et son inclinaison changent de manière synchrone avec une petite amplitude. Le périhélie et l'aphélie s'approchent du Soleil ou s'en éloignent. Ces oscillations s'activent lorsque composant en fluctuations sur une période plus longue – des milliers ou des dizaines de milliers d’années.
Ils ont un caractère légèrement différent. Le demi-grand axe ne subit pas de changements supplémentaires. Mais les amplitudes des fluctuations d’excentricité et d’inclinaison peuvent être bien plus importantes. Avec de telles échelles de temps, on ne peut plus considérer les positions instantanées des planètes sur leurs orbites : comme dans un film accéléré, un astéroïde et une planète semblent étalés le long de leurs orbites.
Il devient raisonnable de les considérer comme des anneaux gravitationnels. L'inclinaison de l'anneau d'astéroïde par rapport au plan de l'écliptique, où se trouvent les anneaux planétaires - source de forces perturbatrices - conduit au fait que l'anneau d'astéroïde se comporte comme une toupie ou un gyroscope. Seul le tableau s’avère plus complexe, car l’orbite de l’astéroïde n’est pas rigide et sa forme change avec le temps. L'orbite de l'astéroïde tourne de telle sorte que la normale à son plan, restituée au foyer où se trouve le Soleil, décrit un cône. Dans ce cas, la ligne de nœuds tourne dans le plan de l'écliptique avec une vitesse plus ou moins constante dans le sens des aiguilles d'une montre. Au cours d'une révolution, les distances d'inclinaison, d'excentricité, de périhélie et d'aphélie subissent deux fluctuations.
Lorsque la ligne de nœuds coïncide avec la ligne asp (et cela se produit deux fois en un tour), l'inclinaison est maximale et l'excentricité est minimale. La forme de l'orbite se rapproche du circulaire, le demi-petit axe de l'orbite augmente, le périhélie s'éloigne le plus possible du Soleil et l'aphélie s'en rapproche (puisque q+q'=2a=const ). Puis la ligne de nœuds se déplace, l'inclinaison diminue, le périhélie se déplace vers le Soleil, l'aphélie s'en éloigne, l'excentricité augmente et le demi-petit axe de l'orbite se raccourcit. Les valeurs extrêmes sont atteintes lorsque la ligne de nœuds est perpendiculaire à la ligne asp. Or, le périhélie est le plus proche du Soleil, l'aphélie en est le plus éloigné, et ces deux points s'écartent le plus de l'écliptique.
Des études sur l'évolution des orbites sur de longues périodes de temps montrent que les changements décrits sont inclus dans des changements d'une période encore plus longue, se produisant avec des amplitudes d'oscillations des éléments encore plus grandes, et que la ligne asp est également incluse dans le mouvement. Ainsi, chaque orbite palpite continuellement et, en outre, elle tourne également. Aux petits e et i, leurs oscillations se produisent avec de petites amplitudes. Les orbites presque circulaires, qui se situent également à proximité du plan de l’écliptique, changent à peine de manière perceptible.
Pour eux, tout se résume à une légère déformation et à une légère déviation de l’une ou l’autre partie de l’orbite par rapport au plan de l’écliptique. Mais plus l'excentricité et l'inclinaison de l'orbite sont grandes, plus les perturbations apparaissent fortes sur de longues périodes de temps. Ainsi, les perturbations planétaires conduisent à un mélange continu des orbites des astéroïdes, et donc au mélange des objets se déplaçant le long de celles-ci. Cela permet aux astéroïdes d’entrer en collision les uns avec les autres. Au cours des 4,5 milliards d’années écoulées, depuis que les astéroïdes existent, ils ont subi de nombreuses collisions les uns avec les autres. Les inclinaisons et les excentricités des orbites conduisent à un non-parallélisme de leurs mouvements mutuels, et la vitesse à laquelle les astéroïdes se croisent (la composante chaotique de la vitesse) est en moyenne d'environ 5 km/s. Des collisions à de telles vitesses entraînent la destruction de corps.
La forme et la surface de l'astéroïde Ida.
Le nord est au sommet.
L'animation a été réalisée par Typhoon Oner.
(Copyright © 1997 par A. Tayfun Oner).
1. Idées générales
Les astéroïdes sont des corps rocheux solides qui, comme les planètes, se déplacent autour du soleil. orbites elliptiques. Mais la taille de ces corps est beaucoup plus petite que celle des planètes ordinaires, c'est pourquoi on les appelle également planètes mineures. Les diamètres des astéroïdes vont de plusieurs dizaines de mètres (classiquement) à 1000 km (la taille du plus gros astéroïde Cérès). Le terme « astéroïde » (ou « semblable à une étoile ») a été inventé par le célèbre astronome du XVIIIe siècle, William Herschel, pour décrire l'apparence de ces objets lorsqu'ils sont observés à l'aide d'un télescope. Même avec les plus grands télescopes au sol, il est impossible de distinguer les disques visibles des plus gros astéroïdes. Elles sont observées comme des sources ponctuelles de lumière, bien que, comme les autres planètes, elles n'émettent elles-mêmes rien dans le domaine visible, mais réfléchissent uniquement la lumière solaire incidente. Les diamètres de certains astéroïdes ont été mesurés selon la méthode de "l'occultation d'étoiles", à ces moments heureux où ils se trouvaient dans la même ligne de visée que des étoiles suffisamment brillantes. Dans la plupart des cas, leurs tailles sont estimées à l'aide de mesures et de calculs astrophysiques spéciaux. La majeure partie des astéroïdes actuellement connus se déplace entre les orbites de Mars et de Jupiter à des distances du Soleil de 2,2 à 3,2 unités astronomiques (ci-après - UA). Au total, environ 20 000 astéroïdes ont été découverts à ce jour, dont environ 10 000 sont enregistrés, c'est-à-dire qu'on leur attribue des numéros ou même des noms propres, et que les orbites sont calculées avec une grande précision. Les noms propres des astéroïdes sont généralement attribués par leurs découvreurs, mais conformément aux règles internationales établies. Au début, alors que l’on savait peu de choses sur les planètes mineures, leurs noms étaient tirés, comme pour les autres planètes, de la mythologie grecque antique. La région annulaire de l’espace qu’occupent ces corps est appelée la ceinture principale d’astéroïdes. Avec linéaire moyenne vitesse orbitaleÀ environ 20 km/s, les astéroïdes de la ceinture principale effectuent une révolution autour du Soleil pendant 3 à 9 années terrestres, selon la distance qui les sépare. Les inclinaisons des plans de leurs orbites par rapport au plan de l'écliptique atteignent parfois 70°, mais sont généralement de l'ordre de 5 à 10°. Sur cette base, tous les astéroïdes connus de la ceinture principale sont divisés à peu près également en sous-systèmes plats (avec des inclinaisons orbitales allant jusqu'à 8°) et sphériques.
Lors d'observations télescopiques d'astéroïdes, il a été découvert que la luminosité de la majorité absolue d'entre eux change avec le temps. un bref délais(de plusieurs heures à plusieurs jours). Les astronomes ont longtemps supposé que ces changements dans la luminosité des astéroïdes étaient associés à leur rotation et déterminés principalement par leur forme irrégulière. Les toutes premières photographies d'astéroïdes obtenues à l'aide d'engins spatiaux l'ont confirmé et ont également montré que les surfaces de ces corps sont piquées de cratères ou de cratères de différentes tailles. Les figures 1 à 3 montrent les premières images spatiales d'astéroïdes obtenues à l'aide de différents engins spatiaux. Il est évident que de telles formes et surfaces de petites planètes se sont formées lors de leurs nombreuses collisions avec d'autres corps solides. corps célestes. En général, lorsque la forme d’un astéroïde observé depuis la Terre est inconnue (puisqu’il est visible comme un objet ponctuel), alors ils tentent de s’en approcher à l’aide d’un ellipsoïde triaxial.
Le tableau 1 fournit des informations de base sur les astéroïdes les plus gros ou simplement intéressants.
| N | Astéroïde Nom Russe/Lat. |
Diamètre (km) |
Poids (10 à 15kg) |
Période rotation (heure) |
Orbital. période (années) |
Gamme. Classe |
Grand orbe p/axe. (au) |
Excentricité orbites |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 1 | Cérès/ Cérès |
960 x 932 | 87000 | 9,1 | 4,6 | AVEC | 2,766 | 0,078 |
| 2 | Pallas/ Pallas |
570x525x482 | 318000 | 7,8 | 4,6 | U | 2,776 | 0,231 |
| 3 | Junon/ Junon |
240 | 20000 | 7,2 | 4,4 | S | 2,669 | 0,258 |
| 4 | Vesta/ Vesta |
530 | 300000 | 5,3 | 3,6 | U | 2,361 | 0,090 |
| 8 | Flore/ Flore |
141 | 13,6 | 3,3 | S | 0,141 | ||
| 243 | Ida/Ida | 58x23 | 100 | 4,6 | 4,8 | S | 2,861 | 0,045 |
| 253 | Mathilde/ Mathilde |
66x48x46 | 103 | 417,7 | 4,3 | C | 2,646 | 0,266 |
| 433 | Éros/Éros | 33x13x13 | 7 | 5,3 | 1,7 | S | 1,458 | 0,223 |
| 951 | Gaspra/ Gaspra |
19x12x11 | 10 | 7,0 | 3,3 | S | 2,209 | 0,174 |
| 1566 | Ikarus/ Icare |
1,4 | 0,001 | 2,3 | 1,1 | U | 1,078 | 0,827 |
| 1620 | Géographe/ Géographes |
2,0 | 0,004 | 5,2 | 1,4 | S | 1,246 | 0,335 |
| 1862 | Apollon/ Apollon |
1,6 | 0,002 | 3,1 | 1,8 | S | 1,471 | 0,560 |
| 2060 | Chiron/ Chiron |
180 | 4000 | 5,9 | 50,7 | B | 13,633 | 0,380 |
| 4179 | Toutatis/ Toutatis |
4,6x2,4x1,9 | 0,05 | 130 | 1,1 | S | 2,512 | 0,634 |
| 4769 | Castalia/ Castalia |
1,8 x 0,8 | 0,0005 | 0,4 | 1,063 | 0,483 |
Explications pour le tableau.
1 Cérès est le plus gros astéroïde découvert en premier. Elle a été découverte par l'astronome italien Giuseppe Piazzi le 1er janvier 1801 et porte le nom de la déesse romaine de la fertilité.
2 Pallas est le deuxième plus gros astéroïde, également le deuxième découvert. Cela a été réalisé par l'astronome allemand Heinrich Olbers le 28 mars 1802.
3 Junon - découvert par K. Harding en 1804.
4 Vesta est le troisième plus gros astéroïde, également découvert par G. Olbers en 1807. Ce corps présente des preuves observationnelles de la présence d'une croûte basaltique recouvrant un manteau d'olivine, qui peut être une conséquence de la fusion et de la différenciation de sa substance. L'image du disque visible de cet astéroïde a été obtenue pour la première fois en 1995 grâce au télescope spatial américain. Hubble, opérant en orbite terrestre basse.
8 Flora est le plus gros astéroïde d'une grande famille d'astéroïdes du même nom, comptant plusieurs centaines de membres, caractérisée pour la première fois par l'astronome japonais K. Hirayama. Les astéroïdes de cette famille ont des orbites très rapprochées, ce qui confirme probablement leur origine commune à partir d'un corps parent commun, détruit lors d'une collision avec un autre corps.
243 Ida est un astéroïde de la ceinture principale dont des images ont été obtenues grâce à la sonde spatiale Galileo le 28 août 1993. Ces images ont permis la découverte d'un petit satellite d'Ida, baptisé plus tard Dactyl. (Voir les figures 2 et 3).
253 Matilda est un astéroïde dont les images ont été obtenues à l'aide du vaisseau spatial NIAR en juin 1997 (voir Fig. 4).
433 Eros est un astéroïde géocroiseur dont des images ont été obtenues à l'aide du vaisseau spatial NIAR en février 1999.
951 Gaspra est un astéroïde de la ceinture principale qui a été photographié pour la première fois par la sonde spatiale Galileo le 29 octobre 1991 (voir Fig. 1).
1566 Icare est un astéroïde s'approchant de la Terre et traversant son orbite, présentant une très grande excentricité orbitale (0,8268).
1620 Geograph est un astéroïde géocroiseur qui est soit un objet binaire, soit une forme très irrégulière. Cela découle de la dépendance de sa luminosité à la phase de rotation autour de son propre axe, ainsi que de ses images radar.
1862 Apollo - le plus gros astéroïde de la même famille de corps s'approchant de la Terre et traversant son orbite. L'excentricité de l'orbite d'Apollo est assez grande - 0,56.
2060 Chiron est un astéroïde-comète présentant une activité cométaire périodique (augmentations régulières de luminosité à proximité du périhélie de l'orbite, c'est-à-dire à une distance minimale du Soleil, qui peuvent s'expliquer par l'évaporation des composés volatils inclus dans l'astéroïde), se déplaçant le long d'une trajectoire excentrique (excentricité 0,3801) entre les orbites de Saturne et d'Uranus.
4179 Toutatis est un astéroïde binaire dont les composants sont probablement en contact et a des dimensions d'environ 2,5 km et 1,5 km. Des images de cet astéroïde ont été obtenues grâce aux radars situés à Arecibo et Goldstone. De tous les astéroïdes géocroiseurs actuellement connus au 21e siècle, Toutatis devrait être celui qui devrait se trouver à la distance la plus proche (environ 1,5 million de km, le 29 septembre 2004).
4769 Castalia est un double astéroïde avec des composants en contact approximativement identiques (0,75 km de diamètre). Son image radio a été obtenue grâce au radar d'Arecibo.
Image de l'astéroïde 951 Gaspra
Riz. 1. Image de l'astéroïde 951 Gaspra, obtenue à l'aide de la sonde spatiale Galileo, en pseudo-couleur, c'est-à-dire comme une combinaison d'images à travers des filtres violet, vert et rouge. Les couleurs obtenues sont spécifiquement améliorées pour mettre en évidence les différences subtiles dans les détails de la surface. Les zones de roche exposée sont bleuâtres, tandis que les zones couvertes de régolithe (matériau concassé) sont rougeâtres. La résolution spatiale en chaque point de l'image est de 163 M. Gaspra a une forme irrégulière et des dimensions approximatives selon 3 axes de 19 x 12 x 11 km. Le soleil éclaire l'astéroïde de droite.
Image GAL-09 de la NASA.
Image de l'astéroïde 243 Idas
Riz. 2 Image en fausses couleurs de l'astéroïde 243 Ida et de sa petite lune Dactyl prise par la sonde spatiale Galileo. Les images sources utilisées pour obtenir l'image présentée sur la figure ont été obtenues à environ 10 500 km. Les différences de couleur peuvent indiquer des variations dans la composition du tensioactif. Les zones bleu vif peuvent être recouvertes d'une substance composée de minéraux contenant du fer. La longueur d'Ida est de 58 km et son axe de rotation est orienté verticalement avec une légère inclinaison vers la droite.
Image GAL-11 de la NASA.
Riz. 3. Image de Dactyl, le petit satellite de 243 Ida. On ne sait pas encore s'il s'agit d'un morceau d'Ida, détaché d'elle lors d'une sorte de collision, ou d'un objet étranger capturé par elle. champ gravitationnel et se déplaçant sur une orbite circulaire. Cette image a été prise le 28 août 1993 à travers un filtre de densité neutre à une distance d'environ 4 000 km, 4 minutes avant l'approche la plus proche de l'astéroïde. Les dimensions de Dactyl sont d'environ 1,2 x 1,4 x 1,6 km. Image GAL-04 de la NASA
Astéroïde 253 Mathilde
Riz. 4. Astéroïde 253 Matilda. Photo de la NASA, vaisseau spatial PRÈS
2. Comment la ceinture principale d’astéroïdes a-t-elle pu naître ?
Les orbites des corps concentrés dans la ceinture principale sont stables et ont une forme proche du cercle ou légèrement excentrique. Ici, ils se déplacent dans une zone « sûre », où l'influence gravitationnelle sur eux des grandes planètes, et principalement de Jupiter, est minime. Les faits scientifiques disponibles aujourd'hui montrent que c'est Jupiter qui a joué Le rôle principal est qu’une autre planète n’a pas pu surgir à la place de la ceinture principale d’astéroïdes lors de la naissance du système solaire. Mais même au début de notre siècle, de nombreux scientifiques étaient encore convaincus qu'il y avait une autre grande planète entre Jupiter et Mars, qui, pour une raison quelconque, s'est effondrée. Olbers fut le premier à exprimer une telle hypothèse, immédiatement après sa découverte de Pallas. Il a également proposé le nom de cette planète hypothétique : Phaéton. Faisons une petite digression et décrivons un épisode de l'histoire du système solaire - cette histoire basée sur la modernité. faits scientifiques. Cela est notamment nécessaire pour comprendre l’origine des astéroïdes de la ceinture principale. Une énorme contribution Les scientifiques soviétiques O. Yu. ont contribué à la formation de la théorie moderne de l'origine du système solaire. Schmidt et V.S. Safronov.
L'un des plus grands corps, formé sur l'orbite de Jupiter (à une distance de 5 UA du Soleil) il y a environ 4,5 milliards d'années, a commencé à augmenter en taille plus rapidement que les autres. Étant à la frontière de condensation de composés volatils (H 2, H 2 O, NH 3, CO 2, CH 4, etc.), qui s'écoulaient d'une zone du disque protoplanétaire plus proche du Soleil et plus chauffée, cet corps est devenu le centre d'accumulation de matière constitué principalement de condensats de gaz gelés. Lorsqu'il atteignit une masse suffisamment importante, il commença à capter avec son champ gravitationnel la matière auparavant condensée située plus près du Soleil, dans la zone des corps parents des astéroïdes, et ainsi à ralentir la croissance de ces derniers. D'un autre côté, les corps plus petits qui n'ont pas été capturés par le proto-Jupiter pour quelque raison que ce soit, mais qui se trouvaient dans la sphère de son influence gravitationnelle, ont été effectivement dispersés dans différents côtés. De la même manière, il y a probablement eu une éjection de corps de la zone de formation de Saturne, mais pas aussi intensément. Ces corps ont également pénétré la ceinture des corps parents d'astéroïdes ou de planétésimaux apparus plus tôt entre les orbites de Mars et de Jupiter, les « balayant » hors de cette zone ou les soumettant à la fragmentation. De plus, avant cela, la croissance progressive des corps parents des astéroïdes était possible en raison de leurs faibles vitesses relatives (jusqu'à environ 0,5 km/s), lorsque les collisions de tout objet se terminaient par leur union, et non par leur fragmentation. L'augmentation du flux de corps projetés dans la ceinture d'astéroïdes par Jupiter (et Saturne) au cours de sa croissance a conduit au fait que les vitesses relatives des corps parents des astéroïdes ont augmenté de manière significative (jusqu'à 3-5 km/s) et sont devenues plus chaotique. En fin de compte, le processus d'accumulation des corps parents des astéroïdes a été remplacé par le processus de leur fragmentation lors de collisions mutuelles, et la possibilité potentielle de former une planète suffisamment grande à une distance donnée du Soleil a disparu à jamais.
3. Orbites d'astéroïdes
retournant vers état actuel ceinture d'astéroïdes, il convient de souligner que Jupiter continue de jouer un rôle primordial dans l'évolution des orbites des astéroïdes. L'influence gravitationnelle à long terme (plus de 4 milliards d'années) de cette planète géante sur les astéroïdes de la ceinture principale a conduit à l'existence d'un certain nombre d'orbites « interdites » voire de zones dans lesquelles il n'y a pratiquement pas de petites planètes. , et s’ils y arrivent, ils ne peuvent pas y rester longtemps. On les appelle des lacunes ou des écoutilles de Kirkwood, du nom de Daniel Kirkwood, le scientifique qui les a découverts pour la première fois. De telles orbites sont résonantes, car les astéroïdes qui se déplacent le long d'elles subissent une forte influence gravitationnelle de Jupiter. Les périodes orbitales correspondant à ces orbites sont en relations simples avec la période orbitale de Jupiter (par exemple, 1:2 ; 3:7 ; 2:5 ; 1:3, etc.). Si un astéroïde ou son fragment, à la suite d'une collision avec un autre corps, tombe sur une orbite résonante ou proche de celle-ci, alors le demi-grand axe et l'excentricité de son orbite changent assez rapidement sous l'influence du champ gravitationnel jovien. Tout se termine lorsque l'astéroïde quitte l'orbite de résonance et peut même quitter la ceinture principale d'astéroïdes, ou bien il est voué à de nouvelles collisions avec des corps voisins. Cela efface l'espace Kirkwood correspondant de tout objet. Cependant, il convient de souligner que dans la ceinture principale d'astéroïdes, il n'y a pas de lacunes ni d'espaces vides si l'on imagine la distribution instantanée de tous les corps qui la composent. Tous les astéroïdes, à un moment donné, remplissent assez uniformément la ceinture d'astéroïdes, car, se déplaçant le long d'orbites elliptiques, ils passent la plupart de leur temps dans la zone « extraterrestre ». Autre exemple « opposé » de l'influence gravitationnelle de Jupiter : à la limite extérieure de la ceinture principale d'astéroïdes se trouvent au contraire deux « anneaux » supplémentaires étroits, constitués d'orbites d'astéroïdes dont les périodes orbitales sont en proportions de 2:3 et 1:1 par rapport à la période orbitale de Jupiter. Évidemment, les astéroïdes dont la période orbitale correspond au rapport 1:1 se trouvent directement sur l’orbite de Jupiter. Mais ils se déplacent à une distance égale au rayon de l'orbite jupitérienne, soit en avant, soit en arrière. Les astéroïdes qui sont en avance sur Jupiter dans leur mouvement sont appelés « Grecs », et ceux qui le suivent sont appelés « Chevaux de Troie » (ils portent donc le nom des héros de la guerre de Troie). Le mouvement de ces petites planètes est assez stable, car elles sont situées aux points dits de Lagrange, où les forces gravitationnelles agissant sur elles sont égalisées. Le nom général de ce groupe d’astéroïdes est « chevaux de Troie ». Contrairement aux chevaux de Troie, qui pourraient s'accumuler progressivement à proximité des points de Lagrange au cours de la longue évolution collisionnelle de différents astéroïdes, il existe des familles d'astéroïdes avec des orbites très rapprochées de leurs corps constitutifs, qui se sont très probablement formées à la suite de désintégrations relativement récentes de leurs corps constitutifs. organismes parents correspondants. Il s’agit par exemple de la famille d’astéroïdes Flora, qui compte déjà une soixantaine de membres, et de plusieurs autres. DANS Dernièrement les scientifiques tentent de déterminer le nombre total de ces familles d'astéroïdes afin d'estimer ainsi le nombre original de leurs corps parents.
4. Astéroïdes géocroiseurs
Près du bord intérieur de la ceinture principale d'astéroïdes, se trouvent d'autres groupes de corps dont les orbites s'étendent bien au-delà de la ceinture principale et peuvent même croiser les orbites de Mars, de la Terre, de Vénus et même de Mercure. Tout d'abord, il s'agit des groupes d'astéroïdes Amour, Apollon et Aten (du nom des plus grands représentants inclus dans ces groupes). Les orbites de ces astéroïdes ne sont plus aussi stables que celles des corps de la ceinture principale, mais évoluent relativement rapidement sous l'influence des champs gravitationnels non seulement de Jupiter, mais aussi des planètes. groupe terrestre. Pour cette raison, ces astéroïdes peuvent se déplacer d'un groupe à un autre, et la division même des astéroïdes dans les groupes ci-dessus est conditionnelle, basée sur les données sur les orbites modernes des astéroïdes. En particulier, les Amuriens se déplacent sur des orbites elliptiques dont la distance au périhélie (distance minimale au Soleil) ne dépasse pas 1,3 UA. Les Apollons se déplacent sur des orbites avec une distance au périhélie inférieure à 1 UA. (rappelez-vous qu’il s’agit de la distance moyenne de la Terre au Soleil) et pénétrez dans l’orbite terrestre. Si pour les Amuriens et les Apolloniens le demi grand axe de l’orbite dépasse 1 UA, alors pour les Atoniens il est inférieur ou de l’ordre de cette valeur et ces astéroïdes se déplacent donc principalement à l’intérieur de l’orbite terrestre. Il est évident que les Apollons et les Atoniens, traversant l’orbite terrestre, peuvent créer une menace de collision avec celle-ci. Il y a même définition générale ce groupe de petites planètes appelés « astéroïdes géocroiseurs » sont des corps dont la taille orbitale ne dépasse pas 1,3 UA. À ce jour, environ 800 objets de ce type ont été découverts, mais leur nombre total peut être considérablement plus important - jusqu'à 1 500 à 2 000 avec des dimensions supérieures à 1 km et jusqu'à 135 000 avec des dimensions supérieures à 100 m. provenant d'astéroïdes et d'autres corps cosmiques situés ou susceptibles de se retrouver dans l'environnement terrestre est largement discuté dans les cercles scientifiques et publics. Plus de détails à ce sujet, ainsi que sur les mesures proposées pour protéger notre planète, peuvent être trouvés dans le livre récemment publié édité par A.A. Boyarchuk.
5. À propos des autres ceintures d'astéroïdes
Des corps ressemblant à des astéroïdes existent également au-delà de l’orbite de Jupiter. De plus, selon les dernières données, il s'est avéré qu'il existe de nombreux corps de ce type à la périphérie du système Solaire. Cela a été suggéré pour la première fois par l'astronome américain Gerard Kuiper en 1951. Il a formulé l'hypothèse qu'au-delà de l'orbite de Neptune, à des distances d'environ 30 à 50 UA. il peut y avoir toute une ceinture de corps qui sert de source de comètes à courte période. En effet, depuis le début des années 90 (avec l'introduction des plus grands télescopes d'un diamètre allant jusqu'à 10 m dans les îles hawaïennes), plus d'une centaine d'objets de type astéroïde et d'un diamètre allant d'environ 100 à 800 km ont été découverts au-delà des frontières. orbite de Neptune. L’ensemble de ces corps a été appelé « ceinture de Kuiper », bien qu’ils ne soient pas encore suffisants pour former une ceinture « à part entière ». Cependant, selon certaines estimations, le nombre de corps qui s'y trouvent pourrait ne pas être inférieur (sinon supérieur) à celui de la ceinture principale d'astéroïdes. Sur la base de leurs paramètres orbitaux, les corps nouvellement découverts ont été divisés en deux classes. Environ un tiers de tous les objets transneptuniens ont été classés dans la première classe, appelée « classe Plutino ». Ils se déplacent dans une résonance de 3:2 avec Neptune sur des orbites assez elliptiques (semi-grands axes d'environ 39 UA ; excentricités 0,11-0,35 ; inclinaisons orbitales par rapport à l'écliptique 0-20 degrés), similaires à l'orbite de Pluton, d'où ils sont à l'origine le nom de cette classe. Actuellement, il y a même des discussions parmi les scientifiques pour savoir si Pluton doit être considérée comme une planète à part entière ou simplement comme l'un des objets de la classe mentionnée ci-dessus. Cependant, le statut de Pluton ne changera probablement pas, puisque son diamètre moyen (2390 km) est nettement plus grand que les diamètres des objets transneptuniens connus, et en plus, comme la plupart des autres planètes du système solaire, elle possède un gros satellite ( Charon) et une ambiance. La deuxième classe comprend ce qu'on appelle les « objets typiques de la ceinture de Kuiper », car la plupart d'entre eux (les 2/3 restants) sont connus et se déplacent sur des orbites proches du circulaire avec des demi-grands axes compris entre 40 et 48 UA. et diverses inclinaisons (0-40°). Jusqu'à présent, les grandes distances et les tailles relativement petites ont empêché la découverte plus rapide de nouveaux corps similaires, bien que les plus grands télescopes et la technologie la plus moderne soient utilisés pour cela. En comparant ces corps avec des astéroïdes connus en fonction de leurs caractéristiques optiques, on pense désormais que les premiers sont les plus primitifs de notre système planétaire. Cela signifie que leur matière, depuis sa condensation à partir de la nébuleuse protoplanétaire, a connu de très petits changements par rapport, par exemple, à la matière des planètes telluriques. En fait, la majorité absolue de ces corps dans leur composition peuvent être des noyaux de comètes, qui seront également abordés dans la section « Comètes ».
Un certain nombre de corps d'astéroïdes ont été découverts (ce nombre est susceptible d'augmenter avec le temps) entre la ceinture de Kuiper et la ceinture principale d'astéroïdes - c'est la « classe Centaure » - par analogie avec les centaures mythologiques grecs anciens (mi-humains, mi-humains). -cheval). L'un de leurs représentants est l'astéroïde Chiron, qui serait plus correctement appelé astéroïde comète, car il présente périodiquement une activité cométaire sous la forme d'une atmosphère gazeuse émergente (coma) et d'une queue. Ils sont formés à partir de composés volatils qui constituent la substance de ce corps lorsqu'il traverse les parties périhélies de son orbite. Chiron est l'un des exemples illustratifs l'absence de frontière nette entre les astéroïdes et les comètes en termes de composition matérielle et, éventuellement, d'origine. Il mesure environ 200 km et son orbite chevauche les orbites de Saturne et d’Uranus. Un autre nom pour les objets de cette classe est la « ceinture Kazimirchak-Polonskaya » - du nom d'E.I. Polonskaya, qui a prouvé l'existence de corps d'astéroïdes entre des planètes géantes.
6. Un peu sur les méthodes de recherche sur les astéroïdes
Notre compréhension de la nature des astéroïdes repose désormais sur trois sources principales d'information : les observations télescopiques au sol (optiques et radar), les images obtenues à partir d'engins spatiaux s'approchant des astéroïdes et l'analyse en laboratoire des roches et minéraux terrestres connus, ainsi que des météorites qui sont tombés sur Terre, qui (qui seront abordés dans la section « Météorites ») sont principalement considérés comme des fragments d'astéroïdes, des noyaux de comètes et des surfaces de planètes telluriques. Mais nous obtenons toujours la plus grande quantité d’informations sur les petites planètes grâce à des mesures télescopiques au sol. Par conséquent, les astéroïdes sont divisés en « types spectraux » ou classes en fonction, tout d’abord, de leurs caractéristiques optiques observables. Tout d'abord, il s'agit de l'albédo (la proportion de lumière réfléchie par un corps à partir de la quantité de lumière solaire incidente sur lui par unité de temps, si l'on considère que les directions des rayons incidents et réfléchis sont les mêmes) et de la forme générale du corps. spectre de réflexion dans les domaines visible et proche infrarouge (qui est obtenu en divisant simplement à chaque longueur d'onde lumineuse la luminosité spectrale de la surface du corps observé par la luminosité spectrale à la même longueur d'onde du Soleil lui-même). Ces caractéristiques optiques sont utilisées pour évaluer la composition chimique et minéralogique de la substance qui compose les astéroïdes. Parfois, des données supplémentaires (le cas échéant) sont prises en compte, par exemple sur la réflectivité radar de l'astéroïde, la vitesse de sa rotation autour de son propre axe, etc.
Le désir de diviser les astéroïdes en classes s'explique par le désir des scientifiques de simplifier ou de schématiser la description d'un grand nombre de petites planètes, même si, comme le montrent des études plus approfondies, cela n'est pas toujours possible. Récemment, il est déjà apparu nécessaire d'introduire des sous-classes et des divisions plus petites des types spectraux d'astéroïdes pour caractériser certaines caractéristiques générales de leurs groupes individuels. Avant de donner caractéristiques générales astéroïdes de différents types spectraux, nous expliquerons comment la composition de la matière des astéroïdes peut être évaluée à l'aide de mesures à distance. Comme déjà indiqué, on pense que les astéroïdes d'un type particulier ont à peu près les mêmes valeurs d'albédo et les mêmes spectres de réflectance qui sont de forme similaire, qui peuvent être remplacés par des valeurs ou des caractéristiques moyennes (pour un type donné). Ces valeurs moyennes pour un type d'astéroïde donné sont comparées à des valeurs similaires pour les roches et minéraux terrestres, ainsi qu'avec les météorites dont les échantillons sont disponibles dans les collections terrestres. Chimique et composition minérale Les échantillons de s, appelés «échantillons analogiques», ainsi que leurs propriétés spectrales et autres propriétés physiques, ont généralement déjà été bien étudiés dans les laboratoires terrestres. Sur la base d'une telle comparaison et sélection d'échantillons analogiques, une certaine composition chimique et minérale moyenne de la matière pour les astéroïdes de ce type est déterminée en première approximation. Il s'est avéré que, contrairement aux roches terrestres, la substance des astéroïdes dans son ensemble est beaucoup plus simple, voire primitive. Cela suggère que les processus physiques et chimiques dans lesquels la matière astéroïdale a été impliquée tout au long de l'histoire du système solaire n'étaient pas aussi divers et complexes que sur les planètes telluriques. Si environ 4 000 espèces minérales sont désormais considérées comme établies de manière fiable sur Terre, il se peut qu'il n'y en ait que quelques centaines sur les astéroïdes. Cela peut être jugé par le nombre d'espèces minérales (environ 300) trouvées dans les météorites tombées à la surface de la Terre, qui pourraient être des fragments d'astéroïdes. Une grande variété de minéraux sur Terre est apparue non seulement parce que la formation de notre planète (ainsi que d'autres planètes telluriques) a eu lieu dans un nuage protoplanétaire beaucoup plus proche du Soleil, et donc à des températures plus élevées. Outre le fait que la substance silicatée, les métaux et leurs composés, étant à l'état liquide ou plastique à de telles températures, étaient séparés ou différenciés par leur densité dans le champ gravitationnel terrestre, les conditions de température dominantes se sont révélées favorables à la émergence d'un environnement oxydant gazeux ou liquide constant, dont les principaux composants étaient l'oxygène et l'eau. Leur interaction longue et constante avec les minéraux primaires et les roches de la croûte terrestre a conduit à la richesse des minéraux que nous observons. Revenant aux astéroïdes, il convient de noter que, selon les données de télédétection, ils sont principalement constitués de composés silicatés plus simples. Il s'agit tout d'abord de silicates anhydres, comme les pyroxènes (leur formule générale est ABZ 2 O 6, où les positions « A » et « B » sont occupées par des cations de métaux différents, et « Z » - Al ou Si), les olivines (A 2+ 2 SiO 4, où A 2+ = Fe, Mg, Mn, Ni) et parfois des plagioclases (avec formule générale(Na,Ca)Al(Al,Si)Si2O8). On les appelle minéraux rocheux car ils constituent la base de la plupart des roches. Un autre type de composé silicaté que l’on trouve couramment sur les astéroïdes est celui des hydrosilicates ou des silicates en couches. Il s'agit notamment des serpentines (de formule générale A 3 Si 2 O 5? (OH), où A = Mg, Fe 2+, Ni), des chlorites (A 4-6 Z 4 O 10 (OH,O) 8, où A et Z sont principalement des cations de divers métaux) et un certain nombre d'autres minéraux contenant de l'hydroxyle (OH). On peut supposer que sur les astéroïdes, il n'y a pas seulement des oxydes simples, des composés (par exemple, du dioxyde de soufre) et des alliages de fer et d'autres métaux (en particulier FeNi), des composés de carbone (organiques), mais même des métaux et du carbone à l'état libre. . En témoignent les résultats d'une étude sur la matière météoritique qui tombe constamment sur la Terre (voir section « Météorites »).
7. Types spectraux d'astéroïdes
À ce jour, les principales classes spectrales ou types de petites planètes suivants ont été identifiés, désignés avec des lettres latines: A, B, C, F, G, D, P, E, M, Q, R, S, V et T. Donnons-leur une brève description.
Les astéroïdes de type A ont un albédo assez élevé et la couleur la plus rouge, qui est déterminée par une augmentation significative de leur réflectivité vers les grandes longueurs d'onde. Ils peuvent être constitués d'olivines à haute température (ayant un point de fusion compris entre 1 100 et 1 900 ° C) ou d'un mélange d'olivine avec des métaux correspondant aux caractéristiques spectrales de ces astéroïdes. En revanche, les petites planètes des types B, C, F et G ont un faible albédo (les corps de type B sont un peu plus légers) et presque plates (ou incolores) dans le domaine visible, mais un spectre de réflectance qui diminue fortement à court terme. longueurs d'onde. Par conséquent, on pense que ces astéroïdes sont principalement composés de silicates hydratés à basse température (qui peuvent se décomposer ou fondre à des températures de 500 à 1 500 °C) avec un mélange de carbone ou composés organiques, ayant des caractéristiques spectrales similaires. Les astéroïdes à faible albédo et de couleur rougeâtre ont été classés en types D et P (les corps D sont plus rouges). De telles propriétés ont des silicates riches en carbone ou substances organiques. Il s’agit par exemple de particules de poussière interplanétaire, qui remplissaient probablement le disque protoplanétaire circumsolaire avant même la formation des planètes. Sur la base de cette similitude, on peut supposer que les astéroïdes D et P sont les corps les plus anciens et les moins modifiés de la ceinture d'astéroïdes. Les planètes mineures de type E ont les valeurs d'albédo les plus élevées (leur matériau de surface peut refléter jusqu'à 50 % de la lumière qui tombe sur elles) et sont de couleur légèrement rougeâtre. Le même caractéristiques spectrales contient du minéral enstatite (il s'agit d'une variété de pyroxène à haute température) ou d'autres silicates contenant du fer à l'état libre (non oxydé), qui peuvent donc faire partie des astéroïdes de type E. Les astéroïdes dont le spectre de réflexion est similaire à celui des corps de type P et E, mais dont la valeur d'albédo est intermédiaire, sont classés dans la catégorie M. Il s'est avéré que les propriétés optiques de ces objets sont très similaires aux propriétés des métaux à l'état libre ou des composés métalliques mélangés à de l'enstatite ou à d'autres pyroxènes. Il existe aujourd'hui une trentaine d'astéroïdes de ce type. Grâce à des observations au sol, de tels astéroïdes ont récemment été identifiés. fait intéressant, ainsi que la présence de silicates hydratés sur une partie importante de ces corps. Bien que la raison de l'émergence d'une combinaison aussi inhabituelle de matériaux à haute et basse température n'ait pas encore été entièrement établie, on peut supposer que des hydrosilicates auraient pu être introduits dans les astéroïdes de type M lors de leurs collisions avec des corps plus primitifs. Parmi les classes spectrales restantes, en termes d'albédo et de forme générale de leurs spectres de réflectance dans le domaine visible, les astéroïdes de type Q, R, S et V sont assez similaires : ils ont un albédo relativement élevé (type S les corps sont légèrement plus bas) et de couleur rougeâtre. Les différences entre eux se résument au fait que la large bande d’absorption d’environ 1 micron présente dans leurs spectres de réflexion dans le proche infrarouge a des profondeurs différentes. Cette bande d'absorption est caractéristique d'un mélange de pyroxènes et d'olivines, et la position de son centre et sa profondeur dépendent de la teneur fractionnaire et totale de ces minéraux dans substance superficielle astéroïdes. D'autre part, la profondeur de toute bande d'absorption dans le spectre de réflexion d'une substance silicatée diminue si elle contient des particules opaques (par exemple, du carbone, des métaux ou leurs composés) qui filtrent la réflexion diffuse (c'est-à-dire transmise à travers la substance). et portant des informations sur sa composition) lumière. Pour ces astéroïdes, la profondeur de la bande d'absorption à 1 μm augmente des types S aux types Q, R et V. Conformément à ce qui précède, les corps des types répertoriés (sauf V) peuvent être constitués d'un mélange d'olivines, de pyroxènes et de métaux. La substance des astéroïdes de type V peut comprendre, avec les pyroxènes, des feldspaths et avoir une composition similaire à celle des basaltes terrestres. Et enfin, le dernier, de type T, comprend des astéroïdes qui ont un faible albédo et un spectre de réflectance rougeâtre, similaire aux spectres des corps de type P et D, mais occupant une position intermédiaire entre leurs spectres en termes d'inclinaison. . Par conséquent, la composition minéralogique des astéroïdes de type T, P et D est considérée comme approximativement la même et correspond à des silicates riches en carbone ou en composés organiques.
Lors de l'étude de la distribution des astéroïdes différents types dans l’espace, un lien évident a été découvert entre leur prétendue composition chimique et minérale et la distance au Soleil. Il s'est avéré que plus la composition minérale d'une substance (plus elle contient de composés volatils) est simple, plus ils sont généralement situés loin. En général, plus de 75 % de tous les astéroïdes sont de type C et sont situés principalement dans la partie périphérique de la ceinture d'astéroïdes. Environ 17 % sont de type S et dominent la partie interne de la ceinture d’astéroïdes. La plupart des astéroïdes restants sont de type M et se déplacent également principalement dans la partie médiane de l'anneau d'astéroïdes. Les maxima de répartition des astéroïdes de ces trois types se situent à l’intérieur de la ceinture principale. Le maximum de la distribution totale des astéroïdes de type E et R s'étend un peu au-delà de la limite intérieure de la ceinture en direction du Soleil. Il est intéressant de noter que la répartition totale des astéroïdes de type P et D tend vers son maximum vers la périphérie de la ceinture principale et s'étend non seulement au-delà de l'anneau d'astéroïdes, mais également au-delà de l'orbite de Jupiter. Il est possible que la répartition des astéroïdes P et D de la ceinture principale chevauche celle des ceintures d'astéroïdes Kazimirchak-Polonskaya situées entre les orbites des planètes géantes.
En conclusion de l'examen des petites planètes, nous exposerons brièvement le sens de l'hypothèse générale sur l'origine des astéroïdes de différentes classes, qui trouve de plus en plus de confirmations.
8. Sur l'origine des planètes mineures
À l'aube de la formation du système solaire, il y a environ 4,5 milliards d'années, à partir du disque de gaz et de poussière entourant le Soleil, à la suite de phénomènes turbulents et autres phénomènes non stationnaires, des amas de matière sont apparus qui, par collisions inélastiques mutuelles. et les interactions gravitationnelles, réunies en planétésimaux. À mesure que l'on s'éloigne du Soleil, la température moyenne de la substance gazeuse-poussière diminue et, par conséquent, sa composition chimique globale change. La zone annulaire du disque protoplanétaire, à partir de laquelle s'est ensuite formée la ceinture principale d'astéroïdes, s'est avérée être proche de la limite de condensation des composés volatils, en particulier de la vapeur d'eau. Premièrement, cette circonstance a conduit à la croissance accélérée de l'embryon de Jupiter, qui était situé près de la limite indiquée et est devenu le centre d'accumulation d'hydrogène, d'azote, de carbone et de leurs composés, laissant la partie centrale la plus chauffée du système solaire. Deuxièmement, la matière gazeuse-poussière à partir de laquelle les astéroïdes se sont formés s'est avérée être de composition très hétérogène en fonction de la distance au Soleil : la teneur relative des composés silicatés les plus simples a fortement diminué et la teneur en composés volatils a augmenté avec distance du Soleil dans la région de 2, 0 à 3,5 au. Comme déjà mentionné, de puissantes perturbations depuis l'embryon de Jupiter à croissance rapide jusqu'à la ceinture d'astéroïdes ont empêché la formation d'un corps proto-planétaire suffisamment grand. Le processus d'accumulation de matière y a été arrêté lorsque seuls quelques dizaines de planétésimaux de taille subplanétaire (environ 500-1000 km) ont eu le temps de se former, qui ont ensuite commencé à se fragmenter lors de collisions en raison de l'augmentation rapide de leurs vitesses relatives (de 0,1 à 5 km/s). Cependant, durant cette période, certains corps parents d'astéroïdes, ou du moins ceux qui contenaient une forte proportion de composés silicatés et étaient situés plus près du Soleil, étaient déjà réchauffés ou même subissaient une différenciation gravitationnelle. Deux mécanismes possibles d'échauffement de l'intérieur de tels proto-astéroïdes sont désormais envisagés : soit par suite de la désintégration d'isotopes radioactifs, soit par l'action de courants d'induction induits dans la matière de ces corps par de puissants flux de particules chargées. du Soleil jeune et actif. Les corps parents des astéroïdes, qui, pour une raison quelconque, ont survécu jusqu'à ce jour, selon les scientifiques, sont les plus gros astéroïdes 1 Cérès et 4 Vesta, dont les informations de base sont données dans le tableau. 1. Au cours du processus de différenciation gravitationnelle des proto-astéroïdes, qui ont subi un échauffement suffisant pour faire fondre leur matière silicatée, des noyaux métalliques et d'autres coquilles silicatées plus légères ont été libérés, et dans certains cas même une croûte basaltique (par exemple, 4 Vesta), comme le planètes terrestres . Néanmoins, comme le matériau de la zone des astéroïdes contenait une quantité importante de composés volatils, son point de fusion moyen était relativement bas. Comme le montre avec modélisation mathématique et calculs numériques, le point de fusion d'une telle substance silicatée pourrait être compris entre 500 et 1 000 ° C. Ainsi, après différenciation et refroidissement, les corps parents des astéroïdes ont subi de nombreuses collisions non seulement entre eux et avec leurs fragments, mais également avec des corps qui ont envahi la ceinture d'astéroïdes depuis les zones Jupiter, Saturne et la périphérie la plus lointaine du système solaire. À la suite d’une évolution à long terme, les proto-astéroïdes ont été fragmentés en un grand nombre de corps plus petits, maintenant observés comme des astéroïdes. À vitesses relatives A environ plusieurs kilomètres par seconde, des collisions de corps constitués de plusieurs coques silicatées de résistances mécaniques différentes (plus un solide contient de métaux, plus il est durable), ont conduit à leur « arrachement » et à leur broyage en petits fragments, principalement les coques externes en silicate les moins résistantes. De plus, on pense que les astéroïdes des types spectraux correspondant aux silicates à haute température proviennent de différentes coquilles de silicate de leurs corps parents qui ont subi une fusion et une différenciation. En particulier, les astéroïdes de type M et S peuvent être entièrement les noyaux de leurs corps parents (comme l'astéroïde S 15 Eunomia et l'astéroïde M 16 Psyché avec un diamètre d'environ 270 km) ou leurs fragments en raison de leur teneur élevée en métaux. contenu . Les astéroïdes de types spectraux A et R peuvent être des fragments de coquilles intermédiaires de silicate, et les types E et V peuvent être les coquilles externes de ces corps parents. Sur la base de l'analyse des distributions spatiales des astéroïdes de type E, V, R, A, M et S, nous pouvons également conclure qu'ils ont subi le traitement thermique et d'impact le plus intense. Ceci peut probablement être confirmé par la coïncidence avec la limite intérieure de la ceinture principale ou par la proximité de celle-ci des maxima de distribution des astéroïdes de ces types. Quant aux astéroïdes d'autres types spectraux, ils sont considérés soit comme partiellement modifiés (métamorphiques) du fait de collisions ou d'échauffements locaux, qui n'ont pas entraîné leur fusion générale (T, B, G et F), soit comme primitifs et peu modifiés (D, P, C et Q). Comme nous l'avons déjà noté, le nombre d'astéroïdes de ce type augmente vers la périphérie de la ceinture principale. Il ne fait aucun doute qu’ils ont tous également subi des collisions et des fragmentations, mais ce processus n’a probablement pas été assez intense pour affecter sensiblement leurs caractéristiques observées et, par conséquent, leur composition chimique et minérale. (Cette question sera également abordée dans la section « Météorites »). Cependant, comme le montre la modélisation numérique des collisions de corps silicatés de la taille d'astéroïdes, de nombreux astéroïdes actuellement existants pourraient se réaccumuler après des collisions mutuelles (c'est-à-dire se combiner à partir des fragments restants) et ne sont donc pas des corps monolithiques, mais des « tas de pavés » en mouvement. » Il existe de nombreuses preuves observationnelles (basées sur des changements spécifiques de luminosité) de la présence de petits satellites d'un certain nombre d'astéroïdes associés gravitationnellement à eux, qui sont probablement également apparus lors d'événements d'impact sous forme de fragments de corps en collision. Ce fait, bien que vivement débattu parmi les scientifiques dans le passé, a été confirmé de manière convaincante par l'exemple de l'astéroïde 243 Ida. Grâce à la sonde spatiale Galileo, il a été possible d'obtenir des images de cet astéroïde ainsi que de son satellite (appelé plus tard Dactyl), présentées dans les figures 2 et 3.
9. Ce que nous ne savons pas encore
Il reste encore beaucoup de choses floues, voire mystérieuses, dans la recherche sur les astéroïdes. Premièrement, il existe des problèmes généraux liés à l’origine et à l’évolution solide dans la ceinture principale et dans d'autres ceintures d'astéroïdes et associée à l'émergence de l'ensemble du système solaire. Leur solution a important non seulement pour avoir des idées correctes sur notre système, mais aussi pour comprendre les raisons et les schémas de l'émergence de systèmes planétaires à proximité d'autres étoiles. Grâce aux capacités de la technologie d'observation moderne, il a été possible d'établir qu'un certain nombre d'étoiles voisines ont planètes majeures comme Jupiter. La prochaine étape est la découverte de planètes plus petites, de type terrestre, autour de ces étoiles et d’autres. Il existe également des questions auxquelles on ne peut répondre que par une étude détaillée de planètes mineures individuelles. Au fond, chacun de ces organismes est unique, car il a sa propre histoire, parfois spécifique. Par exemple, les astéroïdes appartenant à certaines familles dynamiques (par exemple, Themis, Flora, Gilda, Eos et autres), ayant, comme mentionné, une origine commune, peuvent différer sensiblement dans leurs caractéristiques optiques, ce qui indique certaines de leurs caractéristiques. En revanche, il est évident que pour une étude détaillée de chacun, il suffit gros astéroïdes Seulement dans la ceinture principale, cela prendra beaucoup de temps et d'efforts. Et pourtant, ce n'est probablement qu'en collectant et en accumulant des informations détaillées et précises sur chacun des astéroïdes, puis en utilisant leur généralisation, qu'il sera possible de clarifier progressivement la compréhension de la nature de ces corps et des schémas fondamentaux de leur évolution.
BIBLIOGRAPHIE:
1. Menace venue du ciel : destin ou hasard ? (Ed. A.A. Boyarchuk). M : « Cosmosinform », 1999, 218 p.
2. Fleisher M. Dictionnaire des espèces minérales. M : « Mir », 1990, 204 p.
