Poezi për fëmijë

Çfarë janë asteroidet. Përshkrimi i asteroidëve Çfarë janë asteroidet dhe numri i tyre

> Asteroidet

Gjithçka rreth asteroidet për fëmijë: përshkrim dhe shpjegim me foto, fakte interesante për një asteroid dhe meteoritet, brezi asteroid, rënia në tokë, llojet dhe emri.

Për të vegjlitështë e rëndësishme të mbani mend se një asteroid është një objekt i vogël shkëmbor, pa ajër, që rrotullohet rreth një ylli dhe jo aq i madh sa të kualifikohet si planet. Prindërit ose mësuesit Ne shkolle mund shpjegoni fëmijëve se masa totale e asteroidëve është më e ulët se ajo e tokës. Por mos mendoni se madhësia e tyre nuk është një kërcënim. Në të kaluarën, shumë prej tyre u përplasën në planetin tonë dhe kjo mund të ndodhë përsëri. Kjo është arsyeja pse studiuesit po studiojnë vazhdimisht këto objekte, duke llogaritur përbërjen dhe trajektoren. Dhe nëse një gur i rrezikshëm hapësinor po nxiton drejt nesh, atëherë është më mirë të përgatitemi.

Formimi i asteroideve - shpjegim për fëmijët

Filloni shpjegim për fëmijëtËshtë e mundur nga fakti që asteroidët janë materiali i mbetur pas formimit të sistemit tonë 4.6 miliardë vjet më parë. Kur u formua, thjesht nuk lejoi që planetët e tjerë të shfaqeshin në hendekun midis tij dhe. Për shkak të kësaj, objekte të vogla u përplasën atje dhe u kthyen në asteroidë.

Është e rëndësishme që fëmijët e kuptoi këtë proces, sepse çdo ditë shkencëtarët po zhyten më thellë në të kaluarën. Dy teori kanë qarkulluar kohët e fundit: modeli Nice dhe Grand Tack. Ata besojnë se përpara se të vendoseshin në orbitat e tyre të zakonshme, gjigantët e gazit udhëtuan nëpër sistem. Kjo lëvizje mund të kishte nxjerrë asteroidet nga brezi kryesor, duke ndryshuar pamjen e tij origjinale.

Karakteristikat fizike të asteroideve - shpjegim për fëmijët

Asteroidët ndryshojnë në madhësi. Disa mund të jenë aq të mëdha sa Ceres (940 km e gjerë). Nëse marrim më të voglin, atëherë ishte 2015 TC25 (2 metra), duke fluturuar afër nesh në tetor 2015. Por fëmijët mund të mos shqetësohet, pasi asteroidët kanë pak shanse të shkojnë drejt nesh në të ardhmen e afërt.

Pothuajse të gjithë asteroidët janë formuar në formë të çrregullt. Edhe pse më të mëdhenjtë mund t'i afrohen sferës. Ato tregojnë depresione dhe kratere. Për shembull, Vesta ka një krater të madh (460 km). Sipërfaqja e shumicës është e mbushur me pluhur.

Asteroidët gjithashtu rrotullohen rreth yllit në një elips, kështu që ata bëjnë salto kaotike dhe kthesa në rrugën e tyre. Për të vegjlit do të jetë interesante të dëgjosh se disa kanë një satelit të vogël ose dy hëna. Ka asteroidë binarë ose të dyfishtë, si dhe të trefishtë. Ata janë afërsisht të njëjtën madhësi. Asteroidët mund të evoluojnë nëse kapen nga graviteti i planetit. Pastaj ata rrisin masën e tyre, shkojnë në orbitë dhe kthehen në satelitë. Ndër kandidatët: dhe (satelitë marsianë), si dhe shumica e satelitëve pranë Jupiterit, dhe.

Ato ndryshojnë jo vetëm në madhësi, por edhe në formë. Ato janë pjesë të forta ose fragmente të vogla të lidhura së bashku nga graviteti. Midis Uranit dhe Neptunit ekziston një asteroid me sistemin e vet unazor. Dhe një tjetër është i pajisur me gjashtë bishta!

Temperatura mesatare arrin -73°C. Për miliarda vjet, ato kanë ekzistuar pothuajse të pandryshuara, kështu që është e rëndësishme t'i eksploroni ato në mënyrë që të hidhni një vështrim në botën primitive.

Klasifikimi i asteroidëve - shpjegim për fëmijët

Objektet janë të vendosura në tre zona të sistemit tonë. Pjesa më e madhe e tij është e grumbulluar në një rajon gjigant unazor midis orbitave të Marsit dhe Jupiterit. Ky është brezi kryesor, me më shumë se 200 asteroidë me diametër 100 km, si dhe nga 1.1-1.9 milion me diametër 1 km.

Prindërit ose Ne shkolle duhet shpjegoni fëmijëve se jo vetëm asteroidët e sistemit diellor jetojnë në brez. Më parë, Ceres konsiderohej një asteroid derisa u transferua në klasën e planetëve xhuxh. Për më tepër, jo shumë kohë më parë, shkencëtarët kanë identifikuar një klasë të re - "asteroidët e brezit kryesor". Këto janë objekte të vogla guri me bisht. Bishti shfaqet kur përplasen, ndahen ose para jush është një kometë e fshehur.

Shumë gurë ndodhen jashtë brezit kryesor. Ata mblidhen pranë planetëve të mëdhenj në vende të caktuara (pika e Lagranzhit) ku graviteti diellor dhe planetar janë në ekuilibër. Shumica e përfaqësuesve janë Trojanët e Jupiterit (përsa i përket numrave, ata pothuajse arrijnë numrin e brezit të asteroideve). Ata gjithashtu kanë Neptunin, Marsin dhe Tokën.

Asteroidët afër Tokës orbitojnë më afër nesh se . Cupids afrohen në orbitë, por nuk kryqëzohen me tokën. Apollos kryqëzohen me orbitën tonë, por shumicën e kohës ata janë të vendosur në distancë. Atonet gjithashtu kalojnë orbitën, por janë brenda saj. Atyrs janë më të afërt. Sipas Agjencisë Evropiane të Hapësirës, ne jemi të rrethuar nga 10,000 objekte të njohura pranë Tokës.

Përveç ndarjes në orbita, ato vijnë edhe në tre klasa në përbërje. Lloji C (karbonik) është gri dhe zë 75% të asteroidëve të njohur. Me shumë mundësi, ato janë formuar nga shkëmbinj silikate balte dhe gurore dhe banojnë në zonat e jashtme të brezit kryesor. Lloji S (silicë) - jeshile dhe e kuqe, përfaqësojnë 17% të objekteve. Krijuar nga materiale silikate dhe nikel-hekur dhe dominojnë rripin e brendshëm. Lloji M (metal) - i kuq dhe përbëjnë pjesën tjetër të përfaqësuesve. Përbëhet nga nikel-hekur. Sigurisht, fëmijët duhet të jetë i vetëdijshëm se ka shumë më tepër varietete të bazuara në përbërje (lloj V - Vesta, e cila ka një kore vullkanike bazalt).

Sulmi asteroid - shpjegim për fëmijët

Kanë kaluar 4.5 miliardë vjet nga formimi i planetit tonë dhe rënia e asteroidëve në Tokë ishte një dukuri e shpeshtë. Për të shkaktuar dëme serioze në Tokë, një asteroid duhet të jetë ¼ milje i gjerë. Për shkak të kësaj, një sasi e tillë pluhuri do të ngrihet në atmosferë që do të krijojë kushtet e një "dimri bërthamor". Mesatarisht, ndikimet e forta ndodhin një herë në 1000 vjet.

Objektet më të vogla bien në intervale prej 1000-10000 vjetësh dhe mund të shkatërrojnë një qytet të tërë ose të krijojnë një cunami. Nëse asteroidi nuk arrin 25 metra, me shumë mundësi do të digjet në atmosferë.

Dhjetra sulmues potencialë të rrezikshëm udhëtojnë në hapësirën e jashtme, të cilët monitorohen vazhdimisht. Disa janë shumë afër, ndërsa të tjerët po mendojnë ta bëjnë këtë në të ardhmen. Për të pasur kohë për të reaguar, duhet të ketë një diferencë prej 30-40 vjetësh. Edhe pse tani gjithnjë e më shumë njerëz po flasin për teknologjinë e trajtimit të objekteve të tilla. Por ekziston rreziku për të humbur kërcënimin dhe atëherë thjesht nuk do të ketë kohë për të reaguar.

E rëndësishme shpjegoni të vegjëlve se një kërcënim i mundshëm është i mbushur me përfitime. Në fund të fundit, dikur ishte një goditje asteroidi që shkaktoi pamjen tonë. Kur u formua, planeti ishte i thatë dhe shterpë. Kometat dhe asteroidët në rënie lanë ujë dhe molekula të tjera me bazë karboni në të, gjë që lejoi formimin e jetës. Gjatë formimit të sistemit diellor, objektet u stabilizuan dhe lejuan që format moderne të jetës të fitonin një terren.

Nëse një asteroid ose një pjesë e tij bie në një planet, atëherë ai quhet meteorit.

Përbërja e asteroideve - shpjegim për fëmijët

Meteorite hekuri: hekur (91%), nikel (8.5%) ), kobalt (0.6%).
Meteoritët gurorë: oksigjen (6%), hekur (26%), silic (18%), magnez (14%), alumin (1.5%), nikel (1.4%), kalcium (1.3%).

Zbulimi dhe emri i asteroidëve - shpjegim për fëmijët

Në 1801, një prift italian, Giuseppe Piazzi, po krijonte një hartë yjesh. Krejt rastësisht, midis Marsit dhe Jupiterit, ai vuri re asteroidin e parë dhe të madh Ceres. Edhe pse sot është tashmë një planet xhuxh, sepse masa e tij përbën ¼ e masës së të gjithë asteroidëve të njohur në brezin kryesor ose aty pranë.

Në gjysmën e parë të shekullit të 19-të, u gjetën shumë objekte të tilla, por të gjitha u klasifikuan si planetë. Vetëm në vitin 1802 William Herschel propozoi fjalën "asteroid", megjithëse të tjerët vazhduan t'i referoheshin atyre si "planetë të vegjël". Deri në vitin 1851, ishin gjetur 15 asteroidë të rinj, kështu që parimi i emërtimit duhej ndryshuar duke shtuar numra. Për shembull, Ceres u bë (1) Ceres.

Unioni Ndërkombëtar Astronomik nuk është i rreptë në lidhje me emërtimin e asteroidëve, kështu që tani mund të gjeni objekte me emrin Spock të Star Trek ose muzikantit rock Frank Happa. 7 asteroidë janë emëruar pas ekuipazhit të anijes kozmike Columbia që vdiq në 2003.

Gjithashtu, atyre u shtohen numra - 99942 Apophis.

Eksplorimi i asteroideve - shpjegim për fëmijët

Anija kozmike Galileo bëri fotografi nga afër të asteroidëve për herë të parë në 1991. Në vitin 1994, ai gjithashtu arriti të gjejë një satelit që rrotullohej rreth një asteroidi. NASA ka studiuar objektin Eros pranë Tokës për një kohë të gjatë. Pas shumë diskutimesh, ata vendosën t'i dërgonin një pajisje. NEAR bëri një ulje të suksesshme, duke u bërë i pari në këtë drejtim.

Hayabusa ishte anija e parë kozmike që u ul dhe u ngrit nga një asteroid. Ai u nis në vitin 2006 dhe u kthye në qershor 2010, duke sjellë me vete mostra. NASA nisi misionin Dawn në vitin 2007 për të studiuar Vesta-n në vitin 2011. Një vit më vonë, ata u larguan nga asteroidi për në Ceres dhe e arritën atë në 2015. Në shtator 2016, NASA dërgoi OSIRIS-REx për të eksploruar asteroidin Bennu.

Imazhi i përbërë me rezolucion të lartë (në shkallë) të asteroidëve. Për vitin 2011, këto ishin, nga më i madhi tek më i vogli: (4) Vesta, (21) Lutetia, (253) Matilda, (243) Ida dhe sateliti i saj Dactyl, (433) Eros, (951) Gaspra, (2867) Steins, (25143) Itokawa

Asteroid (sinonim i zakonshëm deri në vitin 2006 - planet i vogël) është një trup qiellor relativisht i vogël që rrotullohet rreth e rrotull . Asteroidët janë dukshëm inferiorë në masë dhe përmasa, kanë një formë të çrregullt dhe nuk kanë, megjithëse mund të kenë gjithashtu.

Përkufizimet

Madhësitë krahasuese të asteroidit (4) Vesta, planetit xhuxh Ceres dhe Hënës. Rezolucioni 20 km për pixel

Termi asteroid (nga greqishtja e vjetër ἀστεροειδής - "si një yll", nga ἀστήρ - "yll" dhe εἶδος - "pamja, pamja, cilësia") u krijua nga kompozitori Charles Burney dhe u prezantua nga William Herschel mbi bazën se këto objekte janë Kur shiheshin përmes teleskopit, ato dukeshin si pika, ndryshe nga planetët, të cilët duken si disqe kur shihen përmes teleskopit. Përkufizimi i saktë i termit "asteroid" ende nuk është vendosur. Deri në vitin 2006, asteroidët quheshin gjithashtu planetë të vegjël.

Parametri kryesor me të cilin kryhet klasifikimi është madhësia e trupit. Trupat me diametër më të madh se 30 m konsiderohen asteroidë, quhen trupa më të vegjël.

Në vitin 2006, Unioni Ndërkombëtar Astronomik klasifikoi shumicën e asteroidëve si.

Asteroidet në sistemin diellor

Brezi kryesor i asteroidëve (i bardhë) dhe asteroidët trojan të Jupiterit (jeshile)

Për momentin, qindra mijëra asteroidë janë zbuluar në sistemin diellor. Që nga 11 janari 2015, kishte 670,474 objekte në bazën e të dhënave, nga të cilat 422,636 kishin orbita të sakta dhe iu caktua një numër zyrtar, më shumë se 19,000 prej të cilave kishin emra të miratuar zyrtarisht. Supozohet se në sistemin diellor mund të ketë nga 1.1 deri në 1.9 milion objekte më të mëdha se 1 km. Shumica e asteroidëve të njohur aktualisht janë të përqendruar brenda , të vendosura midis orbitave dhe .

Asteroidi më i madh në sistemin diellor u konsiderua të ishte afërsisht 975 × 909 km në madhësi, por që nga 24 gusht 2006 ai ka marrë statusin. Dy asteroidët e tjerë më të mëdhenj janë (2) Pallas dhe kanë një diametër prej ~500 km. (4) Vesta është i vetmi objekt i brezit asteroid që mund të vëzhgohet me sy të lirë. Asteroidët që lëvizin në orbita të tjera mund të vërehen gjithashtu gjatë periudhës së kalimit pranë (për shembull, (99942) Apophis).

Masa totale e të gjithë asteroidëve të brezit kryesor vlerësohet në 3,0-3,6·10 21 kg, që është vetëm rreth 4% e masës. Masa e Ceres është 9,5 10 20 kg, domethënë rreth 32% e totalit, dhe së bashku me tre asteroidet më të mëdhenj (4) Vesta (9%), (2) Pallas (7%), (10) Hygiea ( 3% ) - 51%, domethënë, shumica dërrmuese e asteroidëve kanë një masë të parëndësishme sipas standardeve astronomike.

Eksplorimi i asteroideve

Studimi i asteroidëve filloi pas zbulimit të planetit në 1781 nga William Herschel. Distanca mesatare e tij heliocentrike doli të ishte në përputhje me rregullin Titius-Bode.

Në fund të shekullit të 18-të, Franz Xaver organizoi një grup prej 24 astronomësh. Që nga viti 1789, ky grup ka qenë në kërkim të një planeti, i cili, sipas rregullit Titius-Bode, duhet të ishte në një distancë prej rreth 2.8 njësive astronomike nga Dielli - midis orbitave të Marsit dhe Jupiterit. Detyra ishte të përshkruanin koordinatat e të gjithë yjeve në zonën e yjësive të zodiakut në një moment të caktuar. Në netët pasuese, koordinatat u kontrolluan dhe objektet që lëviznin në një distancë më të madhe u theksuan. Zhvendosja e vlerësuar e planetit që po kërkohet duhet të ketë qenë rreth 30 sekonda hark në orë, gjë që duhet të vihej re lehtësisht.

Për ironi, asteroidi i parë, Ceres, u zbulua nga italiani Piazzi, i cili nuk u përfshi në këtë projekt, rastësisht, në vitin 1801, në natën e parë të shek. Tre të tjerë - (2) Pallas, (3) Juno dhe (4) Vesta u zbuluan në vitet e ardhshme - e fundit, Vesta, në 1807. Pas 8 viteve të tjera kërkimi të pafrytshme, shumica e astronomëve vendosën se nuk kishte asgjë më shumë atje dhe ndaluan kërkimet.

Sidoqoftë, Karl Ludwig Henke vazhdoi dhe në 1830 ai rifilloi kërkimin për asteroidë të rinj. Pesëmbëdhjetë vjet më vonë, ai zbuloi Astrean, asteroidin e parë të ri në 38 vjet. Ai gjithashtu zbuloi Hebe më pak se dy vjet më vonë. Pas kësaj, astronomë të tjerë iu bashkuan kërkimit, dhe më pas u zbulua të paktën një asteroid i ri në vit (me përjashtim të vitit 1945).

Në 1891, Max Wolff ishte i pari që përdori metodën e astrofotografisë për të kërkuar asteroidë, në të cilat asteroidët linin vija të shkurtra drite në fotografi me një periudhë të gjatë ekspozimi. Kjo metodë përshpejtoi ndjeshëm zbulimin e asteroidëve të rinj në krahasim me metodat e përdorura më parë të vëzhgimit vizual: Max Wolf zbuloi i vetëm 248 asteroidë, duke filluar me (323) Brucius, ndërsa pak më shumë se 300 u zbuluan para tij. Tani, një shekull më vonë , 385 mijë asteroidë kanë numër zyrtar dhe 18 mijë prej tyre janë gjithashtu një emër.

Në vitin 2010, dy ekipe të pavarura astronomësh nga SHBA, Spanja dhe Brazili njoftuan se kishin zbuluar njëkohësisht akull uji në sipërfaqen e një prej asteroidëve më të mëdhenj të brezit kryesor, Themis. Ky zbulim na lejon të kuptojmë origjinën e ujit në Tokë. Në fillim të ekzistencës së saj, Toka ishte shumë e nxehtë për të mbajtur mjaftueshëm ujë. Kjo substancë duhej të mbërrinte më vonë. Supozohej se kometat mund të sillnin ujë në Tokë, por përbërja izotopike e ujit tokësor dhe ujit në kometat nuk përputhet. Prandaj, mund të supozohet se uji u soll në Tokë gjatë përplasjes së tij me asteroidët. Studiuesit gjetën gjithashtu hidrokarbure komplekse në Themis, duke përfshirë molekulat që janë pararendësit e jetës.

Emërtimi i asteroidëve

Në fillim, asteroidëve iu dhanë emrat e heronjve të mitologjisë romake dhe greke, më vonë zbuluesit morën të drejtën t'i quajnë si të duan - për shembull, me emrin e tyre. Në fillim, asteroidëve iu dhanë emra kryesisht femra, vetëm asteroidët me orbita të pazakonta morën emra mashkullorë (për shembull, Icarus, duke iu afruar Diellit më afër). Më vonë, ky rregull nuk u respektua më.

Jo çdo asteroid mund të marrë një emër, por vetëm ai, orbita e të cilit llogaritet pak a shumë në mënyrë të besueshme. Ka pasur raste kur një asteroidi i është vënë një emër disa dekada pas zbulimit të tij. Derisa të llogaritet orbita, asteroidit i jepet një emërtim i përkohshëm që pasqyron datën e zbulimit të tij, siç është viti 1950 DA. Numrat tregojnë vitin, shkronja e parë është numri i gjysmëhënës në vitin në të cilin u zbulua asteroidi (në shembullin e mësipërm, kjo është gjysma e dytë e shkurtit). Shkronja e dytë tregon numrin serial të asteroidit në gjysmëhënën e treguar; në shembullin tonë, asteroidi u zbulua i pari. Meqenëse ka 24 gjysmëhënës dhe 26 shkronja angleze, dy shkronja nuk përdoren në emërtimin: I (për shkak të ngjashmërisë me njësinë) dhe Z. Nëse numri i asteroidëve të zbuluar gjatë gjysmëhënës kalon 24, ato kthehen në fillim. të alfabetit përsëri, duke i atribuar indeksin e shkronjës së dytë 2, kthimin tjetër - 3, e kështu me radhë.

Pas marrjes së emrit, emërtimi zyrtar i asteroidit përbëhet nga një numër (numri serial) dhe një emër - (1) Ceres, (8) Flora, etj.

Përcaktimi i formës dhe madhësisë së një asteroidi

Asteroidi (951) Gaspra. Një nga imazhet e para të një asteroidi të marrë nga një anije kozmike. Transmetuar nga sonda hapësinore Galileo gjatë fluturimit të saj në Gaspra në 1991 (ngjyra të zgjeruara)

Përpjekjet e para për të matur diametrat e asteroidëve, duke përdorur metodën e matjes së drejtpërdrejtë të disqeve të dukshme me një mikrometër fije, u bënë nga William Herschel në 1802 dhe Johann Schroeter në 1805. Pas tyre, në shekullin e 19-të, astronomë të tjerë matën asteroidet më të ndritshëm në një mënyrë të ngjashme. Disavantazhi kryesor i kësaj metode ishin mospërputhjet e konsiderueshme në rezultate (për shembull, madhësitë minimale dhe maksimale të Ceres të marra nga shkencëtarë të ndryshëm ndryshonin dhjetë herë).

Metodat moderne për përcaktimin e madhësisë së asteroideve përfshijnë metodat e polarimetrisë, radarit, interferometrisë së pikave, transitit dhe radiometrisë termike.

Një nga më të thjeshtat dhe më cilësoret është metoda e tranzitit. Gjatë lëvizjes së një asteroidi në lidhje me Tokën, ai ndonjëherë kalon në sfondin e një ylli të largët, ky fenomen quhet fshehja e yjeve nga një asteroid. Duke matur kohëzgjatjen e zvogëlimit të shkëlqimit të një ylli të caktuar dhe duke ditur distancën nga asteroidi, mund të përcaktohet me saktësi madhësia e tij. Kjo metodë ju lejon të përcaktoni me saktësi madhësinë e asteroidëve të mëdhenj, si Pallas.

Metoda polarimetrike është përcaktimi i madhësisë bazuar në shkëlqimin e asteroidit. Sa më i madh të jetë asteroidi, aq më shumë rrezet e diellit reflektojnë. Megjithatë, shkëlqimi i një asteroidi varet fuqimisht nga albedo e sipërfaqes së asteroidit, e cila nga ana tjetër përcaktohet nga përbërja e shkëmbinjve të tij përbërës. Për shembull, asteroidi Vesta, për shkak të albedos së lartë të sipërfaqes së tij, reflekton 4 herë më shumë dritë se Ceres dhe është asteroidi më i dukshëm në qiell, i cili ndonjëherë mund të vëzhgohet me sy të lirë.

Sidoqoftë, vetë albedo mund të përcaktohet gjithashtu mjaft lehtë. Fakti është se sa më i ulët të jetë shkëlqimi i asteroidit, domethënë, sa më pak të reflektojë rrezatimin diellor në rrezen e dukshme, aq më shumë e thith atë dhe, duke u ngrohur, e rrezaton atë më pas në formën e nxehtësisë në rangun infra të kuqe.

Metoda e polarimetrisë mund të përdoret gjithashtu për të përcaktuar formën e një asteroidi, duke regjistruar ndryshime në shkëlqimin e tij gjatë rrotullimit dhe për të përcaktuar periudhën e këtij rrotullimi, si dhe për të identifikuar struktura të mëdha në sipërfaqe. Për më tepër, rezultatet nga teleskopët infra të kuqe përdoren për të përcaktuar dimensionet duke përdorur radiometrinë termike.

Klasifikimi i asteroideve

Klasifikimi i përgjithshëm i asteroidëve bazohet në karakteristikat e orbitave të tyre dhe në përshkrimin e spektrit të dukshëm të dritës së diellit të reflektuar nga sipërfaqja e tyre.

Grupet dhe familjet e orbitës

Asteroidët kombinohen në grupe dhe familje bazuar në karakteristikat e orbitave të tyre. Zakonisht grupi mban emrin e asteroidit të parë që u zbulua në një orbitë të caktuar. Grupet janë formacione relativisht të lira, ndërsa familjet janë më të dendura, të formuara në të kaluarën gjatë shkatërrimit të asteroidëve të mëdhenj nga përplasjet me objekte të tjera.

Klasat spektrale

Në vitin 1975, Clark R. Chapman, David Morrison dhe Ben Zellner zhvilluan një sistem klasifikimi për asteroidët bazuar në ngjyra, albedo dhe karakteristikat e spektrit të reflektuar të dritës së diellit. Fillimisht, ky klasifikim përcaktoi vetëm tre lloje asteroidësh:

Klasa C - karboni, 75% e asteroideve të njohur.
Klasa S - silikat, 17% e asteroideve të njohur.
Klasa M - metal, shumica e pjesës tjetër.

Kjo listë u zgjerua më vonë dhe numri i llojeve vazhdon të rritet pasi më shumë asteroidë studiohen në detaje:

Klasa A - karakterizohet nga një albedo mjaft e lartë (midis 0.17 dhe 0.35) dhe një ngjyrë të kuqërremtë në pjesën e dukshme të spektrit.
Klasa B - në përgjithësi, ata i përkasin asteroidëve të klasës C, por ato pothuajse nuk thithin valë nën 0,5 mikron, dhe spektri i tyre është paksa kaltërosh. Albedo është përgjithësisht më i lartë se ai i asteroidëve të tjerë të karbonit.
Klasa D - karakterizohet nga një albedo shumë e ulët (0,02-0,05) dhe një spektër madje i kuqërremtë pa vija të qarta përthithjeje.
Klasa E - sipërfaqja e këtyre asteroidëve përmban një mineral të tillë si enstatiti dhe mund të ngjajë me akondrite.
Klasa F - përgjithësisht e ngjashme me asteroidët e klasës B, por pa gjurmë "uji".
Klasa G - karakterizohet nga një albedo e ulët dhe një spektër reflektimi pothuajse i sheshtë (dhe i pangjyrë) në diapazonin e dukshëm, që tregon përthithje të fortë ultravjollcë.
Klasa P - si asteroidët e klasës D, ato karakterizohen nga një albedo mjaft e ulët, (0.02-0.07) dhe një spektër i lëmuar i kuqërremtë pa vija të qarta përthithjeje.
Klasa Q - në një gjatësi vale prej 1 μm në spektrin e këtyre asteroideve ka linja të ndritshme dhe të gjera të olivinës dhe piroksenit, dhe, përveç kësaj, karakteristika që tregojnë praninë e një metali.
Klasa R - karakterizohet nga një albedo relativisht e lartë dhe një spektër reflektimi i kuqërremtë në një gjatësi prej 0.7 µm.
Klasa T - karakterizohet nga një albedo e ulët dhe një spektër i kuqërremtë (me përthithje të moderuar në një gjatësi vale prej 0,85 μm), i cili është i ngjashëm me spektrin e asteroidëve të klasit P dhe D, por zë një pozicion të ndërmjetëm në pjerrësi.
Klasa V - Asteroidët e kësaj klase janë mesatarisht të shndritshëm dhe mjaft afër klasës S më të zakonshme, të cilët gjithashtu përbëhen kryesisht nga gurë, silikate dhe hekur (kondrite), por ndryshojnë në S nga një përmbajtje më e lartë e piroksenit.
Klasa J është një klasë asteroidësh që mendohet se janë formuar nga brendësia e Vestas. Spektrat e tyre janë afër atyre të asteroidëve të klasit V, por ato dallohen nga linjat veçanërisht të forta të absorbimit në një gjatësi vale prej 1 μm.

Duhet të kihet parasysh se numri i asteroidëve të njohur të caktuar për çdo lloj nuk korrespondon domosdoshmërisht me realitetin. Disa lloje janë mjaft të vështira për t'u përcaktuar, dhe lloji i një asteroidi të caktuar mund të ndryshohet me kërkime më të kujdesshme.

Problemet e klasifikimit spektral

Fillimisht, klasifikimi spektral u bazua në tre lloje materialesh që përbëjnë asteroidet:

Klasa C - karbon (karbonate).
Klasa S - silikon (silikate).
Klasa M - metal.

Sidoqoftë, ka dyshime se një klasifikim i tillë përcakton pa mëdyshje përbërjen e asteroidit. Ndërsa klasa e ndryshme spektrale e asteroidëve tregon përbërjen e tyre të ndryshme, nuk ka asnjë provë që asteroidët e të njëjtit lloj spektral janë bërë nga të njëjtat materiale. Si rezultat, shkencëtarët nuk e pranuan sistemin e ri dhe futja e klasifikimit spektral u ndal.

Shpërndarja e madhësisë

Numri i asteroidëve zvogëlohet dukshëm me madhësinë e tyre. Edhe pse kjo përgjithësisht ndjek një ligj të fuqisë, ka maja në 5 km dhe 100 km ku ka më shumë asteroidë sesa do të pritej nga një shpërndarje logaritmike.

Formimi i asteroideve

Në korrik 2015, zbulimi i Trojanëve të Neptunit të 11-të dhe të 12-të, 2014 QO441 dhe 2014 QP441, u raportua nga kamera DECam e teleskopit Victor Blanco. Kështu, numri i Trojanëve në pikën L4 të Neptunit u rrit në 9. Ky sondazh gjeti edhe 20 objekte të tjera që morën emërtimin e Qendrës së Planetit të Vogël, duke përfshirë 2013 RF98, e cila ka një nga periudhat më të gjata të orbitës.

Objekteve të këtij grupi u jepen emrat e centaurëve të mitologjisë antike.

Kentauri i parë i zbuluar ishte Chiron (1977). Kur i afrohet perihelionit, ai ka një komë karakteristike të kometave, kështu që Chiron klasifikohet si një kometë (95P / Chiron) dhe një asteroid (2060 Chiron), megjithëse është dukshëm më i madh se një kometë tipike.

- trupa të vegjël kozmikë me formë të parregullt, që mbështjellin Diellin në orbita të ndryshme. Këto trupa janë më shumë se 30 metra në diametër dhe nuk kanë atmosferën e tyre.

Shumica e tyre janë të vendosura në një brez që shtrihet midis orbitave të Jupiterit dhe. Rripi ka formën e një torusi dhe dendësia e tij zvogëlohet përtej një distance prej 3.2 AU.

Deri më 24 gusht 2006, Ceres konsiderohej asteroidi më i madh (975x909 km), por ata vendosën të ndryshojnë statusin e tij, duke i dhënë titullin e një planeti xhuxh. Dhe masa totale e të gjitha objekteve të rripit kryesor është e vogël - 3.0 - 3.6.1021 kg, që është 25 herë më pak se masa.

Foto e planetit xhuxh Ceres

Fotometrat e ndjeshëm bëjnë të mundur studimin e ndryshimeve në shkëlqimin e trupave kozmikë. Rezulton një kurbë e lehtë, nga forma e së cilës mund të zbuloni periudhën e rrotullimit të asteroidit dhe vendndodhjen e boshtit të rrotullimit të tij. Periodiciteti është nga disa orë në disa qindra orë. Gjithashtu, kurba e dritës mund të ndihmojë në përcaktimin e formave të asteroideve. Vetëm objektet më të mëdha i afrohen formës së një topi, pjesa tjetër kanë një formë të çrregullt.

Nga natyra e ndryshimit të shkëlqimit, mund të supozohet se disa asteroidë kanë satelitë, ndërsa të tjerët janë sisteme binare ose trupa që rrotullohen mbi sipërfaqet e njëri-tjetrit.

Orbitat e asteroidëve ndryshojnë nën ndikimin e fuqishëm të planetëve, veçanërisht Jupiteri ndikon në orbitat e tyre. Kjo çoi në faktin se ka zona të tëra ku mungojnë planetë të vegjël, dhe nëse arrijnë të arrijnë atje, atëherë për një kohë shumë të shkurtër. Zona të tilla, të quajtura çelje ose boshllëqe Kirkwood, alternohen me zona të mbushura me trupa hapësinorë që formojnë familje. Pjesa kryesore e asteroidëve është e ndarë në familje, nga të cilat ka shumë të ngjarë të formohenduke shtypur trupa më të mëdhenj. Këto grupe janë emëruar sipas anëtarit të tyre më të madh.

Në një distancë pas orës 3.2 a.u. dy tufa asteroidësh po qarkullojnë në orbitën e Jupiterit - trojanët dhe grekët. Një tufë (grekët) kapërcen gjigantin e gazit, dhe tjetra (Trojanët) mbetet prapa. Këto grupe lëvizin në mënyrë mjaft të qëndrueshme, sepse janë në "pikat e Lagranzhit", ku forcat gravitacionale që veprojnë mbi to barazohen. Këndi i divergjencës së tyre është i njëjtë - 60 °. Trojanët ishin në gjendje të grumbulloheshin shumë kohë pas evolucionit të përplasjeve midis asteroidëve të ndryshëm. Por ka edhe familje të tjera me orbita shumë të afërta, të formuara nga ndarjet e fundit të trupave të tyre prindërore. Një objekt i tillë është familja Flora, e cila numëron rreth 60 anëtarë.

Ndërveprimi me Tokën

Jo larg skajit të brendshëm të brezit kryesor janë grupe trupash, orbitat e të cilëve mund të kryqëzojnë ato të Tokës dhe planetëve tokësorë. Objektet kryesore përfshijnë grupet e Apollonit, Amurit, Atenit. Orbitat e tyre nuk janë të qëndrueshme, në varësi të ndikimit të Jupiterit dhe planetëve të tjerë. Ndarja në grupe e asteroidëve të tillë është mjaft arbitrare, sepse ata mund të lëvizin nga grupi në grup. Objekte të tilla kalojnë orbitën e Tokës, gjë që krijon një kërcënim të mundshëm. Rreth 2000 objekte më të mëdha se 1 km kalojnë periodikisht orbitën e tokës.

Ato janë ose fragmente asteroidësh më të mëdhenj, ose bërthama kometare nga të cilat është avulluar i gjithë akulli. Në 10 - 100 milion vjet, këto trupa do të bien patjetër në planetin që i tërheq, ose në Diell.

Asteroidët në të kaluarën e Tokës

Ngjarja më e famshme e këtij lloji ishte rënia e një asteroidi 65 milionë vjet më parë, kur vdiq gjysma e gjithçkaje që jetonte në planet. Besohet se madhësia e trupit të rënë ishte rreth 10 km, dhe Gjiri i Meksikës u bë epiqendra. Në Taimyr, u gjetën gjithashtu gjurmë të një krateri prej njëqind kilometrash (në kthesën e lumit Popigai). Në sipërfaqen e planetit, ka rreth 230 astroblema - formacione të mëdha unazore me ndikim.

Kompleksi

Asteroidët mund të klasifikohen sipas përbërjes së tyre kimike dhe morfologjisë. Përcaktimi i madhësisë së një trupi kaq të vogël si një asteroid në sistemin e gjerë diellor, i cili, për më tepër, nuk lëshon dritë, është jashtëzakonisht i vështirë. Kjo ndihmon në zbatimin e metodës fotometrike - matjen e shkëlqimit të një trupi qiellor. Vetitë dhe natyra e dritës së reflektuar përdoren për të gjykuar vetitë e asteroidëve. Pra, duke përdorur këtë metodë, të gjithë asteroidët u ndanë në tre grupe:

karbonike- lloji C. Shumica e tyre - 75%. Ata nuk reflektojnë mirë dritën, por janë të vendosura në pjesën e jashtme të rripit.
Ranor- tipi S. Këta trupa e reflektojnë dritën më fort dhe ndodhen në zonën e brendshme.
metalike- tipi M. Reflektiviteti i tyre është i ngjashëm me trupat e grupit S, dhe ndodhen në zonën qendrore të brezit.

Përbërja e asteroidëve është e ngjashme, sepse këto të fundit janë në fakt fragmente të tyre. Përbërja e tyre mineralogjike nuk është e larmishme. Janë identifikuar vetëm rreth 150 minerale, ndërsa në Tokë ka më shumë se 1000.

Rripa të tjerë asteroidësh

Objekte të ngjashme hapësinore ekzistojnë edhe jashtë orbitës. Ka mjaft prej tyre në pjesët periferike të sistemit diellor. Përtej orbitës së Neptunit është brezi Kuiper, i cili përmban qindra objekte që variojnë në madhësi nga 100 deri në 800 km.

Midis brezit Kuiper dhe brezit kryesor të asteroideve është një koleksion tjetër i objekteve të ngjashme që i përkasin "klasës së Centaurëve". Përfaqësuesi i tyre kryesor ishte asteroidi Chiron, i cili ndonjëherë pretendon të jetë një kometë, duke u mbuluar në koma dhe duke përhapur bishtin e tij. Ky tip me dy fytyra është 200 km në madhësi dhe është dëshmi se ka shumë ngjashmëri midis kometave dhe asteroidëve.

Hipotezat e origjinës

Çfarë është një asteroid - një fragment i një planeti tjetër ose protosubstancë? Ky është ende një mister, të cilin ata janë përpjekur ta zgjidhin prej kohësh. Ekzistojnë dy hipoteza kryesore:

Shpërthimi i planetit. Versioni më romantik është planeti mitik i shpërthyer Phaeton. Dyshohet se ajo ishte e banuar nga qenie inteligjente që kishin arritur një standard të lartë jetese. Por shpërtheu një luftë bërthamore, duke shkatërruar përfundimisht planetin. Por studimi i strukturës dhe përbërjes së meteoritëve zbuloi se substanca e vetëm një planeti nuk është e mjaftueshme për një shumëllojshmëri të tillë. Dhe mosha e meteoritëve - nga një milion në qindra miliona vjet - tregon se fragmentimi i asteroidëve ishte i gjatë. Dhe planeti Phaeton është thjesht një përrallë e bukur.

Përplasjet e trupave protoplanetarë. Kjo hipotezë mbizotëron. Ai shpjegon në mënyrë mjaft të besueshme origjinën e asteroidëve. Planetët u formuan nga një re gazi dhe pluhuri. Por në zonat midis Jupiterit dhe Marsit, procesi përfundoi me krijimin e trupave protoplanetarë, nga përplasja e të cilëve lindën asteroidët. Ekziston një version që më i madhi nga planetët e vegjël janë pikërisht embrionet e planetit që nuk u formuan. Objekte të tilla përfshijnë Ceres, Vesta, Pallas.

asteroidet më të mëdhenj

Ceres.Është objekti më i madh në brezin asteroid, me një diametër prej 950 km. Masa e tij është pothuajse një e treta e masës totale të të gjithë trupave të rripit. Ceres përbëhet nga një bërthamë shkëmbore e rrethuar nga një mantel i akullt. Supozohet se ka ujë të lëngshëm nën akull. Një planet xhuxh rrotullohet rreth Diellit në 4.6 vjet me një shpejtësi prej 18 km / s. Periudha e rrotullimit të saj është 9,15 orë, dhe dendësia mesatare është 2 g/cm 3 .

Pallas. Objekti i dytë më i madh në brezin asteroid, por me transferimin e Ceres në statusin e një planeti xhuxh, u bë asteroidi më i madh. Parametrat e tij janë 582x556x500 km. Fluturimi i yllit zgjat 4 vjet me një shpejtësi prej 17 km / s. Një ditë në Pallas është 8 orë, dhe temperatura e sipërfaqes është 164°K.

Vesta. Ky asteroid është bërë më i ndrituri dhe i vetmi që mund të shihet pa përdorimin e optikës. Dimensionet e trupit janë 578x560x458 km, dhe vetëm forma asimetrike nuk lejon që Vesta të klasifikohet si një planet xhuxh. Brenda saj është një bërthamë hekur-nikel, dhe rreth saj është një mantel guri.

Ka shumë kratere të mëdhenj në Vesta, më i madhi prej të cilëve ka një diametër prej 460 km dhe ndodhet në rajonin e polit jugor. Thellësia e këtij formacioni arrin 13 km, dhe skajet e tij ngrihen mbi fushën përreth me 4-12 km.

Evgenia. Ky asteroid mjaft i madh me një diametër prej 215 km. Interesante në atë që ka dy satelitë. Ata ishin Princi i Vogël (13 km) dhe S/2004 (6 km). Nga Evgenia janë respektivisht 1200 dhe 700 km larg.

Duke studiuar

Fillimi i një studimi të detajuar të asteroideve u hodh nga anija kozmike Pioneer. Por i pari që bëri fotografi të objekteve Gaspra dhe Ida ishte aparati Galileo në 1991. Një ekzaminim i detajuar u krye gjithashtu nga aparati NEAR Shoemaker dhe Hayabusa. Objektivi i tyre ishte Erosi, Matilda dhe Itokawa. Grimcat e tokës madje u shpërndanë nga kjo e fundit. Në vitin 2007, stacioni i Agimit u nis për në Vesta dhe Ceres, duke arritur në Vesta më 16 korrik 2011. Këtë vit stacioni duhet të arrijë në Ceres dhe më pas do të përpiqet të arrijë në Pallas.

Nuk ka gjasa që të gjendet ndonjë jetë në asteroide, por sigurisht që ka shumë gjëra interesante atje. Mund të presësh shumë nga këto objekte, por nuk dëshiron vetëm një gjë: ardhjen e tyre të papritur për të na vizituar.

Një asteroid është një trup kozmik relativisht i vogël, shkëmbor, i ngjashëm me një planet në sistemin diellor. Shumë asteroidë rrotullohen rreth Diellit, dhe grupi i tyre më i madh ndodhet midis orbitave të Marsit dhe Jupiterit dhe quhet brezi i asteroideve. Këtu, është më i madhi nga asteroidet e njohur - Ceres. Dimensionet e tij janë 970x940 km, d.m.th., pothuajse të rrumbullakosura. Por ka nga ata madhësitë e të cilëve janë të krahasueshme me grimcat e pluhurit. Asteroidet, si kometat, janë mbetjet e substancës nga e cila u formua sistemi ynë diellor miliarda vjet më parë.

Shkencëtarët sugjerojnë që në galaktikën tonë mund të gjeni më shumë se gjysmë milioni asteroidë me një diametër prej më shumë se 1.5 kilometra. Studimet e fundit kanë treguar se meteoritët dhe asteroidët kanë një përbërje të ngjashme, kështu që asteroidët mund të jenë trupat nga të cilët formohen meteorët.

Eksplorimi i asteroideve

Studimi i asteroidëve daton në 1781, pasi William Herschel zbuloi planetin Uran në botë. Në fund të shekullit të 18-të, F. Xaver mblodhi një grup astronomësh të famshëm që po kërkonin një planet. Sipas llogaritjeve të Xaver-it, ai duhet të ishte midis orbitave të Marsit dhe Jupiterit. Në fillim, kërkimi nuk dha asnjë rezultat, por në 1801 u zbulua asteroidi i parë Ceres. Por zbuluesi i saj ishte astronomi italian Piazzi, i cili as që ishte pjesë e grupit Xaver. Në vitet e ardhshme, tre asteroidë të tjerë u zbuluan: Pallas, Vesta dhe Juno, dhe më pas kërkimi u ndal. Vetëm 30 vjet më vonë, Karl Ludovik Henke, i cili tregoi interes për studimin e qiellit me yje, rifilloi kërkimin e tyre. Që nga ajo periudhë, astronomët kanë zbuluar të paktën një asteroid në vit.

Karakteristikat e asteroideve

Asteroidët klasifikohen sipas spektrit të dritës së diellit të reflektuar: 75% e tyre janë asteroide karbonike shumë të errëta të klasës C, 15% janë të klasës S gri-silicore dhe 10% e mbetur përfshijnë klasën metalike M dhe disa lloje të tjera të rralla.

Forma e parregullt e asteroidëve konfirmohet gjithashtu nga fakti se shkëlqimi i tyre zvogëlohet mjaft shpejt me rritjen e këndit të fazës. Për shkak të distancës së madhe nga Toka dhe madhësisë së tyre të vogël, është mjaft problematike të merren të dhëna më të sakta për asteroidët.Forca e gravitetit në një asteroid është aq e vogël sa nuk është në gjendje t'u japë atyre një formë sferike karakteristike për të gjithë planetët. . Ky gravitet lejon që asteroidët e thyer të ekzistojnë si blloqe të veçanta që mbahen afër njëri-tjetrit pa u prekur. Prandaj, vetëm asteroidët e mëdhenj që kanë shmangur përplasjet me trupa me madhësi mesatare mund të ruajnë formën sferike të fituar gjatë formimit të planetëve.

Asteroidët janë trupa qiellorë relativisht të vegjël që rrotullohen rreth Diellit. Ata janë dukshëm inferiorë në madhësi dhe masë ndaj planetëve, kanë një formë të çrregullt dhe nuk kanë atmosferë.

Në këtë seksion të faqes, të gjithë mund të mësojnë shumë fakte interesante rreth asteroidëve. Ju mund të jeni njohur tashmë me disa, të tjerët do të jenë të reja për ju. Asteroidët janë një spektër interesant i Kozmosit dhe ne ju ftojmë të njiheni me ta në sa më shumë detaje që të jetë e mundur.

Termi "asteroid" u krijua për herë të parë nga kompozitori i famshëm Charles Burney dhe u përdor nga William Herschel mbi bazën se këto objekte, kur shikohen përmes teleskopit, duken si pika yjesh, ndërsa planetët duken si disqe.

Ende nuk ka një përkufizim të saktë të termit "asteroid". Deri në vitin 2006, asteroidët quheshin planetë të vegjël.

Parametri kryesor me të cilin ato klasifikohen është madhësia e trupit. Asteroidët përfshijnë trupa me diametër më shumë se 30 m, dhe trupat me përmasa më të vogla quhen meteorite.

Në vitin 2006, Unioni Ndërkombëtar Astronomik klasifikoi shumicën e asteroidëve si trupa të vegjël në sistemin tonë diellor.

Deri më sot, qindra mijëra asteroidë janë identifikuar në sistemin diellor. Që nga 11 janari 2015, baza e të dhënave përmban 670474 objekte, nga të cilat 422636 kanë orbita, kanë një numër zyrtar, më shumë se 19 mijë prej tyre kishin emra zyrtarë. Sipas shkencëtarëve, në sistemin diellor mund të ketë nga 1.1 deri në 1.9 milion objekte më të mëdha se 1 km. Shumica e asteroidëve të njohur deri më tani janë brenda brezit të asteroidëve midis orbitave të Jupiterit dhe Marsit.

Asteroidi më i madh në sistemin diellor është Ceres, i cili ka përmasa afërsisht 975x909 km, por që nga 24 gushti 2006, ai është klasifikuar si një planet xhuxh. Dy asteroidët e mëdhenj të mbetur (4) Vesta dhe (2) Pallas kanë një diametër prej rreth 500 km. Për më tepër, (4) Vesta është i vetmi objekt i rripit të asteroidëve që është i dukshëm me sy të lirë. Të gjithë asteroidët që lëvizin në orbita të tjera mund të gjurmohen gjatë periudhës së kalimit pranë planetit tonë.

Sa i përket peshës totale të të gjithë asteroidëve në brezin kryesor, ajo vlerësohet në 3,0 - 3,6 1021 kg, që është afërsisht 4% e peshës së hënës. Sidoqoftë, masa e Ceres përbën rreth 32% të masës totale (9.5 1020 kg), dhe së bashku me tre asteroidë të tjerë të mëdhenj - (10) Hygiea, (2) Pallas, (4) Vesta - 51%, d.m.th. shumica e asteroidëve ndryshojnë në mënyrë të papërfillshme nga standardet astronomike.

Eksplorimi i asteroideve

Pasi William Herschel zbuloi planetin Uran në 1781, filluan zbulimet e para të asteroidëve. Distanca mesatare heliocentrike e asteroideve korrespondon me rregullin Titius-Bode.

Franz Xaver krijoi një grup prej njëzet e katër astronomësh në fund të shekullit të 18-të. Duke filluar nga viti 1789, ky grup u specializua në kërkimin e një planeti që, sipas rregullit Titius-Bode, duhet të vendoset në një distancë prej rreth 2.8 njësive astronomike (AU) nga Dielli, përkatësisht midis orbitave të Jupiterit dhe Marsit. Detyra kryesore ishte përshkrimi i koordinatave të yjeve të vendosura në zonën e yjësive të zodiakut në një moment të caktuar. Koordinatat u kontrolluan në netët pasuese, u identifikuan objekte që lëviznin në distanca të gjata. Sipas supozimit të tyre, zhvendosja e planetit të dëshiruar duhet të jetë rreth tridhjetë sekonda hark në orë, gjë që do të ishte shumë e dukshme.

Asteroidi i parë, Ceres, u zbulua nga italiani Piacio, i cili nuk u përfshi në këtë projekt, krejt rastësisht, në natën e parë të shekullit - 1801. Tre të tjerët - (2) Pallas, (4) Vesta dhe (3) Juno - u zbuluan në vitet e ardhshme. Më e fundit (në 1807) ishte Vesta. Pas tetë viteve të tjera kërkimi të pakuptimta, shumë astronomë vendosën se nuk kishte asgjë më shumë për të kërkuar dhe hoqën dorë nga çdo përpjekje.

Por Karl Ludwig Henke tregoi këmbëngulje dhe në 1830 ai filloi përsëri të kërkonte asteroidë të rinj. Pas 15 vjetësh, ai zbuloi Astrean, i cili ishte asteroidi i parë në 38 vjet. Dhe pas 2 vitesh zbulova Heben. Pas kësaj, astronomë të tjerë iu bashkuan punës, dhe më pas të paktën një asteroid i ri u zbulua në vit (përveç 1945).

Metoda e astrofotografisë për kërkimin e asteroidëve u përdor për herë të parë nga Max Wolf në 1891, sipas të cilit asteroidët linin vija të shkurtra të lehta në një foto me një periudhë të gjatë ekspozimi. Kjo metodë përshpejtoi ndjeshëm zbulimin e asteroidëve të rinj në krahasim me metodat e vëzhgimit vizual të përdorur më parë. Max Wolf zbuloi i vetëm 248 asteroidë, ndërsa pak para tij arritën të gjenin më shumë se 300. Në ditët e sotme, 385,000 asteroidë kanë një numër zyrtar dhe 18,000 prej tyre kanë edhe një emër.

Pesë vjet më parë, dy ekipe të pavarura astronomësh nga Brazili, Spanja dhe SHBA njoftuan se kishin zbuluar njëkohësisht akull uji në sipërfaqen e Themis, një nga asteroidët më të mëdhenj. Zbulimi i tyre bëri të mundur zbulimin e origjinës së ujit në planetin tonë. Në fillim të ekzistencës së saj, ishte shumë e nxehtë, e paaftë për të mbajtur një sasi të madhe uji. Kjo substancë u shfaq më vonë. Shkencëtarët kanë sugjeruar që kometat sollën ujë në Tokë, por vetëm përbërjet izotopike të ujit në kometat dhe ujin tokësor nuk përputhen. Prandaj, mund të supozohet se goditi Tokën gjatë përplasjes së saj me asteroidët. Në të njëjtën kohë, shkencëtarët zbuluan hidrokarbure komplekse në Themis, përfshirë. molekulat janë pararendësit e jetës.

Emri i asteroideve

Fillimisht, asteroidëve iu dhanë emrat e heronjve të mitologjisë greke dhe romake, më vonë zbuluesit mund t'i quanin si të donin, deri në emrin e tyre. Në fillim, asteroidëve thuajse gjithmonë u jepeshin emra femrash, ndërsa vetëm ata asteroidë që kishin orbita të pazakonta merrnin emra mashkullorë. Me kalimin e kohës, ky rregull ka pushuar së respektuari.

Vlen të përmendet se jo çdo asteroid mund të marrë një emër, por vetëm ai, orbita e të cilit llogaritet në mënyrë të besueshme. Shpesh kishte raste kur asteroidi u emërua shumë vite pas zbulimit. Derisa të llogaritej orbita, asteroidit iu dha vetëm një emërtim i përkohshëm që përfaqësonte datën e zbulimit të tij, si p.sh. 1950 DA. Shkronja e parë nënkupton numrin e gjysmëhënës në vit (në shembull, siç mund ta shihni, kjo është gjysma e dytë e shkurtit), përkatësisht, e dyta tregon numrin e saj serik në gjysmëhënën e treguar (siç mund ta shihni, ky asteroid u zbulua i pari). Numrat, siç mund ta merrni me mend, përfaqësojnë vitin. Meqenëse ka 26 shkronja angleze dhe 24 gjysmëhënës, dy shkronja nuk janë përdorur kurrë në emërtimin: Z dhe I. Në rast se numri i asteroidëve të zbuluar gjatë gjysmëhënës është më shumë se 24, shkencëtarët u kthyen në fillim të alfabetit, domethënë, duke shkruar shkronjën e dytë - 2, përkatësisht, në kthimin tjetër - 3, e kështu me radhë.

Emri i asteroidit pas marrjes së emrit përbëhet nga një numër serial (numër) dhe emri - (8) Flora, (1) Ceres, etj.

Përcaktimi i madhësisë dhe formës së asteroideve

Përpjekjet e para për të matur diametrat e asteroidëve, duke përdorur metodën e matjes së drejtpërdrejtë të disqeve të dukshme me një mikrometër fije, u bënë nga Johann Schroeter dhe William Herschel në 1805. Më pas, në shekullin e 19-të, astronomë të tjerë matën asteroidet më të ndritshëm në të njëjtën mënyrë. Disavantazhi kryesor i kësaj metode janë mospërputhjet e konsiderueshme në rezultate (për shembull, madhësitë maksimale dhe minimale të Ceres, të cilat u morën nga astronomët, ndryshonin me 10 herë).

Metodat moderne për përcaktimin e madhësisë së asteroideve përbëhen nga polarimetria, radiometria termike dhe transitore, interferometria e pikave dhe metoda e radarit.

Një nga më cilësoret dhe më e thjeshta është metoda e tranzitit. Kur një asteroid lëviz në lidhje me Tokën, ai mund të kalojë në sfondin e një ylli të ndarë. Ky fenomen njihet si fshehja asteroide e yjeve. Duke matur kohëzgjatjen e zbehjes së yllit dhe duke pasur të dhëna për distancën nga asteroidi, mund të përcaktohet me saktësi madhësia e tij. Falë kësaj metode, është e mundur të llogaritet me saktësi madhësia e asteroidëve të mëdhenj, si Pallas.

Vetë metoda e polarimetrisë konsiston në përcaktimin e madhësisë bazuar në shkëlqimin e asteroidit. Sasia e dritës së diellit që reflekton varet nga madhësia e asteroidit. Por në shumë mënyra, shkëlqimi i asteroidit varet nga albedo e asteroidit, e cila përcaktohet nga përbërja që përbën sipërfaqen e asteroidit. Për shembull, për shkak të albedos së tij të lartë, asteroidi Vesta reflekton katër herë më shumë dritë se Ceres dhe konsiderohet asteroidi më i dukshëm, i cili shpesh mund të shihet edhe me sy të lirë.

Sidoqoftë, vetë albedo është gjithashtu shumë e lehtë për t'u përcaktuar. Sa më i ulët të jetë shkëlqimi i asteroidit, domethënë, sa më pak të reflektojë rrezatimin diellor në rrezen e dukshme, aq më shumë thith, përkatësisht, pasi nxehet, e rrezaton atë në formën e nxehtësisë në rrezen infra të kuqe.

Mund të përdoret gjithashtu për të llogaritur formën e një asteroidi duke regjistruar ndryshimin e shkëlqimit të tij gjatë rrotullimit dhe për të përcaktuar periudhën e këtij rrotullimi, si dhe për të identifikuar strukturat më të mëdha në sipërfaqe. Përveç kësaj, rezultatet nga teleskopët infra të kuqe përdoren për të përcaktuar dimensionet përmes radiometrisë termike.

Asteroidet dhe klasifikimi i tyre

Klasifikimi i përgjithshëm i asteroidëve bazohet në karakteristikat e orbitave të tyre, si dhe në një përshkrim të spektrit të dukshëm të dritës së diellit që reflektohet nga sipërfaqja e tyre.

Asteroidët zakonisht kombinohen në grupe dhe familje bazuar në karakteristikat e orbitave të tyre. Më shpesh, një grup asteroidësh emërtohet sipas asteroidit të parë të zbuluar në një orbitë të caktuar. Grupet janë një formacion relativisht i lirshëm, ndërsa familjet janë më të dendura, të formuara në të kaluarën gjatë shkatërrimit të asteroidëve të mëdhenj si rezultat i përplasjeve me objekte të tjera.

Klasat spektrale

Ben Zellner, David Morrison, Clark R. Champin në vitin 1975 zhvilluan një sistem të përgjithshëm klasifikimi për asteroidët, i cili bazohej në albedo, ngjyra dhe karakteristikat spektrale të dritës së diellit të reflektuar. Në fillim, ky klasifikim përcaktoi vetëm 3 lloje asteroidësh, përkatësisht:

Klasa C - karboni (asteroidet më të njohur).

Klasa S - silikat (rreth 17% e asteroideve të njohur).

Klasa M - metal.

Kjo listë është zgjeruar pasi janë studiuar gjithnjë e më shumë asteroidë. Janë shfaqur klasat e mëposhtme:

Klasa A - kanë një albedo të lartë dhe një ngjyrë të kuqërremtë në pjesën e dukshme të spektrit.

Klasa B - i përkasin asteroidëve të klasës C, vetëm ata nuk thithin valë nën 0,5 mikron, dhe spektri i tyre është paksa kaltërosh. Në përgjithësi, albedo është më i lartë në krahasim me asteroidët e tjerë të karbonit.

Klasa D - kanë një albedo të ulët dhe një spektër madje të kuqërremtë.

Klasa E - sipërfaqja e këtyre asteroidëve përmban enstatit dhe është e ngjashme me akondritet.

Klasa F - e ngjashme me asteroidët e klasës B, por nuk kanë gjurmë "uji".

Klasa G - kanë një albedo të ulët dhe një spektër reflektimi pothuajse të sheshtë në diapazonin e dukshëm, gjë që tregon përthithje të fortë UV.

Klasa P - ashtu si asteroidët e klasës D, ata dallohen nga albedo e ulët dhe një spektër i lëmuar i kuqërremtë që nuk ka linja të qarta absorbimi.

Klasa Q - kanë linja të gjera dhe të ndritshme të piroksenit dhe olivinës në një gjatësi vale prej 1 mikron dhe karakteristika që tregojnë praninë e metalit.

Klasa R - kanë një albedo relativisht të lartë dhe kanë një spektër reflektimi të kuqërremtë në një gjatësi prej 0,7 mikron.

Klasa T - karakterizohet nga një spektër i kuqërremtë dhe albedo i ulët. Spektri është i ngjashëm me asteroidët e klasës D dhe P, por është i ndërmjetëm në pjerrësi.

Klasa V - karakterizohet nga ndriçimi mesatar dhe i ngjashëm me klasën S më të zakonshme, të cilat janë gjithashtu më të përbëra nga silikate, guri dhe hekuri, por karakterizohen nga një përmbajtje e lartë e piroksenit.

Klasa J është një klasë asteroidësh që supozohet se janë formuar nga brendësia e Vesta. Pavarësisht se spektri i tyre është afër asteroidëve të klasës V, në një gjatësi vale prej 1 mikron ata dallohen nga linja të forta absorbimi.

Duhet të kihet parasysh se numri i asteroidëve të njohur që i përkasin një lloji të caktuar nuk korrespondon domosdoshmërisht me realitetin. Shumë lloje janë të vështira për t'u përcaktuar, lloji i një asteroidi mund të ndryshojë me studime më të hollësishme.

Shpërndarja e madhësisë së asteroidit

Me rritjen e madhësisë së asteroideve, numri i tyre u ul ndjeshëm. Megjithëse kjo përgjithësisht ndjek një ligj të fuqisë, ka maja në 5 dhe 100 kilometra ku ka më shumë asteroidë sesa parashikohet nga shpërndarja logaritmike.

Si u formuan asteroidët

Shkencëtarët besojnë se në rripin e asteroidëve, planetezmalët evoluan saktësisht në të njëjtën mënyrë si në zonat e tjera të mjegullnajës diellore derisa planeti Jupiter arriti masën e tij aktuale, pas së cilës, si rezultat i rezonancës orbitale me Jupiterin, 99% e planetesimaleve ishin i nxjerrë nga rripi. Modelimi dhe kërcimet në vetitë spektrale dhe shpërndarjet e shpejtësisë rrotulluese tregojnë se asteroidët më të mëdhenj se 120 kilometra në diametër u formuan nga grumbullimi gjatë kësaj epoke të hershme, ndërsa trupat më të vegjël janë fragmente nga përplasjet midis asteroidëve të ndryshëm pas ose gjatë shpërndarjes gravitacionale të brezit primordial të Jupiterit. Vesti dhe Ceres morën një madhësi të përgjithshme për diferencimin gravitacional, gjatë së cilës metalet e rënda u fundosën deri në bërthamë dhe një kore u formua nga shkëmbinj relativisht shkëmborë. Sa i përket modelit Nice, shumë objekte të rripit Kuiper u formuan në brezin e jashtëm të asteroidëve, në një distancë prej më shumë se 2.6 njësi astronomike. Dhe më vonë, shumica e tyre u hodhën jashtë nga graviteti i Jupiterit, por ata që mbijetuan mund t'i përkasin asteroidëve të klasës D, duke përfshirë Ceres.

Kërcënimi dhe rreziku nga asteroidët

Përkundër faktit se planeti ynë është dukshëm më i madh se të gjithë asteroidët, një përplasje me një trup më të madh se 3 kilometra mund të shkaktojë shkatërrimin e qytetërimit. Nëse madhësia është më e vogël, por më shumë se 50 m në diametër, atëherë mund të çojë në dëme gjigante ekonomike, duke përfshirë viktima të shumta.

Sa më i rëndë dhe më i madh të jetë asteroidi, aq më i rrezikshëm është, përkatësisht, por është gjithashtu shumë më e lehtë për ta identifikuar atë në këtë rast. Për momentin, më i rrezikshmi është asteroidi Apophis, diametri i të cilit është rreth 300 metra, në një përplasje me të mund të shkatërrohet një qytet i tërë. Por, sipas shkencëtarëve, në përgjithësi, ai nuk përbën ndonjë kërcënim për njerëzimin kur përplaset me Tokën.

Asteroidi 1998 QE2 iu afrua planetit më 1 qershor 2013 në distancën e tij më të afërt (5.8 milionë km) në dyqind vitet e fundit.