Ceres Bu juda katta samoviy jism (diametri 975 * 909 km) kashf etilganidan beri ko'p narsa bo'ldi: quyosh tizimining to'laqonli sayyorasi ham, asteroid ham, 2006 yildan beri u yangi maqomga ega bo'ldi - mitti sayyora. Oxirgi sarlavha eng to'g'ri, chunki Ceres o'z orbitasidagi asosiy emas, balki asteroid kamaridagi eng kattasi. U 1801 yilda italiyalik astronom Piatsi tomonidan tasodifan topilgan. Ceres sharsimon shaklga ega (asteroidlar uchun g'ayrioddiy) toshli yadro va suv muzlari va minerallarning qobig'i. Ushbu quyosh sun'iy yo'ldoshi orbitasidagi eng yaqin nuqta va Yer orasidagi masofa 263 million kilometrni tashkil qiladi. Uning yo'li Mars va Yupiter o'rtasida yotadi, lekin ayni paytda xaotik harakatga moyillik mavjud (bu boshqa asteroidlar bilan to'qnashuv va orbita o'zgarishi ehtimolini oshiradi). U sayyoramiz yuzasidan oddiy ko'zga ko'rinmaydi - bu atigi 7 magnitudali yulduz. Pallas o'lchami 582 * 556 kilometr va u ham asteroid kamarining bir qismidir. Pallasning aylanish o'qining burchagi juda yuqori - 34 daraja (boshqa samoviy jismlar uchun u 10 dan oshmaydi). Pallas orbita bo'ylab katta og'ish darajasida harakat qiladi, shuning uchun uning Quyoshgacha bo'lgan masofasi doimo o'zgarib turadi. Bu uglerod asteroidi, kremniyga boy va konchilik nuqtai nazaridan kelajakda qiziqish uyg'otadi. Vesta Bu avvalgilaridan kichikroq bo'lsa-da, hozirgi kunga qadar eng og'ir asteroiddir. Tosh tarkibiga ko'ra Vesta Ceresga qaraganda 4 barobar ko'proq yorug'likni aks ettiradi, garchi uning diametri yarmiga teng. Ma'lum bo'lishicha, bu har 3-4 yilda bir marta kamida 177 million kilometr masofaga yaqinlashganda Yer yuzasidan yalang'och ko'z bilan harakatini kuzatish mumkin bo'lgan yagona asteroid ekan. Uning harakati asteroid kamarining ichki qismi bo'ylab amalga oshiriladi va hech qachon bizning orbitamizni kesib o'tmaydi. Qizig'i shundaki, uzunligi 576 kilometr bo'lgan uning yuzasida diametri 460 kilometr bo'lgan krater bor. Umuman olganda, Yupiter atrofidagi butun asteroid kamari ulkan karer bo'lib, u erda samoviy jismlar bir-biri bilan to'qnashadi, bo'laklarga bo'linadi va orbitalarini o'zgartiradi - ammo Vesta qanday qilib bunday to'qnashuvdan omon qoldi. katta ob'ekt va uning yaxlitligini saqlab qolganligi sirligicha qolmoqda. Uning yadrosi quyidagilardan iborat og'ir metall, qobig'i esa engil jinslardan iborat. Hygeia Bu asteroid bizning orbitamiz bilan kesishmaydi va Quyosh atrofida aylanadi. Juda xira osmon jismi, garchi diametri 407 kilometr bo'lsa ham, boshqalarga qaraganda kechroq kashf etilgan. Bu uglerodli tarkibga ega bo'lgan eng keng tarqalgan asteroid turi. Odatda, Gigiyani kuzatish teleskopni talab qiladi, lekin Yerga eng yaqin yaqinlashganda, uni durbin bilan ko'rish mumkin.
Asteroidlar - bu Quyosh atrofida aylanib yuradigan zich gaz va changning o'zaro tortishishi natijasida hosil bo'lgan osmon jismlari. Ushbu jismlarning ba'zilari, masalan, asteroid, erigan yadro hosil qilish uchun etarli massaga ega. Yupiter o'z massasiga yetgan paytda, ko'pchilik sayyoralar (kelajakdagi protoplanetlar) bo'lingan va Mars va o'rtasidagi asl asteroid kamaridan chiqarib yuborilgan. Ushbu davrda Yupiterning tortishish maydoni ta'sirida katta jismlarning to'qnashuvi tufayli ba'zi asteroidlar paydo bo'ldi.
Orbitalar bo'yicha tasniflash
Asteroidlar quyosh nurlarining ko'rinadigan aks etishi va orbital xususiyatlar kabi xususiyatlarga ko'ra tasniflanadi.
Orbitalarining xususiyatlariga ko'ra, asteroidlar guruhlarga bo'lingan, ular orasida oilalarni ajratish mumkin. Asteroidlar guruhi orbital xarakteristikalari o'xshash, ya'ni yarim o'q, ekssentriklik va orbital moyillik bo'lgan bir qator jismlar deb hisoblanadi. Asteroidlar oilasini nafaqat yaqin orbitalarda harakatlanadigan, balki bitta katta jismning bo'laklari bo'lgan va uning bo'linishi natijasida hosil bo'lgan asteroidlar guruhi deb hisoblash kerak.
Ma'lum bo'lgan oilalarning eng kattasi bir necha yuzta asteroidni tashkil qilishi mumkin, eng ixchamlari esa o'nta ichida. Asteroid jismlarining taxminan 34% asteroidlar oilasiga kiradi.
Quyosh sistemasida ko'pchilik asteroidlar guruhlarining shakllanishi natijasida ularning ota-ona tanasi vayron bo'lgan, ammo ota-ona tanasi omon qolgan guruhlar ham mavjud (masalan).
Spektr bo'yicha tasniflash
Spektral tasniflash quyosh nurini aks ettiruvchi asteroid natijasi bo'lgan elektromagnit nurlanish spektriga asoslanadi. Ushbu spektrni ro'yxatga olish va qayta ishlash samoviy jismning tarkibini o'rganish va asteroidni quyidagi sinflardan birida aniqlash imkonini beradi:
- Uglerodli asteroidlar guruhi yoki C-guruhi. Ushbu guruh vakillari asosan ugleroddan, shuningdek, bizning Quyosh sistemamizning protoplanetar diskining shakllanishining dastlabki bosqichlarida bo'lgan elementlardan iborat. Vodorod va geliy, shuningdek, boshqa uchuvchi elementlar, uglerod asteroidlarida deyarli yo'q, ammo turli minerallar mavjud bo'lishi mumkin. Boshqa o'ziga xos xususiyat Bunday jismlar past albedo - aks ettirish qobiliyatiga ega, bu boshqa guruhlarning asteroidlarini o'rganishdan ko'ra kuchliroq kuzatish vositalaridan foydalanishni talab qiladi. Quyosh tizimidagi asteroidlarning 75% dan ortig'i C guruhi vakillaridir. Ushbu guruhning eng mashhur organlari Hygeia, Pallas va bir marta - Ceres.
- Silikon asteroidlar guruhi yoki S-guruhi. Ushbu turdagi asteroidlar asosan temir, magniy va boshqa toshli minerallardan iborat. Shu sababli, kremniy asteroidlari toshli asteroidlar deb ham ataladi. Bunday jismlar juda yuqori albedoga ega, bu ularning ba'zilarini (masalan, Iris) shunchaki durbin yordamida kuzatish imkonini beradi. Quyosh tizimidagi kremniy asteroidlar soni umumiy miqdorning 17% ni tashkil qiladi va ular 3 tagacha masofada eng ko'p uchraydi. astronomik birliklar quyoshdan. S-guruhining eng yirik vakillari: Juno, Amphitrite va Herculina.
Astronomiyada asteroid - Quyosh atrofida mustaqil elliptik orbita bo'ylab aylanadigan kichik samoviy jismdir. Kimyoviy tarkibi asteroidlar xilma-xildir. Bu samoviy jismlarning aksariyati uglerodli jismlardir. Shu bilan birga, Quyosh tizimida juda ko'p miqdordagi kremniy va metall asteroidlar mavjud.
Asteroid kamari
Quyosh tizimida Mars va Yupiter sayyoralari orbitalari orasida joylashgan katta soni turli o'lcham va shakldagi asteroidlar. Osmon jismlarining bu klasteri asteroid kamari deb ataladi. Bu bizning tizimimizdagi eng katta asteroidlar joylashgan: Vesta, Ceres, Hygiea va Pallas. Aytish joizki, asteroidlarni kuzatish va o‘rganish tarixi Ceresning kashf etilishidan boshlangan.
Eng katta asteroidlar
Vesta
Bu eng og'ir asteroid va eng kattalaridan biri (ikkinchi katta). Osmon jismini 1807 yilda Geynrix Olbers kashf etgan. Qizig'i shundaki, Vestani oddiy ko'z bilan kuzatish mumkin. Asteroidni Karl Gauss qadimgi Rim ma'budasi, oilaviy o'choq homiysi sharafiga nomlagan.
Ceres
Qadimgi Rim unumdorlik ma'budasi nomi bilan atalgan Ceres 1801 yilda Juzeppe Piatsi tomonidan kashf etilgan. Dastlab olimlar boshqa sayyorani kashf etganiga ishonishgan, ammo keyinchalik Ceres asteroid ekanligini aniqlagan. Ushbu samoviy jismning diametri 960 km ni tashkil etadi, bu asteroidni kamardagi eng kattasi qiladi.
Gigeya
Hygeia kashfiyoti uchun mukofot Annibale de Gasparisga tegishli. 1849 yilda u asteroid kamarida katta samoviy jismni topdi, keyinchalik u qadimgi yunon salomatlik va farovonlik ma'budasi nomini oldi.
Pallas
Ushbu asteroid Ceres kashf etilganidan bir yil o'tib, nemis astronomi Geynrix Olbersning kuzatishlari tufayli topilgan. Pallas qadimgi yunon urush ma'budasi Afinaning singlisi sharafiga nomlangan.
Yer bilan to'qnashuv xavfi
Eslatib o‘tamiz, ilgari sayyoramizga diametri kamida 10 km bo‘lgan 6 ta asteroid urilgan. Buni turli mamlakatlardagi Yer yuzasidagi ulkan kraterlar tasdiqlaydi. Eng qadimgi kraterning yoshi 2 milliard yil, eng kichigi 50 ming yil. Shunday qilib, asteroidning Yer bilan to'qnashuvi ehtimoli har doim mavjud.
Olimlar 2029-yilda, qadimgi Misr halokat xudosi nomi bilan atalgan ulkan asteroid Apofis sayyoramiz yaqinidan o‘tib ketishi mumkinligidan xavotirda. Biroq asteroid Yer bilan to‘qnashadimi yoki undan xavfsiz o‘tadimi, buni vaqt ko‘rsatadi.
Hozirgacha topilgan barcha asteroidlar to'g'ridan-to'g'ri harakatga ega: ular Quyosh atrofida katta sayyoralar bilan bir xil yo'nalishda harakatlanadilar (i.
Halqaning chegaralari biroz ixtiyoriydir: asteroidlarning fazoviy zichligi (birlik hajmdagi asteroidlar soni) markaziy qismdan masofa bilan kamayadi. Agar asteroid o'z orbitasi bo'ylab harakatlanayotganda, ko'rsatilgan zr tekislik asteroiddan keyin (ekliptika tekisligiga perpendikulyar bo'lgan va Quyoshdan o'tuvchi o'q atrofida) aylantirilsa (u doimo shu tekislikda qolishi uchun), u holda asteroid. bir inqilobda, bu tekislikdagi ma'lum bir pastadir tasvirlaydi.
Ushbu halqalarning aksariyati Ceres va Vesta singari soyali mintaqada joylashgan bo'lib, ular biroz eksantrik va bir oz egilgan orbitalarda harakatlanadi. Bir nechta asteroidlar uchun, orbitaning sezilarli ekssentrikligi va moyilligi tufayli, halqa, Pallas (i = 35o) kabi, bu mintaqadan tashqariga chiqadi yoki hatto Atoniyaliklar kabi butunlay tashqarida yotadi. Shuning uchun asteroidlar ham halqadan uzoqda joylashgan
Barcha asteroidlarning 98 foizi harakatlanadigan halqa-torus egallagan fazo hajmi juda katta - taxminan 1,6 1026 km3. Taqqoslash uchun shuni ta'kidlaymizki, Yerning hajmi bor-yo'g'i 1012 km3.Halqaga kiruvchi asteroidlar orbitalarining yarim katta o'qlari 2,2 dan 3,2 a gacha bo'lgan oraliqda yotadi. e) Asteroidlar orbita bo'ylab chiziqli (geliosentrik) tezligi taxminan 20 km/s bo'lib, Quyosh atrofida bir aylanish uchun 3 yildan 9 yilgacha vaqt sarflaydi.
Ularning o'rtacha kunlik harakati 400-1200 oralig'ida.Bu orbitalarning ekssentrikligi kichik - 0 dan 0,2 gacha va kamdan-kam hollarda 0,4 dan oshadi. Ammo juda kichik eksantriklik bilan, atigi 0,1 bo'lsa ham, asteroidning orbital harakati paytida geliotsentrik masofasi astronomik birlikning o'ndan bir necha qismiga va e = 0,4 ga 1,5 - 3 a ga o'zgaradi. Ya'ni, orbitaning kattaligiga qarab, orbitalarning ekliptika tekisligiga moyilligi odatda 5 ° dan 10 ° gacha bo'ladi.
Ammo 10 ° nishab bilan asteroid ekliptika tekisligidan taxminan 0,5 AU ga og'ishi mumkin. Ya'ni, 30° moyillik bilan undan 1,5 AB masofaga uzoqlashing.O'rtacha kunlik harakatidan kelib chiqqan holda, asteroidlar odatda besh guruhga bo'linadi. Tarkibida ko'p sonli I, II va III guruhlarga halqaning tashqi (Quyoshdan eng uzoqda), markaziy va ichki zonalarida harakatlanadigan asteroidlar kiradi.
Markaziy zonada sferik quyi tizimning asteroidlari ustunlik qiladi, ichki zonada esa asteroidlarning 3/4 qismi tekis tizimning a'zolaridir. Ichki zonadan tashqi zonaga o'tgan sari aylana orbitalari ko'payib boradi: III guruhda ekssentrisitet e ga teng.
Quyosh sistemasining bu giganti uchun yetib bo'lmaydigan kamroq eksantrik orbitalardagi jismlargina saqlanib qolgan. Halqadagi barcha asteroidlar, aytganda, xavfsiz zonada. Lekin ular ham har doim sayyoralar tomonidan buzilishlarni boshdan kechirishadi. Albatta, Yupiter ularga eng kuchli ta'sir ko'rsatadi. Shuning uchun ularning orbitalari doimo o'zgarib turadi. To'liq qat'iy bo'lish uchun shuni aytish kerakki, asteroidning kosmosdagi yo'li ellipslar emas, balki bir-birining yonida joylashgan ochiq kvazi-elliptik burilishlardir. Faqat vaqti-vaqti bilan - sayyoraga yaqinlashganda - orbitalar bir-biridan sezilarli darajada og'ishadi.Sayyoralar, albatta, nafaqat asteroidlar, balki bir-birining harakatini ham bezovta qiladi. Biroq, sayyoralarning o'zlari boshdan kechiradigan buzilishlar kichik va Quyosh tizimining tuzilishini o'zgartirmaydi.
Ular sayyoralarning bir-biri bilan to'qnashishiga sabab bo'lolmaydi. Asteroidlar bilan vaziyat boshqacha. Asteroidlar orbitalarining katta ekssentrikliklari va moyilliklari tufayli ular sayyoralar buzilishi ta'sirida juda kuchli o'zgaradi, hatto sayyoralarga yaqinlashish bo'lmasa ham. Asteroidlar o‘z yo‘lidan avval bir yo‘nalishda, keyin esa boshqa yo‘nalishda og‘ishadi. Qanchalik uzoqroq bo'lsa, bu og'ishlar shunchalik katta bo'ladi: Axir, sayyoralar doimiy ravishda asteroidni har biri o'ziga qarab "tortadi", lekin Yupiter eng kuchli hisoblanadi.
Asteroidlarni kuzatish juda qisqa vaqtni qamrab oladi, ba'zi kamdan-kam holatlar bundan mustasno, aksariyat asteroidlarning orbitalarida sezilarli o'zgarishlarni aniqlash uchun. Shuning uchun ularning orbitalarining evolyutsiyasi haqidagi fikrlarimiz nazariy mulohazalarga asoslanadi. Qisqacha aytganda, ular quyidagilarga to'g'ri keladi: har bir asteroidning orbitasi o'zining o'rtacha pozitsiyasi atrofida tebranadi va har bir tebranish uchun bir necha o'nlab yoki yuzlab yillar sarflaydi. Uning yarim o'qi, ekssentrikligi va moyilligi kichik amplituda bilan sinxron ravishda o'zgaradi. Perigelion va afelion Quyoshga yaqinlashadi yoki undan uzoqlashadi. Bu tebranishlar sifatida yoqiladi komponent uzoqroq davrdagi tebranishlarga - minglab yoki o'n minglab yillar.
Ular biroz boshqacha xarakterga ega. Yarim katta o'q qo'shimcha o'zgarishlarga duch kelmaydi. Ammo eksantriklik va egilish tebranishlarining amplitudalari ancha katta bo'lishi mumkin. Bunday vaqt o'lchovlari bilan sayyoralarning orbitalardagi bir lahzali pozitsiyalarini endi ko'rib chiqish mumkin emas: tezlashtirilgan plyonkada bo'lgani kabi, asteroid va sayyora o'z orbitalari bo'ylab bulg'angandek ko'rinadi.
Ularni tortishish halqalari deb hisoblash oqilona bo'ladi. Asteroid halqasining sayyora halqalari joylashgan ekliptika tekisligiga moyilligi - bezovta qiluvchi kuchlarning manbai - asteroid halqasining tepa yoki giroskop kabi harakat qilishiga olib keladi. Faqat rasm murakkabroq bo'lib chiqadi, chunki asteroidning orbitasi qattiq emas va uning shakli vaqt o'tishi bilan o'zgaradi. Asteroid orbitasi shunday aylanadiki, uning tekisligiga nisbatan Quyosh joylashgan fokusda tiklangan norma konusni tasvirlaydi.Bu holda tugunlar chizig'i ekliptika tekisligida soat yo'nalishi bo'yicha ko'proq yoki kamroq doimiy tezlik bilan aylanadi. Bir inqilob davomida moyillik, ekssentriklik, perigelion va afelion masofalari ikkita tebranishlarni boshdan kechiradi.
Tugunlar chizig'i asp chizig'iga to'g'ri kelganda (va bu bir aylanishda ikki marta sodir bo'ladi), moyillik maksimal va eksantriklik minimal bo'ladi. Orbita shakli aylanaga yaqinlashadi, orbitaning yarim kichik o'qi kattalashadi, perigelion Quyoshdan imkon qadar uzoqlashtiriladi va afelion unga yaqinlashadi (chunki q+q'=2a=const). ). Keyin tugunlar chizig'i siljiydi, moyillik pasayadi, perigelion Quyosh tomon siljiydi, afelion undan uzoqlashadi, ekssentriklik kuchayadi va orbitaning yarim kichik o'qi qisqaradi. Ekstremal qiymatlarga tugunlar chizig'i asp chizig'iga perpendikulyar bo'lganda erishiladi. Endi perigelion Quyoshga eng yaqin, afelion undan uzoqroqda joylashgan va bu ikkala nuqta ham ekliptikadan eng ko'p chetga chiqadi.
Uzoq vaqt davomida orbitalarning evolyutsiyasini o'rganish shuni ko'rsatadiki, tasvirlangan o'zgarishlar elementlarning tebranishlarining yanada katta amplitudalari bilan sodir bo'lgan yanada uzoqroq davrdagi o'zgarishlarga kiradi va asp chizig'i ham harakatga kiradi. Shunday qilib, har bir orbita doimiy ravishda pulsatsiyalanadi va bundan tashqari, u ham aylanadi. Kichik e va i da ularning tebranishlari kichik amplitudalar bilan sodir bo'ladi. Ekliptika tekisligi yaqinida joylashgan deyarli dumaloq orbitalar deyarli sezilarli darajada o'zgarmaydi.
Ular uchun bularning barchasi engil deformatsiyaga va orbitaning bir yoki boshqa qismining ekliptika tekisligidan engil og'ishiga to'g'ri keladi. Ammo orbitaning ekssentrikligi va moyilligi qanchalik katta bo'lsa, katta vaqt oralig'ida buzilishlar shunchalik kuchliroq bo'ladi.Shunday qilib, sayyora buzilishlari asteroidlar orbitalarining uzluksiz aralashishiga va shuning uchun ular bo'ylab harakatlanuvchi jismlarning aralashib ketishiga olib keladi. Bu asteroidlarning bir-biri bilan to'qnashishiga imkon beradi. So'nggi 4,5 milliard yil ichida asteroidlar mavjud bo'lganidan beri ular bir-biri bilan ko'p to'qnashuvlarni boshdan kechirdilar. Orbitalarning moyilliklari va ekssentrikliklari ularning o'zaro harakatining parallel emasligiga olib keladi va asteroidlarning bir-biridan o'tib ketish tezligi (tartibsiz tezlik komponenti) o'rtacha 5 km / s ni tashkil qiladi. Bunday tezlikda to'qnashuvlar jismlarning yo'q qilinishiga olib keladi.
Ida asteroidining shakli va yuzasi.
Shimol tepada joylashgan.
Animatsiya Tayfun Oner tomonidan amalga oshirilgan.
(Mualliflik huquqi © 1997-yilda A. Tayfun O‘ner tomonidan).
1. Umumiy fikrlar
Asteroidlar xuddi sayyoralar kabi quyosh atrofida harakatlanadigan qattiq tosh jismlardir. elliptik orbitalar. Ammo bu jismlarning o'lchamlari oddiy sayyoralarnikidan ancha kichik, shuning uchun ularni kichik sayyoralar deb ham atashadi. Asteroidlarning diametri bir necha o'nlab metrdan (odatda) 1000 km gacha (eng katta Ceres asteroidining o'lchami). "Asteroid" (yoki "yulduzga o'xshash") atamasi 18-asrning mashhur astronomi Uilyam Gerschel tomonidan teleskop orqali kuzatilganda ushbu ob'ektlarning ko'rinishini tasvirlash uchun kiritilgan. Hatto eng katta yerga asoslangan teleskoplar bilan ham, eng katta asteroidlarning ko'rinadigan disklarini ajratib bo'lmaydi. Ular yorug'likning nuqta manbalari sifatida kuzatiladi, garchi ular boshqa sayyoralar kabi ko'rinadigan diapazonda hech narsa chiqarmaydilar, faqat quyosh nurini aks ettiradilar. Ba'zi asteroidlarning diametrlari "yulduz okkultatsiyasi" usuli yordamida, ular etarlicha yorqin yulduzlar bilan bir xil ko'rish chizig'ida bo'lgan baxtli daqiqalarda o'lchangan. Ko'pgina hollarda, ularning o'lchamlari maxsus astrofizik o'lchovlar va hisob-kitoblar yordamida baholanadi. Hozirgi vaqtda ma'lum bo'lgan asteroidlarning asosiy qismi Mars va Yupiter orbitalari o'rtasida Quyoshdan 2,2-3,2 astronomik birlik (bundan keyin - AU) masofalarida harakatlanadi. Hozirgacha jami 20 000 ga yaqin asteroidlar topilgan, ulardan 10 000 ga yaqini ro'yxatga olingan, ya'ni ularga raqamlar yoki hatto tegishli nomlar berilgan va orbitalar katta aniqlik bilan hisoblab chiqilgan. Asteroidlar uchun to'g'ri nomlar odatda ularni kashf etganlar tomonidan belgilanadi, lekin belgilangan xalqaro qoidalarga muvofiq. Dastlab, kichik sayyoralar haqida kam narsa ma'lum bo'lganida, ularning nomlari boshqa sayyoralar kabi qadimgi yunon mifologiyasidan olingan. Bu jismlar egallagan fazoning halqasimon hududi asosiy asteroid kamari deb ataladi. O'rtacha chiziqli orbital tezlik Taxminan 20 km / s tezlikda asosiy kamar asteroidlari Quyosh atrofida, undan masofaga qarab, 3 dan 9 Yer yiligacha bir marta aylanishadi. Ularning orbita tekisliklarining ekliptika tekisligiga nisbatan moyilliklari ba'zan 70° ga etadi, lekin odatda 5-10° oralig'ida bo'ladi. Shu asosda barcha ma'lum bo'lgan asosiy kamar asteroidlari taxminan teng ravishda tekis (orbital moyilliklari 8 ° gacha) va sferik quyi tizimlarga bo'linadi.
Asteroidlarni teleskopik kuzatishlar davomida ularning mutlaq ko'pchiligining yorqinligi vaqt o'tishi bilan o'zgarib turishi aniqlandi. qisqa vaqt(bir necha soatdan bir necha kungacha). Astronomlar uzoq vaqtdan beri asteroidlarning yorqinligidagi bu o'zgarishlar ularning aylanishi bilan bog'liq va birinchi navbatda ularning tartibsiz shakli bilan belgilanadi deb taxmin qilishgan. Kosmik kemalar yordamida olingan asteroidlarning birinchi fotosuratlari buni tasdiqladi va bu jismlarning sirtlari turli o'lchamdagi kraterlar yoki kraterlar bilan chuqurlashganligini ko'rsatdi. 1-3-rasmlarda turli kosmik kemalar yordamida olingan asteroidlarning birinchi kosmik tasvirlari ko'rsatilgan. Ko'rinib turibdiki, kichik sayyoralarning bunday shakllari va sirtlari ularning boshqa qattiq jismlar bilan ko'p sonli to'qnashuvi paytida paydo bo'lgan. samoviy jismlar. Umuman olganda, Yerdan kuzatilgan asteroidning shakli noma'lum bo'lsa (chunki u nuqta ob'ekti sifatida ko'rinadi), u holda ular uni uch eksenli ellipsoid yordamida yaqinlashtirishga harakat qilishadi.
1-jadvalda eng katta yoki oddiygina qiziqarli asteroidlar haqida asosiy ma'lumotlar keltirilgan.
| N | Asteroid Ism Rus/lot. |
Diametri (km) |
Og'irligi (10 15 kg) |
Davr aylanish (soat) |
Orbital. davr (yillar) |
Diapazon. Sinf |
Katta p/eksa orb. (au) |
Eksantriklik orbitalar |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 1 | Ceres/ Ceres |
960 x 932 | 87000 | 9,1 | 4,6 | BILAN | 2,766 | 0,078 |
| 2 | Pallas/ Pallas |
570 x 525 x 482 | 318000 | 7,8 | 4,6 | U | 2,776 | 0,231 |
| 3 | Juno/ Juno |
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 | Flora/ Flora |
141 | 13,6 | 3,3 | S | 0,141 | ||
| 243 | Ida/Ida | 58 x 23 | 100 | 4,6 | 4,8 | S | 2,861 | 0,045 |
| 253 | Matilda/ Mathilde |
66 x 48 x 46 | 103 | 417,7 | 4,3 | C | 2,646 | 0,266 |
| 433 | Eros/Eros | 33 x 13 x 13 | 7 | 5,3 | 1,7 | S | 1,458 | 0,223 |
| 951 | Gaspra/ Gaspra |
19 x 12 x 11 | 10 | 7,0 | 3,3 | S | 2,209 | 0,174 |
| 1566 | Ikarus/ Ikar |
1,4 | 0,001 | 2,3 | 1,1 | U | 1,078 | 0,827 |
| 1620 | Geograf/ Geograf |
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 |
4,6 x 2,4 x 1,9 | 0,05 | 130 | 1,1 | S | 2,512 | 0,634 |
| 4769 | Castalia/ Kastaliya |
1,8 x 0,8 | 0,0005 | 0,4 | 1,063 | 0,483 |
Jadval uchun tushuntirishlar.
1 Ceres birinchi marta kashf etilgan eng katta asteroiddir. U 1801 yil 1 yanvarda italiyalik astronom Juzeppe Piatsi tomonidan kashf etilgan va Rim unumdorlik ma'budasi sharafiga nomlangan.
2 Pallas ikkinchi eng katta asteroid bo'lib, ikkinchisi kashf etilgan. Buni 1802 yil 28 martda nemis astronomi Geynrix Olbers amalga oshirdi.
3 Juno - 1804 yilda K. Xarding tomonidan kashf etilgan.
4 Vesta 1807 yilda G. Olbers tomonidan kashf etilgan uchinchi yirik asteroiddir. Bu jismda olivin mantiyasini qoplagan bazalt qobig'ining mavjudligini kuzatish dalillari mavjud bo'lib, bu uning moddasining erishi va differensiatsiyasining natijasi bo'lishi mumkin. Ushbu asteroidning ko'rinadigan diskining tasviri birinchi marta 1995 yilda Amerika kosmik teleskopi yordamida olingan. Hubble, past Yer orbitasida ishlaydi.
8 Flora - xuddi shu nom bilan atalgan, bir necha yuz a'zoga ega bo'lgan katta asteroidlar oilasining eng katta asteroidi bo'lib, birinchi marta yapon astronomi K. Xirayama tomonidan tavsiflangan. Ushbu oila asteroidlari juda yaqin orbitalarga ega, bu ularning umumiy ota-ona tanasidan kelib chiqishini tasdiqlaydi, boshqa jism bilan to'qnashuv paytida yo'q qilinadi.
243 Ida asosiy kamar asteroidi bo'lib, uning tasvirlari 1993 yil 28 avgustda Galileo kosmik kemasi yordamida olingan. Bu tasvirlar Idaning kichik sun'iy yo'ldoshini, keyinchalik Dactyl deb nomlanganini topishga imkon berdi. (2 va 3-rasmlarga qarang).
253 Matilda - asteroid bo'lib, uning tasvirlari NIAR kosmik apparati yordamida 1997 yil iyun oyida olingan (4-rasmga qarang).
433 Eros - Yerga yaqin asteroid bo'lib, uning tasvirlari NIAR kosmik apparati yordamida 1999 yil fevral oyida olingan.
951 Gaspra - asosiy kamar asteroidi bo'lib, u birinchi marta 1991 yil 29 oktyabrda Galileo kosmik kemasi tomonidan suratga olingan (1-rasmga qarang).
1566 Ikar - Yerga yaqinlashib, uning orbitasini kesib o'tuvchi asteroid bo'lib, juda katta orbital ekssentriklikka ega (0,8268).
1620 Geograf - bu ikkilik ob'ekt yoki juda tartibsiz shaklga ega bo'lgan Yerga yaqin asteroid. Bu uning yorqinligi o'z o'qi atrofida aylanish fazasiga, shuningdek, uning radar tasvirlariga bog'liqligidan kelib chiqadi.
1862 yil Apollon - Yerga yaqinlashib, uning orbitasini kesib o'tgan bir xil jismlar oilasining eng katta asteroidi. Apollon orbitasining ekssentrikligi juda katta - 0,56.
2060 Chiron - davriy kometa faolligini ko'rsatadigan asteroid-kometa (orbita perigeliyasi yaqinida, ya'ni Quyoshdan minimal masofada yorqinlikning muntazam oshishi, bu asteroid tarkibiga kiruvchi uchuvchi birikmalarning bug'lanishi bilan izohlanishi mumkin), Saturn va Uran orbitalari orasidagi eksantrik traektoriya (eksentrisitet 0,3801) bo'ylab harakatlanadi.
4179 Toutatis ikkilik asteroid bo'lib, uning tarkibiy qismlari aloqada bo'lishi mumkin va o'lchamlari taxminan 2,5 km va 1,5 km. Ushbu asteroidning suratlari Aresibo va Goldstoneda joylashgan radarlar yordamida olingan. 21-asrda hozirda ma'lum bo'lgan barcha Yerga yaqin asteroidlardan Toutatis eng yaqin masofada bo'lishi kerak (taxminan 1,5 million km, 2004 yil 29 sentyabr).
4769 Castalia - taxminan bir xil (diametri 0,75 km) tarkibiy qismlari aloqada bo'lgan qo'sh asteroid. Uning radio tasviri Aresibodagi radar yordamida olingan.
951 Gaspra asteroidining surati
Guruch. 1. Galileo kosmik kemasi yordamida psevdorangda, ya'ni binafsha, yashil va qizil filtrlar orqali tasvirlar kombinatsiyasi sifatida olingan 951 Gaspra asteroidining tasviri. Olingan ranglar sirt detallaridagi nozik farqlarni ta'kidlash uchun maxsus kengaytirilgan. Ochiq tog' jinslarining joylari ko'k rangda, regolit (maydalangan material) bilan qoplangan joylar esa qizg'ish. Tasvirning har bir nuqtasida fazoviy o'lchamlari 163 m. Gaspra 19 x 12 x 11 km 3 o'qi bo'ylab tartibsiz shaklga va taxminiy o'lchamlarga ega. Quyosh o'ngdagi asteroidni yoritadi.
NASA GAL-09 tasviri.
243 Idas asteroidining surati
Guruch. 2 Galileo kosmik kemasi tomonidan olingan 243 Ida asteroidi va uning kichik yo'ldoshi Dactylning noto'g'ri rangli tasviri. Rasmda ko'rsatilgan tasvirni olish uchun foydalanilgan manba tasvirlari taxminan 10500 km masofadan olingan. Rang farqlari sirt faol moddalar tarkibidagi o'zgarishlarni ko'rsatishi mumkin. Yorqin ko'k joylar temir o'z ichiga olgan minerallardan tashkil topgan modda bilan qoplangan bo'lishi mumkin. Ida uzunligi 58 km boʻlib, uning aylanish oʻqi oʻngga biroz egilgan holda vertikal yoʻnaltirilgan.
NASA GAL-11 tasviri.
Guruch. 3. 243 Ida kichik sun'iy yo'ldoshi Dactylning surati. U qandaydir to'qnashuv paytida undan uzilib qolgan Idaning bo'lagimi yoki u qo'lga olgan begona narsami, hozircha noma'lum. tortishish maydoni va aylana orbita bo'ylab harakatlanadi. Ushbu rasm 1993 yil 28 avgustda neytral zichlik filtri orqali asteroidga eng yaqin yaqinlashishdan 4 daqiqa oldin taxminan 4000 km masofadan olingan. Daktilning o'lchamlari taxminan 1,2 x 1,4 x 1,6 km. NASA GAL-04 tasviri
Asteroid 253 Matilda
Guruch. 4. Asteroid 253 Matilda. NASA fotosurati, kosmik kema YAQIN
2. Asosiy asteroid kamari qanday paydo bo'lishi mumkin?
Asosiy kamarda to'plangan jismlarning orbitalari barqaror va aylanaga yaqin yoki biroz eksantrik shaklga ega. Bu erda ular "xavfsiz" zonada harakat qilishadi, bu erda katta sayyoralar va birinchi navbatda Yupiterning tortishish ta'siri minimaldir. Bugungi kunda mavjud bo'lgan ilmiy dalillar shuni ko'rsatadiki, aynan Yupiter o'ynagan asosiy rol Quyosh tizimining tug'ilishi paytida asosiy asteroid kamarining o'rnida boshqa sayyora paydo bo'lishi mumkin emasligidir. Ammo asrimizning boshlarida ham ko'plab olimlar Yupiter va Mars o'rtasida yana bir katta sayyora borligiga ishonchlari komil edi va u negadir qulab tushdi. Olbers Pallasni kashf etgandan so'ng darhol bunday farazni birinchi bo'lib ifoda etdi. U ushbu faraziy sayyora nomini ham o'ylab topdi - Phaeton. Keling, kichik bir chetga chiqamiz va Quyosh tizimi tarixidan bir epizodni tasvirlaymiz - bu zamonaviy tarixga asoslangan. ilmiy faktlar. Bu, xususan, asosiy kamar asteroidlarining kelib chiqishini tushunish uchun zarurdir. Katta hissa Quyosh tizimining kelib chiqishi haqidagi zamonaviy nazariyani shakllantirishga sovet olimlari O.Yu. Shmidt va V.S. Safronov.
Taxminan 4,5 milliard yil oldin Yupiter orbitasida (Quyoshdan 5 AU masofada) hosil bo'lgan eng katta jismlardan biri hajmi boshqalarga qaraganda tezroq o'sishni boshladi. Protoplanetar disk zonasidan Quyoshga yaqinroq va ko'proq qizigan uchuvchi birikmalarning (H 2, H 2 O, NH 3, CO 2, CH 4 va boshqalar) kondensatsiyasi chegarasida bo'lganligi sababli, bu jism paydo bo'ldi. asosan muzlatilgan gaz kondensatlaridan tashkil topgan moddalarning to'planish markazi. U etarlicha katta massaga yetganda, u o'zining tortishish maydoni bilan Quyoshga yaqinroq, asteroidlarning ota-onalari zonasida joylashgan ilgari quyuqlashgan materiyani ushlay boshladi va shu bilan ikkinchisining o'sishini sekinlashtirdi. Boshqa tomondan, proto-Yupiter tomonidan biron bir sababga ko'ra tutilmagan, ammo uning tortishish ta'siri doirasida bo'lgan kichikroq jismlar samarali ravishda tarqalib ketdi. turli tomonlar. Shunga o'xshab, Saturnning hosil bo'lish zonasidan jismlar u qadar kuchli bo'lmasa ham, chiqarilishi mumkin edi. Ushbu jismlar, shuningdek, Mars va Yupiter orbitalari o'rtasida ilgari paydo bo'lgan asteroidlar yoki sayyoralarning asosiy jismlarining kamariga kirib, ularni ushbu zonadan "supurib tashlagan" yoki parchalanishga duchor qilgan. Bundan tashqari, bundan oldin asteroidlarning asosiy jismlarining bosqichma-bosqich o'sishi ularning past nisbiy tezligi (taxminan 0,5 km / s gacha) tufayli mumkin bo'lgan, qachonki har qanday jismlarning to'qnashuvi ularning parchalanishi bilan emas, balki birlashishi bilan yakunlangan. Yupiter (va Saturn) tomonidan asteroid kamariga uning o'sishi davrida uloqtirilgan jismlar oqimining ko'payishi asteroidlarning asosiy jismlarining nisbiy tezligi sezilarli darajada oshishiga olib keldi (3-5 km / s gacha) va yanada xaotik. Oxir-oqibat, asteroidlarning ota-onalar jismlarining to'planish jarayoni o'zaro to'qnashuvlar paytida ularning parchalanish jarayoni bilan almashtirildi va Quyoshdan ma'lum masofada etarlicha katta sayyorani shakllantirishning potentsial imkoniyati butunlay yo'qoldi.
3. Asteroid orbitalari
ga qaytish hozirgi holat asteroid kamari, shuni ta'kidlash kerakki, Yupiter hali ham asteroid orbitalarining evolyutsiyasida asosiy rol o'ynashda davom etmoqda. Ushbu gigant sayyoraning asosiy kamar asteroidlariga uzoq muddatli tortishish ta'siri (4 milliard yildan ortiq) bir qator "taqiqlangan" orbitalar yoki hatto kichik sayyoralar mavjud bo'lmagan zonalar mavjudligiga olib keldi. , va agar ular u erga etib borsalar, u erda uzoq vaqt qololmaydilar. Ular bo'shliqlar yoki Kirkvud lyuklari deb ataladi, ularni birinchi marta kashf etgan olim Daniel Kirkvud nomi bilan atalgan. Bunday orbitalar rezonansli, chunki ular bo'ylab harakatlanadigan asteroidlar Yupiterdan kuchli tortishish ta'sirini boshdan kechirishadi. Bu orbitalarga mos keladigan orbital davrlar Yupiterning orbital davri bilan oddiy munosabatda (masalan, 1:2; 3:7; 2:5; 1:3 va boshqalar). Agar asteroid yoki uning bo'lagi boshqa jism bilan to'qnashuv natijasida rezonansli yoki unga yaqin orbitaga tushib qolsa, u holda uning orbitasining yarim o'qi va ekssentrikligi Jovian tortishish maydoni ta'sirida juda tez o'zgaradi. Bularning barchasi asteroidning rezonansli orbitani tark etishi va hatto asosiy asteroid kamarini tark etishi bilan tugaydi yoki u qo'shni jismlar bilan yangi to'qnashuvlarga mahkum bo'ladi. Bu Kirkvud bo'shlig'ini har qanday ob'ektdan tozalaydi. Ammo shuni ta'kidlash kerakki, asosiy asteroid kamarida bo'shliqlar yoki bo'sh joylar mavjud emas, agar biz unga kiritilgan barcha jismlarning bir zumda taqsimlanishini tasavvur qilsak. Barcha asteroidlar har qanday vaqtda asteroid kamarini teng ravishda to'ldiradi, chunki ular elliptik orbita bo'ylab harakatlanib, ko'p vaqtlarini "begona" zonada o'tkazadilar. Yupiterning tortishish ta'sirining yana bir "qarama-qarshi" misoli: asosiy asteroid kamarining tashqi chegarasida ikkita tor qo'shimcha "halqalar" mavjud, aksincha, asteroidlar orbitalaridan iborat bo'lib, ularning orbital davrlari o'z ichiga oladi. Yupiterning orbital davriga nisbatan 2:3 va 1:1 nisbati. Shubhasiz, orbital davri 1:1 nisbatga mos keladigan asteroidlar bevosita Yupiter orbitasida joylashgan. Ammo ular undan Yupiteriya orbitasining radiusiga teng masofada oldinga yoki orqaga harakat qilishadi. Harakatida Yupiterdan oldinda bo'lgan asteroidlar "yunonlar" deb nomlanadi va unga ergashadiganlar "troyanlar" deb nomlanadi (shuning uchun ular Troya urushi qahramonlari sharafiga nomlangan). Ushbu kichik sayyoralarning harakati juda barqaror, chunki ular "Lagrange nuqtalari" deb ataladigan joyda joylashgan bo'lib, ularda harakat qiluvchi tortishish kuchlari tenglashtiriladi. Ushbu asteroidlar guruhining umumiy nomi "Troyanlar". Turli asteroidlarning uzoq to'qnashuvi evolyutsiyasi jarayonida asta-sekin Lagranj nuqtalari yaqinida to'planishi mumkin bo'lgan troyanlardan farqli o'laroq, ularning tarkibiy qismlarining orbitalari juda yaqin bo'lgan asteroidlar oilalari mavjud bo'lib, ular, ehtimol, ularning nisbatan yaqinda parchalanishi natijasida hosil bo'lgan. tegishli ota-onalar. Bu, masalan, 60 ga yaqin a'zoga ega bo'lgan Flora asteroidlar oilasi va boshqa bir qator. IN Yaqinda Olimlar asteroidlarning bunday oilalarining umumiy sonini aniqlashga harakat qilishmoqda, bu ularning ota-ona tanasining asl sonini taxmin qilmoqda.
4.Yerga yaqin asteroidlar
Asosiy asteroid kamarining ichki chetiga yaqin joyda orbitalari asosiy kamardan ancha uzoqqa cho'zilgan va hatto Mars, Yer, Venera va hatto Merkuriy orbitalari bilan kesishishi mumkin bo'lgan boshqa jismlar guruhlari mavjud. Avvalo, bu Amur, Apollon va Aten asteroidlari guruhlari (ushbu guruhlarga kiritilgan eng yirik vakillarning nomlari bilan). Bunday asteroidlarning orbitalari asosiy kamar jismlariniki kabi barqaror emas, balki nafaqat Yupiterning, balki sayyoralarning tortishish maydonlari ta'sirida nisbatan tez rivojlanadi. quruqlik guruhi. Shu sababli, bunday asteroidlar bir guruhdan ikkinchisiga o'tishi mumkin va asteroidlarning yuqoridagi guruhlarga bo'linishi shartli bo'lib, asteroidlarning zamonaviy orbitalari haqidagi ma'lumotlarga asoslanadi. Xususan, amuriyaliklar elliptik orbitalarda harakatlanadilar, ularning perihelion masofasi (Quyoshgacha bo'lgan minimal masofa) 1,3 AU dan oshmaydi. Apollonlar perigeliy masofasi 1 AU dan kam bo'lgan orbitalarda harakatlanadi. (esda tutingki, bu Yerning Quyoshdan o'rtacha masofasi) va Yer orbitasiga kirib boradi. Agar amuriyaliklar va apolloniyaliklar uchun orbitaning yarim katta o'qi 1 AU dan oshsa, u holda atoniyaliklar uchun bu qiymatdan kichikroq yoki bu asteroidlar, shuning uchun bu asteroidlar asosan Yer orbitasida harakatlanadi. Ko'rinib turibdiki, Apollon va Atoniyaliklar Yer orbitasini kesib o'tib, u bilan to'qnashuv xavfini yaratishi mumkin. Hatto bor umumiy ta'rif bu kichik sayyoralar guruhi "Yerga yaqin asteroidlar" orbital o'lchamlari 1,3 AU dan oshmaydigan jismlardir. Bugungi kunga qadar 800 ga yaqin bunday ob'ektlar aniqlangan.Ammo ularning umumiy soni sezilarli darajada ko'p bo'lishi mumkin - o'lchamlari 1 km dan ortiq bo'lgan 1500-2000 tagacha va 100 m dan ortiq o'lchamlari bilan 135 000 tagacha.Yerga mavjud tahdid. asteroidlar va boshqa kosmik jismlardan er usti muhitida joylashgan yoki tugashi mumkinligi ilmiy va jamoat doiralarida keng muhokama qilinadi. Bu haqda, shuningdek, sayyoramizni himoya qilish bo'yicha taklif qilingan chora-tadbirlar haqida batafsil ma'lumotni A.A. tomonidan yaqinda nashr etilgan kitobda topish mumkin. Boyarchuk.
5. Boshqa asteroid kamarlari haqida
Asteroidga o'xshash jismlar Yupiter orbitasidan tashqarida ham mavjud. Bundan tashqari, so'nggi ma'lumotlarga ko'ra, Quyosh tizimining chekkasida bunday jismlar juda ko'p ekanligi ma'lum bo'ldi. Buni birinchi marta amerikalik astronom Jerar Kuiper 1951 yilda taklif qilgan. U Neptun orbitasidan tashqarida, taxminan 30-50 AB masofada degan gipotezani ishlab chiqqan. qisqa muddatli kometalarning manbai bo'lib xizmat qiladigan jismlarning butun bir kamari bo'lishi mumkin. Darhaqiqat, 90-yillarning boshidan beri (Gavay orollarida diametri 10 m gacha bo'lgan eng katta teleskoplarning kiritilishi bilan) diametrlari taxminan 100 dan 800 km gacha bo'lgan yuzdan ortiq asteroidga o'xshash ob'ektlar topildi. Neptun orbitasi. Ushbu jismlarning to'plami "Kuiper kamari" deb nomlangan, garchi ular hali "to'liq huquqli" kamarni yaratish uchun etarli emas. Biroq, ba'zi hisob-kitoblarga ko'ra, undagi jismlar soni asosiy asteroid kamaridagidan kam bo'lmasligi mumkin (agar ko'p bo'lmasa). Ularning orbital parametrlariga ko'ra, yangi kashf etilgan jismlar ikki sinfga bo'lingan. Barcha trans-Neptun ob'ektlarining taxminan uchdan bir qismi "Plutino klassi" deb nomlangan birinchi sinfga tegishli edi. Ular Neptun bilan 3:2 rezonansda juda elliptik orbitalarda harakat qiladilar (yarim katta o'qlar taxminan 39 AU; ekssentrikliklari 0,11-0,35; orbitalning ekliptikaga moyilligi 0-20 daraja), xuddi Pluton orbitasiga o'xshash, ular paydo bo'lgan joyda. bu sinf nomi. Hozirgi vaqtda olimlar o'rtasida hatto Plutonni to'laqonli sayyora deb hisoblash kerakmi yoki yuqorida aytib o'tilgan sinf ob'ektlaridan biri haqida munozaralar mavjud. Biroq, Plutonning holati katta ehtimol bilan o'zgarmaydi, chunki uning o'rtacha diametri (2390 km) ma'lum trans-Neptun ob'ektlari diametrlaridan sezilarli darajada kattaroqdir va bundan tashqari, quyosh tizimidagi boshqa ko'plab sayyoralar singari, u ham katta sun'iy yo'ldoshga ega ( Charon) va atmosfera. Ikkinchi sinfga "odatiy Kuiper kamar ob'ektlari" kiradi, chunki ularning aksariyati (qolgan 2/3 qismi) ma'lum va ular 40-48 AU oralig'ida yarim katta o'qlar bilan aylanaga yaqin orbitalarda harakatlanadi. va har xil moyillik (0-40°). Hozirgacha katta masofalar va nisbatan kichik o'lchamlar yangi o'xshash jismlarning tezroq ochilishiga to'sqinlik qildi, garchi buning uchun eng katta teleskoplar va eng zamonaviy texnologiyalar qo'llaniladi. Ushbu jismlarni optik xususiyatlariga ko'ra ma'lum bo'lgan asteroidlar bilan taqqoslashga asoslanib, hozirgi vaqtda birinchisi bizning sayyoramiz tizimidagi eng ibtidoiy deb hisoblanadi. Bu shuni anglatadiki, ularning materiyasi protoplanetar tumanlikdan kondensatsiyalanganidan beri, masalan, quruqlikdagi sayyoralar materiyasiga nisbatan juda kichik o'zgarishlarni boshdan kechirgan. Aslida, bu jismlarning mutlaq ko'pchiligi o'z tarkibida kometalarning yadrolari bo'lishi mumkin, ular "Kometalar" bo'limida ham muhokama qilinadi.
Qadimgi yunon mifologik kentavrlari (yarim inson, yarmi) bilan taqqoslaganda, Kuiper kamari va asosiy asteroid kamari o'rtasida bir qator asteroid jismlari topilgan (bu raqam vaqt o'tishi bilan ortib boradi) - bu "Kentavr sinfi". -ot). Ularning vakillaridan biri Chiron asteroidi bo'lib, uni kometa asteroidi deb atash to'g'ri bo'ladi, chunki u vaqti-vaqti bilan paydo bo'ladigan gaz atmosferasi (koma) va quyruq shaklida kometa faolligini namoyish etadi. Ular o'z orbitasining perihelion qismlaridan o'tayotganda ushbu tananing moddasini tashkil etuvchi uchuvchi birikmalardan hosil bo'ladi. Chiron ulardan biridir illyustrativ misollar moddiy tarkibi va, ehtimol, kelib chiqishi bo'yicha asteroidlar va kometalar o'rtasida keskin chegaraning yo'qligi. Uning o'lchami taxminan 200 km bo'lib, uning orbitasi Saturn va Uran orbitalariga to'g'ri keladi. Ushbu sinf ob'ektlarining yana bir nomi "Kazimirchak-Polonskaya kamari" - E.I. Polonskaya, gigant sayyoralar orasida asteroid jismlari mavjudligini isbotlagan.
6. Asteroid tadqiqot usullari haqida bir oz
Asteroidlarning tabiati haqidagi tushunchamiz hozirda uchta asosiy ma'lumot manbasiga asoslanadi: yerdan teleskopik kuzatishlar (optik va radar), asteroidlarga yaqinlashayotgan kosmik kemadan olingan tasvirlar va ma'lum er osti jinslari va minerallari, shuningdek, meteoritlarning laboratoriya tahlillari. Yerga tushib ketgan, ular (bu haqda "Meteoritlar" bo'limida muhokama qilinadi) asosan asteroidlar, kometa yadrolari va er usti sayyoralarining bo'laklari hisoblanadi. Ammo biz hali ham yerga asoslangan teleskopik o'lchovlar yordamida kichik sayyoralar haqida eng ko'p ma'lumot olamiz. Shuning uchun asteroidlar, birinchi navbatda, kuzatilishi mumkin bo'lgan optik xususiyatlariga ko'ra, "spektral turlar" yoki sinflarga bo'linadi. Avvalo, bu albedo (vaqt birligida unga tushgan quyosh nuri miqdoridan jism tomonidan aks ettirilgan yorug'lik nisbati, agar tushayotgan va aks ettirilgan nurlarning yo'nalishlarini bir xil deb hisoblasak) va tananing umumiy shakli. ko'rinadigan va yaqin infraqizil diapazonlarda aks ettirish spektri (bu kuzatilayotgan jism yuzasining spektral yorqinligining yorug'lik to'lqin uzunligini Quyoshning o'zi to'lqin uzunligidagi spektral yorqinligiga oddiygina bo'lish orqali olinadi). Ushbu optik xususiyatlar asteroidlarni tashkil etuvchi moddaning kimyoviy va mineralogik tarkibini baholash uchun ishlatiladi. Ba'zida qo'shimcha ma'lumotlar (agar mavjud bo'lsa) hisobga olinadi, masalan, asteroidning radar aks ettirish qobiliyati, uning o'z o'qi atrofida aylanish tezligi va boshqalar.
Asteroidlarni sinflarga bo'lish istagi olimlarning juda ko'p sonli kichik sayyoralarning tavsifini soddalashtirish yoki sxematiklashtirish istagi bilan izohlanadi, ammo chuqurroq tadqiqotlar shuni ko'rsatadiki, bu har doim ham mumkin emas. So'nggi paytlarda asteroidlarning alohida guruhlarining ba'zi umumiy xususiyatlarini tavsiflash uchun subklasslarni va spektral turlarining kichikroq bo'linmalarini joriy qilish zarurati paydo bo'ldi. Siz berishdan oldin umumiy xususiyatlar turli spektrli turdagi asteroidlar, biz asteroid moddalarining tarkibini masofaviy o'lchovlar yordamida qanday baholash mumkinligini tushuntiramiz. Yuqorida ta'kidlab o'tilganidek, ma'lum bir turdagi asteroidlar taxminan bir xil albedo qiymatlariga va o'rtacha (ma'lum turdagi) qiymatlar yoki xususiyatlar bilan almashtirilishi mumkin bo'lgan shakli o'xshash aks ettiruvchi spektrlarga ega ekanligiga ishonishadi. Asteroidning ma'lum bir turi uchun ushbu o'rtacha qiymatlar er usti jinslari va minerallari, shuningdek, namunalari yer to'plamlarida mavjud bo'lgan meteoritlar uchun o'xshash qiymatlar bilan taqqoslanadi. Kimyoviy va mineral tarkibi ning "analog namunalar" deb ataladigan namunalari spektral va boshqa fizik xususiyatlari bilan bir qatorda, qoida tariqasida, allaqachon yer usti laboratoriyalarida yaxshi o'rganilgan. Analog namunalarni ana shunday taqqoslash va tanlash asosida ushbu turdagi asteroidlar uchun moddaning ma'lum bir o'rtacha kimyoviy va mineral tarkibi birinchi yaqinlashuvga aniqlanadi. Ma'lum bo'lishicha, quruqlikdagi jinslardan farqli o'laroq, asteroidlarning moddasi umuman olganda ancha sodda yoki hatto ibtidoiy. Bu Quyosh sistemasining butun tarixi davomida asteroid moddalar ishtirok etgan fizikaviy va kimyoviy jarayonlar yerdagi sayyoralardagi kabi xilma-xil va murakkab bo‘lmaganligini ko‘rsatadi. Agar hozir Yerda 4000 ga yaqin mineral turlari ishonchli tarzda o'rnatilgan deb hisoblansa, asteroidlarda ularning bir necha yuztasi bo'lishi mumkin. Buni yer yuzasiga tushgan meteoritlarda topilgan mineral turlarining soni (taxminan 300 ga yaqin) bo'yicha hukm qilish mumkin, ular asteroidlarning bo'laklari bo'lishi mumkin. Erdagi turli xil minerallar nafaqat bizning sayyoramizning (shuningdek, boshqa yerdagi sayyoralar) shakllanishi Quyoshga yaqinroq bo'lgan protoplanetar bulutda va shuning uchun yuqori haroratlarda sodir bo'lganligi sababli paydo bo'lgan. Bunday haroratlarda suyuq yoki plastik holatda bo'lgan silikat moddasi, metallar va ularning birikmalari Yerning tortishish maydonida solishtirma og'irligi bo'yicha ajratilgan yoki farqlanganligi bilan bir qatorda, hukmron bo'lgan harorat sharoitlari uchun qulay bo'lgan. doimiy gaz yoki suyuqlik oksidlovchi muhitning paydo bo'lishi, uning asosiy komponentlari kislorod va suv bo'lgan. Ularning birlamchi minerallar va er qobig'ining jinslari bilan uzoq va doimiy o'zaro ta'siri biz kuzatadigan foydali qazilmalar boyligiga olib keldi. Asteroidlarga qaytsak, shuni ta'kidlash kerakki, masofadan zondlash ma'lumotlariga ko'ra, ular asosan oddiyroq silikat birikmalaridan iborat. Birinchidan, bu suvsiz silikatlar, masalan, piroksenlar (ularning umumiy formulasi ABZ 2 O 6, bu erda "A" va "B" pozitsiyalari turli metallarning kationlari va "Z" - Al yoki Si), olivinlardir. (A 2+ 2 SiO 4, bu erda A 2+ = Fe, Mg, Mn, Ni) va ba'zan plagioklaslar (bilan umumiy formula(Na,Ca)Al(Al,Si)Si 2 O 8). Ular jins hosil qiluvchi minerallar deb ataladi, chunki ular ko'pchilik jinslarning asosini tashkil qiladi. Asteroidlarda keng tarqalgan silikat birikmalarining yana bir turi gidrosilikatlar yoki qatlamli silikatlardir. Bularga serpantinlar (umumiy formulasi A 3 Si 2 O 5? (OH), bu erda A = Mg, Fe 2+, Ni), xloritlar (A 4-6 Z 4 O 10 (OH, O) 8, bu erda A. va Z asosan turli metallarning kationlari) va gidroksil (OH) ni o'z ichiga olgan boshqa bir qator minerallardir. Taxmin qilish mumkinki, asteroidlarda nafaqat oddiy oksidlar, birikmalar (masalan, oltingugurt dioksidi) va temir va boshqa metallarning qotishmalari (xususan, FeNi), uglerod (organik) birikmalar, balki erkin holatda bo'lgan metallar va uglerod ham mavjud. . Bu Yerga doimiy ravishda tushadigan meteorit moddasini o'rganish natijalaridan dalolat beradi ("Meteoritlar" bo'limiga qarang).
7. Asteroidlarning spektral turlari
Bugungi kunga kelib, kichik sayyoralarning quyidagi asosiy spektral sinflari yoki turlari aniqlangan, belgilangan lotin harflari bilan: A, B, C, F, G, D, P, E, M, Q, R, S, V va T. Keling, ularga qisqacha tavsif beraylik.
A tipidagi asteroidlar ancha yuqori albedo va eng qizg'ish rangga ega, bu ularning uzoq to'lqin uzunliklarida aks ettirish qobiliyatining sezilarli darajada oshishi bilan belgilanadi. Ular yuqori haroratli olivinlardan (1100-1900 ° S oralig'ida erish nuqtasiga ega) yoki olivinning ushbu asteroidlarning spektral xususiyatlariga mos keladigan metallar aralashmasidan iborat bo'lishi mumkin. Bundan farqli o'laroq, B, C, F va G tipidagi kichik sayyoralar ko'rinadigan diapazonda past albedoga (B tipidagi jismlar biroz engilroq) va deyarli tekis (yoki rangsiz) ega, ammo qisqa vaqt ichida keskin pasayib ketadigan aks ettirish spektriga ega. to'lqin uzunliklari. Shuning uchun, bu asteroidlar asosan past haroratli gidratlangan silikatlardan (500-1500 ° S haroratda parchalanishi yoki erishi mumkin) uglerod yoki uglerod aralashmasidan iborat deb ishoniladi. organik birikmalar, o'xshash spektral xususiyatlarga ega. Past albedo va qizg'ish rangga ega bo'lgan asteroidlar D- va P-tiplari (D-jismlari qizilroq) deb tasniflangan. Bunday xususiyatlar uglerodga boy yoki silikatlarga ega organik moddalar. Ular, masalan, sayyoralararo chang zarralaridan iborat bo'lib, ular sayyoralar paydo bo'lishidan oldin ham quyosh protoplanetar diskini to'ldirgan bo'lishi mumkin. Ushbu o'xshashlikka asoslanib, D- va P-asteroidlar asteroid kamarining eng qadimiy, ozgina o'zgargan jismlari deb taxmin qilish mumkin. Kichik E tipidagi sayyoralar eng yuqori albedo qiymatlariga ega (ularning sirt materiallari ularga tushgan yorug'likning 50% gacha aks etishi mumkin) va bir oz qizg'ish rangga ega. Xuddi shu spektral xususiyatlar mineral enstatit (bu piroksenning yuqori haroratli navi) yoki erkin (oksidlanmagan) holatda temir o'z ichiga olgan boshqa silikatlarga ega, shuning uchun ular E tipidagi asteroidlarning bir qismi bo'lishi mumkin. Ko'zgu spektrlari bo'yicha P va E tipidagi jismlarga o'xshash, ammo albedo qiymatida ular orasida joylashgan asteroidlar M tipiga tasniflanadi. Ma'lum bo'lishicha, bu ob'ektlarning optik xususiyatlari erkin holatdagi metallar yoki enstatit yoki boshqa piroksenlar bilan aralashtirilgan metall birikmalarining xususiyatlariga juda o'xshash. Hozirda 30 ga yaqin shunday asteroidlar mavjud.Yerdan oʻtkazilgan kuzatishlar yordamida yaqinda shunday asteroidlar aniqlangan. qiziq fakt, bu jismlarning muhim qismida gidratlangan silikatlar mavjudligi kabi. Yuqori haroratli va past haroratli materiallarning bunday noodatiy kombinatsiyasining paydo bo'lishining sababi hali to'liq aniqlanmagan bo'lsa-da, gidrosilikatlar M tipidagi asteroidlarga ularning ibtidoiy jismlar bilan to'qnashuvi paytida kiritilgan bo'lishi mumkin deb taxmin qilish mumkin. Qolgan spektral sinflardan albedo va ko'rinadigan diapazondagi aks ettirish spektrlarining umumiy shakli bo'yicha Q-, R-, S- va V tipidagi asteroidlar juda o'xshash: ular nisbatan yuqori albedoga ega (S-tipi). jismlar biroz pastroq) va qizg'ish rang. Ularning orasidagi farq shundan iboratki, yaqin infraqizil diapazonda ularning aks ettirish spektrlarida mavjud bo'lgan taxminan 1 mikron keng assimilyatsiya zonasi turli xil chuqurliklarga ega. Ushbu assimilyatsiya zonasi piroksenlar va olivinlar aralashmasiga xos bo'lib, uning markazi va chuqurligining holati ushbu minerallarning tarkibidagi fraksiyonel va umumiy tarkibiga bog'liq. sirt moddasi asteroidlar. Boshqa tomondan, silikat moddaning aks ettirish spektridagi har qanday yutilish zonasining chuqurligi, agar uning tarkibida diffuz aks ettirilgan (ya'ni modda orqali uzatiladigan) har qanday noaniq zarralar (masalan, uglerod, metallar yoki ularning birikmalari) bo'lsa, pasayadi. va uning tarkibi haqida ma'lumot olib yurish) yorug'lik. Ushbu asteroidlar uchun yutilish zonasining chuqurligi 1 mkm da S-dan Q-, R- va V-tiplarga oshadi. Yuqoridagilarga muvofiq, sanab o'tilgan turdagi jismlar (V dan tashqari) olivinlar, piroksenlar va metallar aralashmasidan iborat bo'lishi mumkin. V tipidagi asteroidlarning moddasi piroksenlar bilan bir qatorda dala shpatlarini ham o'z ichiga olishi va tarkibiga ko'ra yerdagi bazaltlarga o'xshash bo'lishi mumkin. Va nihoyat, oxirgi, T tipiga, past albedo va qizg'ish aks ettirish spektriga ega bo'lgan asteroidlar kiradi, ular P va D tipidagi jismlarning spektrlariga o'xshash, ammo moyillik nuqtai nazaridan ularning spektrlari orasida oraliq pozitsiyani egallaydi. . Shuning uchun T-, P- va D tipidagi asteroidlarning mineralogik tarkibi taxminan bir xil deb hisoblanadi va uglerod yoki organik birikmalarga boy silikatlarga mos keladi.
Asteroidlarning tarqalishini o'rganishda turli xil turlari kosmosda ularning taxminiy kimyoviy va mineral tarkibi va Quyoshgacha bo'lgan masofa o'rtasida aniq bog'liqlik aniqlandi. Ma'lum bo'lishicha, moddaning mineral tarkibi qanchalik sodda bo'lsa (uning tarkibida ko'proq uchuvchi birikmalar mavjud bo'lsa), bu jismlar, qoida tariqasida, shunchalik uzoqroqda joylashgan. Umuman olganda, barcha asteroidlarning 75% dan ortig'i C tipidagi bo'lib, asosan asteroid kamarining periferik qismida joylashgan. Taxminan 17% S tipidagi va asteroid kamarining ichki qismida hukmronlik qiladi. Qolgan asteroidlarning aksariyati M tipidagi bo'lib, shuningdek, asosan asteroid halqasining o'rta qismida harakatlanadi. Ushbu uch turdagi asteroidlarning tarqalish maksimallari asosiy kamar ichida joylashgan. E- va R tipidagi asteroidlarning umumiy tarqalishining maksimal darajasi kamarning ichki chegarasidan Quyosh tomon bir oz cho'ziladi. Qizig'i shundaki, P- va D tipidagi asteroidlarning umumiy taqsimoti maksimal darajaga asosiy kamarning chetiga to'g'ri keladi va nafaqat asteroid halqasidan, balki Yupiter orbitasidan tashqarida ham tarqaladi. Asosiy kamarning P- va D-asteroidlarining tarqalishi gigant sayyoralar orbitalari orasida joylashgan Kazimirchak-Polonskaya asteroid kamarlari bilan bir-biriga mos kelishi mumkin.
Kichkina sayyoralarni ko'rib chiqish yakunida biz har xil toifadagi asteroidlarning kelib chiqishi haqidagi umumiy farazning ma'nosini qisqacha bayon qilamiz, bu esa tobora ko'proq tasdiqlanmoqda.
8. Kichik sayyoralarning kelib chiqishi haqida
Quyosh tizimi paydo bo'lishining boshida, taxminan 4,5 milliard yil oldin, Quyoshni o'rab turgan gaz-chang diskidan, turbulent va boshqa statsionar bo'lmagan hodisalar natijasida, o'zaro noelastik to'qnashuvlar natijasida materiya bo'laklari paydo bo'ldi. va gravitatsiyaviy o'zaro ta'sirlar, sayyoralarga birlashtirilgan. Quyoshdan masofa ortishi bilan gaz-chang moddasining o'rtacha harorati pasayib ketdi va shunga mos ravishda uning umumiy kimyoviy tarkibi o'zgardi. Keyinchalik asosiy asteroid kamari hosil bo'lgan protoplanetar diskning halqali zonasi uchuvchi birikmalarning, xususan, suv bug'ining kondensatsiya chegarasiga yaqin bo'lib chiqdi. Birinchidan, bu holat ko'rsatilgan chegara yaqinida joylashgan va vodorod, azot, uglerod va ularning birikmalarining to'planish markaziga aylangan Yupiter embrionining tez o'sishiga olib keldi va Quyosh tizimining yanada qizigan markaziy qismini tark etdi. Ikkinchidan, asteroidlar hosil bo'lgan gaz-chang moddasi Quyoshdan masofaga qarab juda xilma-xil bo'lib chiqdi: undagi eng oddiy silikat birikmalarining nisbiy tarkibi keskin kamaydi va uchuvchi birikmalar miqdori ortdi. mintaqada Quyoshdan masofa 2, 0 dan 3,5 a.u. Yuqorida aytib o'tilganidek, Yupiterning tez o'sib borayotgan embrionidan asteroid kamarigacha bo'lgan kuchli buzilishlar unda etarlicha katta proto-sayyora jismining shakllanishiga to'sqinlik qildi. U erda materiyaning to'planishi jarayoni subplanetar o'lchamdagi (taxminan 500-1000 km) atigi bir necha o'nlab sayyoralar hosil bo'lishga ulgurganida to'xtatildi, keyin ular nisbiy tezligining tez ortishi (0,1 dan 0,1 gacha) tufayli to'qnashuvlar paytida parchalana boshladi. 5 km/s). Biroq, bu davrda ba'zi asteroidlarning asosiy jismlari yoki hech bo'lmaganda silikat birikmalarining yuqori qismini o'z ichiga olgan va Quyoshga yaqinroq joylashganlar allaqachon qizib ketgan yoki hatto gravitatsiyaviy farqlanishni boshdan kechirgan. Hozirgi vaqtda bunday proto-asteroidlarning ichki qismini isitishning ikkita mumkin bo'lgan mexanizmi ko'rib chiqilmoqda: radioaktiv izotoplarning parchalanishi natijasida yoki zaryadlangan zarrachalarning kuchli oqimlari tufayli ushbu jismlarning materiyasida induksion oqimlarning ta'siri natijasida. yosh va faol quyoshdan. Ba'zi sabablarga ko'ra hozirgi kungacha saqlanib qolgan asteroidlarning ota-onalari, olimlarning fikriga ko'ra, eng katta asteroidlar 1 Ceres va 4 Vesta bo'lib, ular haqida asosiy ma'lumotlar jadvalda keltirilgan. 1. Silikat moddasini eritish uchun yetarli darajada qizib ketgan proto-asteroidlarning gravitatsion differentsiatsiyasi jarayonida metall yadrolari va boshqa engilroq silikat qobiqlari va ba'zi hollarda hatto bazalt qobig'i (masalan, 4 Vesta) ajralib chiqdi. yerdagi sayyoralar. Ammo shunga qaramay, asteroid zonasidagi material sezilarli miqdorda uchuvchi birikmalarni o'z ichiga olganligi sababli, uning o'rtacha erish nuqtasi nisbatan past edi. bilan ko'rsatilganidek matematik modellashtirish va raqamli hisob-kitoblarga ko'ra, bunday silikat moddasining erish nuqtasi 500-1000 ° S oralig'ida bo'lishi mumkin. Shunday qilib, differentsiatsiya va sovutishdan so'ng, asteroidlarning ota-onalari nafaqat bir-biri bilan va ularning bo'laklari bilan, balki ko'plab to'qnashuvlarni boshdan kechirdilar. shuningdek, Yupiter, Saturn zonalaridan va Quyosh tizimining uzoqroq chekkalaridan asteroid kamariga bostirib kirgan jismlar bilan. Uzoq muddatli ta'sir evolyutsiyasi natijasida proto-asteroidlar juda ko'p kichikroq jismlarga bo'lingan, ular endi asteroidlar sifatida kuzatilmoqda. Da nisbiy tezliklar sekundiga taxminan bir necha kilometr tezlikda turli xil mexanik kuchga ega bo'lgan bir nechta silikat qobiqlardan tashkil topgan jismlarning to'qnashuvi (qattiq moddada qancha metallar bo'lsa, u shunchalik bardoshli bo'ladi), ularning "yirtilishiga" va birinchi navbatda mayda bo'laklarga bo'linishiga olib keldi. eng kam kuchli tashqi silikat qobiqlari. Bundan tashqari, yuqori haroratli silikatlarga mos keladigan spektral turdagi asteroidlar erish va differentsiatsiyaga uchragan ota-ona tanasining turli silikat qobig'idan kelib chiqadi, deb ishoniladi. Xususan, M va S tipidagi asteroidlar butunlay ota jismlarining yadrolari bo‘lishi mumkin (masalan, S-asteroid 15 Eunomia va diametri taxminan 270 km bo‘lgan M-asteroid 16 Psyche) yoki yuqori metalli tufayli ularning parchalari. mazmuni. A- va R-spektral tipdagi asteroidlar oraliq silikat qobig'ining bo'laklari bo'lishi mumkin, E- va V-tiplari esa bunday ota jismlarning tashqi qobig'i bo'lishi mumkin. E-, V-, R-, A-, M- va S-tipli asteroidlarning fazoviy taqsimotini tahlil qilish asosida, shuningdek, ular eng qizg'in termal va zarbali ishlov berishdan o'tgan degan xulosaga kelishimiz mumkin. Bu, ehtimol, asosiy kamarning ichki chegarasi bilan mos kelishi yoki ushbu turdagi asteroidlarning tarqalish maksimallarining unga yaqinligi bilan tasdiqlanishi mumkin. Boshqa spektral turdagi asteroidlarga kelsak, ular to'qnashuv yoki mahalliy qizib ketish natijasida qisman o'zgargan (metamorfik), bu ularning umumiy erishiga olib kelmagan (T, B, G va F) yoki ibtidoiy va ozgina o'zgargan (D, P, C va Q). Yuqorida ta'kidlab o'tilganidek, ushbu turdagi asteroidlar soni asosiy kamarning chetiga qarab ortadi. Hech shubha yo'qki, ularning barchasi to'qnashuv va parchalanishni boshdan kechirgan, ammo bu jarayon ularning kuzatilgan xususiyatlariga va shunga mos ravishda kimyoviy va mineral tarkibiga sezilarli ta'sir ko'rsatadigan darajada kuchli emas edi. (Ushbu masala "Meteoritlar" bo'limida ham muhokama qilinadi). Biroq, asteroid o'lchamdagi silikat jismlarining to'qnashuvini raqamli modellashtirish shuni ko'rsatadiki, hozirda mavjud bo'lgan ko'plab asteroidlar o'zaro to'qnashuvdan so'ng (ya'ni qolgan qismlardan birlashadi) qayta to'planishi mumkin va shuning uchun monolit jismlar emas, balki harakatlanuvchi "toshli toshlar uyumlari". ” Ular bilan gravitatsion bog'liq bo'lgan bir qator asteroidlarning kichik sun'iy yo'ldoshlari mavjudligi to'g'risida ko'plab kuzatuv dalillari mavjud (yorqinlikning o'ziga xos o'zgarishiga asoslanib), ular to'qnashuvchi jismlarning bo'laklari sifatida zarba hodisalari paytida ham paydo bo'lgan. Bu haqiqat, garchi o'tmishda olimlar o'rtasida qizg'in muhokama qilingan bo'lsa-da, 243 Ida asteroidi misolida ishonchli tarzda tasdiqlandi. Galileo kosmik kemasidan foydalanib, ushbu asteroidning sun'iy yo'ldoshi (keyinchalik Dactyl deb nomlangan) bilan birga tasvirlarini olish mumkin edi, ular 2 va 3-rasmlarda keltirilgan.
9. Biz hali bilmagan narsalar
Asteroid tadqiqotlarida hali ham noaniq va hatto sirli narsalar ko'p. Birinchidan, kelib chiqishi va evolyutsiyasi bilan bog'liq umumiy muammolar mavjud qattiq asosiy va boshqa asteroid kamarlarida va butun Quyosh tizimining paydo bo'lishi bilan bog'liq. Ularning yechimi bor muhim nafaqat bizning tizimimiz haqida to'g'ri g'oyalar uchun, balki boshqa yulduzlar yaqinida sayyora tizimlarining paydo bo'lishining sabablari va qonuniyatlarini tushunish uchun ham. Zamonaviy kuzatuv texnologiyasining imkoniyatlari tufayli bir qator qo'shni yulduzlar borligini aniqlash mumkin edi. asosiy sayyoralar Yupiter kabi. Keyingi navbatda shu va boshqa yulduzlar atrofida kichikroq, quruqlik tipidagi sayyoralarning kashf etilishi. Shuningdek, savollarga faqat alohida kichik sayyoralarni batafsil o'rganish orqali javob berish mumkin. Aslida, bu jismlarning har biri o'ziga xos, ba'zan esa o'ziga xos tarixga ega. Masalan, ba'zi bir dinamik oilalar (masalan, Femida, Flora, Gilda, Eos va boshqalar) a'zolari bo'lgan asteroidlar, aytib o'tilganidek, umumiy kelib chiqishi bo'lgan, optik xususiyatlarida sezilarli darajada farq qilishi mumkin, bu ularning ba'zi xususiyatlarini ko'rsatadi. Boshqa tomondan, har bir kishini batafsil o'rganish uchun bu etarli ekanligi aniq katta asteroidlar Faqat asosiy kamarda bu juda ko'p vaqt va kuch talab qiladi. Va shunga qaramay, ehtimol, faqat asteroidlarning har biri haqida batafsil va aniq ma'lumot to'plash va to'plash va keyin uni umumlashtirish orqali bu jismlarning tabiatini va ularning evolyutsiyasining asosiy qonuniyatlarini tushunishni asta-sekin aniqlashtirish mumkin.
ADABIYOTLAR RO'YXATI:
1. Osmondan tahdid: taqdirmi yoki tasodifmi? (Tahr. A.A. Boyarchuk). M: "Kosmosinform", 1999, 218 b.
2. Fleisher M. Mineral turlari lug'ati. M: «Mir», 1990, 204 b.
