Päikesesüsteemi asteroidid. Asteroid – ajakiri "Kõik kosmosest" Teine asteroid

Asteroid A/2018 C2

Bernhard Haeusler

Astronoomid teatasid korraga kahe hüperboolse orbiidiga asteroidi avastamisest – nüüd teavad teadlased kolme sellist objekti, sealhulgas kuulsat. Need kaks "uustulnukat" on suure tõenäosusega Päikesesüsteemi asukad, kuigi lendavad sealt igaveseks eemale. Andmed taevakehade, tähistusega A/2018 C2 ja A/2017 U7, orbiitide kohta avaldatakse Rahvusvahelise Astronoomialiidu Väikeplaneetide Keskuse kodulehel.

Kõik Päikesesüsteemi kehad, sealhulgas komeedid ja asteroidid, liiguvad suletud elliptilistel orbiitidel. Nende ellipside “pikenemise” aste määratakse ekstsentrilisuse väärtusega, ringi puhul on see parameeter 0, ellipsi puhul varieerub see vahemikus 0 kuni 1, aga kui ekstsentrilisus on võrdne või suurem kui 1, tähendab see, et orbiit on "katki", see tähendab, et see on parabool (e =1) või hüperbool (e>1). Hüperboolse või paraboolse orbiidiga objektid võivad Päikesesüsteemi külastada ainult üks kord ja seejärel lennata igaveseks tähtedevahelisse ruumi. Näiteks asteroidi 'Oumuamua orbiidi ekstsentrilisus on 1,1995.

Sergei Kuznetsov

Nathan Eismont
Füüsikaliste ja matemaatikateaduste kandidaat, juhtivteadur (Venemaa Teaduste Akadeemia Kosmoseuuringute Instituut)
Anton Ledkov,
Teadlane (kosmoseuuringute instituut RAS)
“Teadus ja elu” nr 1, 2015, nr 2, 2015

Päikesesüsteemi tajutakse tavaliselt tühja ruumina, kus tiirleb kaheksa planeeti, millest mõned koos oma satelliitidega. Keegi mäletab mitut väikest planeeti, millele Pluuto hiljuti määrati, asteroidivööd, meteoriite, mis mõnikord langevad Maale, ja komeete, mis aeg-ajalt taevast kaunistavad. See idee on üsna õiglane: ükski arvukatest kosmoselaevadest ei saanud kokkupõrkes asteroidi või komeediga kannatada – ruum on üsna avar.

Ja ometi sisaldab Päikesesüsteemi tohutu maht mitte sadu tuhandeid või kümneid miljoneid, vaid kvadriljoneid (ükstele järgneb viisteist nulli) erineva suuruse ja massiga kosmilisi kehasid. Nad kõik liiguvad ja suhtlevad vastavalt füüsika ja taevamehaanika seadustele. Mõned neist tekkisid väga varajases universumis ja koosnevad selle ürgainest ning need on astrofüüsika uurimise kõige huvitavamad objektid. Kuid on ka väga ohtlikke kehasid – suuri asteroide, mille kokkupõrge Maaga võib sellel elu hävitada. Asteroidiohu jälgimine ja kõrvaldamine on astrofüüsikute jaoks sama oluline ja põnev töövaldkond.

Asteroidide avastamise ajalugu

Esimese asteroidi avastas 1801. aastal Palermo (Sitsiilia) observatooriumi direktor Giuseppe Piasi. Ta pani sellele nimeks Ceres ja pidas seda alguses väikeseks planeediks. Mõiste "asteroid", tõlgitud vanakreeka keelest kui "nagu täht", pakkus välja astronoom William Herschel (vt "Teadus ja elu" nr 7, 2012, artikkel "Muusik William Herscheli lugu, kes kahekordistas ruumi" ). Ceres ja sarnased objektid (Pallas, Juno ja Vesta), mis avastati järgmise kuue aasta jooksul, olid planeetide puhul nähtavad pigem punktidena, mitte ketastena; samal ajal liikusid nad erinevalt fikseeritud tähtedest nagu planeedid. Tuleb märkida, et vaatlused, mis viisid nende asteroidide avastamiseni, viidi läbi sihipäraselt, püüdes avastada "kadunud" planeeti. Fakt on see, et juba avastatud planeedid asusid Päikesest eraldatud orbiitidel Bode'i seadusele vastaval kaugusel. Selle kohaselt pidi Marsi ja Jupiteri vahel olema planeet. Teatavasti selliselt orbiidilt planeeti ei leitud, kuid hiljem avastati ligikaudu selles piirkonnas asteroidivöö, mida nimetatakse peamiseks. Lisaks ei ole Bode'i seadusel, nagu selgus, mingit füüsilist alust ja seda peetakse praegu lihtsalt mingiks juhuslikuks numbrikombinatsiooniks. Veelgi enam, hiljem (1848) avastatud Neptuun sattus orbiidile, mis ei olnud temaga kooskõlas.

Pärast nelja mainitud asteroidi avastamist ei viinud kaheksa aastat jätkunud vaatlused eduni. Need peatati seoses Napoleoni sõdadega, mille käigus põles Bremeni lähedal asuv Lilienthali linn, kus peeti astronoomide ja asteroidijahtide koosolekuid. Vaatlusi jätkati 1830. aastal, kuid edu saavutas alles 1845. aastal asteroidi Astrea avastamisega. Sellest ajast alates hakati asteroide avastama vähemalt üks kord aastas. Enamik neist kuulub peamisse asteroidide vöösse, Marsi ja Jupiteri vahele. 1868. aastaks oli avastatud asteroide juba sadakond, 1981. aastaks 10 000 ja 2000. aastaks üle 100 000.

Asteroidide keemiline koostis, kuju, suurus ja orbiidid

Kui liigitada asteroide nende kauguse järgi Päikesest, siis esimesse rühma kuuluvad vulkanoidid – teatud hüpoteetiline väikeplaneetide vöö Päikese ja Merkuuri vahel. Sellest vööst pole veel avastatud ühtegi objekti ja kuigi Merkuuri pinnal on täheldatud arvukalt asteroidide langemisel tekkinud löögikraatreid, ei saa see olla tõendiks selle vöö olemasolu kohta. Varem üritati Merkuuri liikumise anomaaliaid seletada sealsete asteroidide olemasoluga, kuid siis selgitati neid relativistlike mõjude arvestamise põhjal. Nii et lõplikku vastust küsimusele Vulcanoidide võimaliku esinemise kohta pole veel saadud. Järgmisena tulevad nelja rühma kuuluvad Maa-lähedased asteroidid.

Peamise vöö asteroidid liikuda orbiitidel, mis asuvad Marsi ja Jupiteri orbiitide vahel, st 2,1–3,3 astronoomilise ühiku (AU) kaugusel Päikesest. Nende orbiitide tasapinnad asuvad ekliptika lähedal, nende kalle ekliptika suhtes on peamiselt kuni 20 kraadi, ulatudes mõnel kuni 35 kraadini, ekstsentrilisused - nullist 0,35-ni. Ilmselgelt avastati esimesena suurimad ja heledamad asteroidid: Cerese, Pallase ja Vesta keskmised läbimõõdud on vastavalt 952, 544 ja 525 kilomeetrit. Mida väiksemad on asteroidid, seda rohkem neid on: 100 000 peavööndi asteroidist vaid 140 on keskmise läbimõõduga üle 120 kilomeetri. Kõigi selle asteroidide kogumass on suhteliselt väike, moodustades vaid umbes 4% Kuu massist. Suurima asteroidi Cerese mass on 946·10 15 tonni. Väärtus ise tundub väga suur, kuid moodustab vaid 1,3% Kuu massist (735·10 17 tonni). Esimesel hinnangul saab asteroidi suuruse määrata selle heleduse ja kauguse järgi Päikesest. Kuid me peame arvestama ka asteroidi peegeldavate omadustega - selle albeedoga. Kui asteroidi pind on tume, helendab see vähem. Just neil põhjustel on kümne asteroidi nimekirjas, mis on joonisel nende avastamise järjekorras järjestatud, suuruselt kolmas asteroid Hygiea viimasel kohal.

Peamise asteroidivöö piltidel on tavaliselt näha palju kive, mis liiguvad üksteisele üsna lähedal. Tegelikult on pilt tegelikkusest väga kaugel, kuna üldiselt jaotub vöö väike kogumass selle suurele mahule, nii et ruum on üsna tühi. Kõik seni Jupiteri orbiidist kaugemale lennatud kosmoseaparaadid on lennanud läbi asteroidivöö ilma märkimisväärse asteroidiga kokkupõrke ohuta. Kuid astronoomilise aja standardite järgi ei tundu asteroidide kokkupõrked omavahel ja planeetidega enam nii ebatõenäolised, nagu võib hinnata nende pinnal olevate kraatrite arvu järgi.

Troojalased- planeetide orbiite mööda liikuvad asteroidid, millest esimese avastas 1906. aastal Saksa astronoom Max Wulf. Asteroid liigub ümber Päikese Jupiteri orbiidil, edestades teda keskmiselt 60 kraadi võrra. Järgmisena avastati terve rühm taevakehi, kes liikusid Jupiteri ees.

Esialgu said nad nimed Trooja sõja legendi kangelaste auks, kes võitlesid Troojat piiravate kreeklaste poolel. Lisaks Jupiteri ees olevatele asteroididele on sellest ligikaudu sama nurga võrra maha jäänud rühm asteroide; neid nimetati Trooja kaitsjate järgi troojalasteks. Praegu nimetatakse mõlema rühma asteroide troojalasteks ja nad liiguvad Lagrange'i punktide L 4 ja L 5 läheduses, mis on kolme keha probleemi stabiilse liikumise punktid. Nende lähedusse sattunud taevakehad sooritavad võnkuvat liikumist ilma liiga kaugele minemata. Seni selgitamata põhjustel on Jupiteri ees ligikaudu 40% rohkem asteroide kui mahajäänuid. Seda kinnitasid hiljuti Ameerika satelliidi NEOWISE poolt läbi viidud mõõtmised, kasutades infrapunapiirkonnas töötavate detektoritega varustatud 40-sentimeetrist teleskoopi. Infrapunavahemikus tehtavad mõõtmised avardavad oluliselt asteroidide uurimise võimalusi võrreldes nähtava valgusega pakutavatega. Nende tõhusust saab hinnata Päikesesüsteemi asteroidide ja komeetide arvu järgi, mis on kataloogitud NEOWISE abil. Neid on üle 158 000 ja seadme missioon jätkub. Huvitaval kombel erinevad troojalased märkimisväärselt enamikust peamistest vööasteroididest. Need on mati pinnaga, punakaspruuni värvi ja kuuluvad peamiselt nn D-klassi. Nendel asteroididel on väga madal albeedo, st nõrgalt peegeldav pind. Sarnaseid võib leida ainult põhivöö välimistest piirkondadest.

Troojalased pole ainult Jupiteris; teisi Päikesesüsteemi planeete, sealhulgas Maad (kuid mitte Veenus ja Merkuur), saadavad ka troojalased, kes rühmituvad nende Lagrange'i punktide L 4, L 5 lähedusse. Maa Trooja asteroid 2010 TK7 avastati NEOWISE teleskoobi abil üsna hiljuti – 2010. aastal. See liigub Maast ette, samas kui tema võnkumiste amplituud punkti L 4 ümber on väga suur: asteroid jõuab ümber Päikese liikumisel Maaga vastaspunkti ja läheb ekliptika tasapinnast ebatavaliselt kaugele välja.

Selline suur võnkeamplituud viib selle võimaliku lähenemiseni Maale kuni 20 miljoni kilomeetrini. Kokkupõrge Maaga on aga vähemalt järgmise 20 000 aasta jooksul täiesti välistatud. Maa troojalaste liikumine erineb oluliselt Jupiteri troojalaste liikumisest, kes ei jäta oma Lagrange'i punkte nii olulistele nurkkaugustele. Liikumise selline iseloom raskendab kosmoselaevade missioone, kuna Trooja orbiidi olulise kalde tõttu ekliptika tasapinna suhtes nõuab Maalt asteroidile jõudmine ja sellele maandumine liiga suurt iseloomulikku kiirust ja seetõttu ka suurt kütust. tarbimist.

Kuiperi vöö asub Neptuuni orbiidist kaugemal ja ulatub kuni 120 AU-ni. päikese käest. See asub ekliptika tasapinna lähedal, kus elab tohutult palju objekte, sealhulgas vesijää ja külmunud gaasid, ning see toimib nn lühiajaliste komeetide allikana. Esimene objekt sellest piirkonnast avastati 1992. aastal ja praeguseks on neid avastatud üle 1300. Kuna Kuiperi vöö taevakehad asuvad Päikesest väga kaugel, on nende suurusi raske määrata. Seda tehakse nende peegeldava valguse heleduse mõõtmiste põhjal ja arvutuse täpsus sõltub sellest, kui hästi me teame nende albedo väärtust. Infrapunakiirguse mõõtmised on palju usaldusväärsemad, kuna need annavad objektide enda kiirguse taseme. Sellised andmed kogus Spitzeri kosmoseteleskoop Kuiperi vöö suurimate objektide kohta.

Üks vöö huvitavamaid objekte on Haumea, mis on oma nime saanud Havai viljakuse ja sünnituse jumalanna järgi; ta esindab osa kokkupõrgete tulemusena tekkinud perekonnast. See objekt põrkas ilmselt kokku veel ühe poole väiksemaga. Kokkupõrge paiskas laiali suured jäätükid ja pani Haumea pöörlema ​​umbes nelja tunni jooksul. See kiire pöörlemine andis sellele Ameerika jalgpalli või meloni kuju. Haumeaga on kaasas kaks kaaslast - Hi'iaka ja Namaka.

Praegu aktsepteeritud teooriate kohaselt liigub umbes 90% Kuiperi vöö objektidest kaugetel ringikujulistel orbiitidel Neptuuni orbiidist kaugemale – seal, kus nad tekkisid. Mitukümmend selle vöö objekti (neid nimetatakse kentauriteks, sest olenevalt kaugusest Päikesest avalduvad nad kas asteroidide või komeetidena) võisid tekkida Päikesele lähemal asuvates piirkondades ning seejärel kandus üle Uraani ja Neptuuni gravitatsioonimõju. need kõrgetele elliptilistele orbiitidele afeelidega kuni 200 AU. ja suured kalded. Need moodustasid 10 AU paksuse ketta, kuid Kuiperi vöö tegelik välisserv on siiani määratlemata. Kuni viimase ajani peeti Pluutot ja Charonit välise päikesesüsteemi jäiste maailmade suurimateks objektideks. Kuid 2005. aastal avastati veel üks planeedi keha – Eris (nimetatud kreeka ebakõla jumalanna järgi), mille läbimõõt on veidi väiksem kui Pluuto läbimõõt (alguses eeldati, et see on 10% suurem). Eris liigub orbiidil periheeliga 38 AU. ja aphelion 98 au. Tal on väike kaaslane - düsnomia. Algul plaaniti Erist pidada Päikesesüsteemi kümnendaks (Pluuto järel) planeediks, kuid siis jättis Rahvusvaheline Astronoomialiit Pluuto planeetide nimekirjast välja, moodustades uue klassi nimega kääbusplaneedid, kuhu kuulusid Pluuto, Eris ja Ceres. Eeldatakse, et Kuiperi vöö sisaldab sadu tuhandeid 100kilomeetrise läbimõõduga jäiseid kehasid ja vähemalt triljonit komeeti. Need objektid on aga enamasti suhteliselt väikesed – läbimõõduga 10–50 kilomeetrit – ja mitte eriti eredad. Nende tiirlemisperiood ümber Päikese on sadu aastaid, mis teeb nende tuvastamise väga keeruliseks. Kui nõustuda eeldusega, et ainult umbes 35 000 Kuiperi vöö objekti läbimõõt on suurem kui 100 kilomeetrit, siis on nende kogumass mitusada korda suurem kui sellise suurusega kehade mass peamisest asteroidivööst. 2006. aasta augustis teatati, et neutronitähe Scorpius X-1 röntgenkiirguse mõõtmise andmete arhiivis avastati selle varjutused väikeste objektide poolt. See andis aluse väita, et Kuiperi vöö objektide arv, mille mõõtmed on umbes 100 meetrit või rohkem, on ligikaudu kvadriljon (10 15). Esialgu, Päikesesüsteemi evolutsiooni varasemates etappides, oli Kuiperi vöö objektide mass palju suurem kui praegu - 10 kuni 50 Maa massi. Praegu on kõigi Kuiperi vöös olevate kehade, aga ka Päikesest veelgi kaugemal asuva Oorti pilve kogumass Kuu massist palju väiksem. Nagu arvutimodelleerimine näitab, on peaaegu kogu ürgse ketta mass üle 70 AU. kaotati Neptuuni põhjustatud kokkupõrgete tõttu, mis viisid vööobjektide muljumiseni tolmuks, mille päikesetuul pühkis tähtedevahelisse ruumi. Kõik need kehad pakuvad suurt huvi, kuna eeldatakse, et need on säilinud esialgsel kujul alates Päikesesüsteemi moodustamisest.

Oort pilv sisaldab Päikesesüsteemi kõige kaugemaid objekte. See on sfääriline piirkond, mis ulatub 5 kuni 100 tuhande AU kaugusele. Päikesest ja seda peetakse Päikesesüsteemi sisepiirkonda jõudvate pikaajaliste komeetide allikaks. Pilve ennast vaadeldi instrumentaalselt alles 2003. aastal. 2004. aasta märtsis teatas astronoomide meeskond planeedilaadse objekti avastamisest, mis tiirleb ümber Päikese rekordkaugusel, muutes selle ainulaadselt külmaks.

See objekt (2003VB12), mis sai nime Sedna eskimojumalanna järgi, kes annab elu Arktika meresügavuste elanikele, läheneb Päikesele väga lühikeseks ajaks, liikudes piki ülipiklikku elliptilist orbiiti perioodiga 10 500 aastat. Kuid isegi Päikesele lähenedes ei jõua Sedna Kuiperi vöö välispiirini, mis asub 55 AU juures. Päikesest: selle orbiit jääb vahemikku 76 (periheel) kuni 1000 (afeel) AU. See võimaldas Sedna avastajatel omistada selle esimesele Oorti pilvest vaadeldud taevakehale, mis asus püsivalt väljaspool Kuiperi vööd.

Spektriomaduste järgi jagab kõige lihtsam klassifikatsioon asteroidid kolme rühma:
C - süsinik (75% teada),
S - räni (17% teada),
U - ei kuulu kahte esimesse rühma.

Praegu on ülaltoodud klassifikatsioon üha laiendatud ja üksikasjalikum, sealhulgas uued rühmad. Aastaks 2002 kasvas nende arv 24-ni. Uue rühma näitena võib nimetada peamiselt metalliliste asteroidide M-klassi. Siiski tuleb arvestada, et asteroidide klassifitseerimine nende pinna spektraalomaduste järgi on väga keeruline ülesanne. Sama klassi asteroididel ei pruugi olla identset keemilist koostist.

Kosmosemissioonid asteroididele

Asteroidid on liiga väikesed, et neid maapealsete teleskoopide abil üksikasjalikult uurida. Nende pilte saab saada radari abil, kuid selleks peavad nad lendama Maale piisavalt lähedale. Üsna huvitav meetod asteroidide suuruse määramiseks on tähtede varjutuste vaatlemine asteroidide poolt mitmest punktist mööda teed mööda sirgjoonelist tähe – asteroidi – punkti Maa pinnal. Meetod seisneb tähe-asteroidi suuna ristumispunktide arvutamises Maaga, kasutades asteroidi teadaolevat trajektoori, ja sellele rajale paigaldatakse sellest teatud kaugusele teleskoobid, mis on määratud asteroidi hinnangulise suuruse järgi, jälgides täht. Mingil hetkel varjab asteroid tähe, see kaob vaatleja jaoks ja ilmub siis uuesti. Varjutusaja kestuse ja teadaoleva asteroidi kiiruse põhjal määratakse selle läbimõõt ning piisava hulga vaatlejate olemasolul saab asteroidi silueti. Nüüd on amatöörastronoomide organiseeritud kogukond, kes viib edukalt läbi koordineeritud mõõtmisi.

Kosmoselaevade lennud asteroididele avavad nende uurimiseks võrreldamatult rohkem võimalusi. Asteroidi (951 Gaspra) pildistas kosmoseaparaat Galileo esmakordselt 1991. aastal teel Jupiteri poole, seejärel 1993. aastal asteroidi 243 Ida ja selle satelliiti Dactyl. Aga seda tehti nii-öelda juhuslikult.

Esimene spetsiaalselt asteroidiuuringuteks loodud sõiduk oli NEAR Shoemaker, mis pildistas asteroidi 253 Matilda ja sisenes seejärel orbiidile 433 Erose ümber ja maandus selle pinnale 2001. aastal. Peab ütlema, et maandumine ei olnud algselt planeeritud, kuid pärast selle asteroidi edukat uurimist selle satelliidi orbiidilt otsustasid nad proovida teha pehmet maandumist. Kuigi seade ei olnud varustatud maandumisseadmetega ja selle juhtimissüsteem ei võimaldanud selliseid toiminguid teha, oli Maalt tulnud käskluste järgi seade võimalik maanduda ja selle süsteemid jätkasid toimimist pinnal. Lisaks võimaldas Matilda möödalend mitte ainult pildiseeria saamisel, vaid ka asteroidi massi määramisel sõiduki trajektoori häirimise põhjal.

Kõrvalülesandena (peamist täites) uuris sond Deep Space 1999. aastal asteroidi 9969 Braille'i ja Stardust sond asteroidi 5535 Annafranc.

Jaapani aparaadi Hayabusa (tõlkes "kull") abiga õnnestus 2010. aasta juunis Maale tagastada mullaproovid maalähedaste asteroidide (Apollos) hulka kuuluva asteroidi 25 143 Itokawa pinnalt. spektriklass S (räni). Asteroidi fotol on karm maastik, kus on palju rändrahne ja munakivisid, millest üle 1000 on läbimõõduga üle 5 meetri ja mõned kuni 50 meetrit. Järgmisena tuleme Itokawa selle funktsiooni juurde tagasi.

Rosetta kosmoselaev, mille Euroopa Kosmoseagentuur 2004. aastal Tšuryumov-Gerasimenko komeedile saatis, maandas Philae mooduli ohutult oma tuumale 12. novembril 2014. Teel lendas seade 2008. aastal mööda asteroididest 2867 Steins ja 2010. aastal 21 Lutetia. Seade on oma nime saanud kivi nimest (Rosetta), mille leidsid Egiptusest Napoleoni sõdurid Niiluse Philae saarel asuva iidse Rosetta linna lähedalt, mis andis oma nime maandumismoodulile. Kivile on raiutud tekstid kahes keeles: Vana-Egiptuse ja Vana-Kreeka keeles, mis andsid võtme muistsete egiptlaste tsivilisatsiooni saladuste avamiseks – hieroglüüfide dešifreerimiseks. Ajaloolisi nimesid valides rõhutasid projektiarendajad missiooni eesmärki – paljastada Päikesesüsteemi tekke ja evolutsiooni saladused.

Missioon on huvitav, sest ajal, mil Philae moodul komeedi tuuma pinnale maandus, oli see Päikesest kaugel ja seetõttu passiivne. Päikesele lähenedes kuumeneb südamiku pind ning algab gaaside ja tolmu eraldumine. Kõigi nende protsesside arengut saab jälgida sündmuste keskmes viibides.

Käimasolev Dawni missioon, mis viiakse läbi NASA programmi raames, on väga huvitav. Seade lasti orbiidile 2007. aastal, jõudis 2011. aasta juulis asteroidile Vesta, seejärel viidi selle satelliidi orbiidile ja viis seal uurimistööd läbi 2012. aasta septembrini. Praegu on seade teel suurima asteroidi – Cerese poole. Selle jõuallikaks on väikese tõukejõuga elektriline raketi-ioonmootor. Selle kasutegur, mis on määratud töövedeliku (ksenooni) voolukiirusega, on peaaegu suurusjärgu võrra suurem kui traditsiooniliste keemiamootorite kasutegur (vt “Teadus ja elu” nr 9, 1999, artikkel “Kosmose elektrivedur”). . See võimaldas lennata ühe asteroidi satelliidi orbiidilt teise asteroidi satelliidi orbiidile. Kuigi asteroidid Vesta ja Ceres liiguvad peamise asteroidivöö üsna lähedastel orbiitidel ja on seal suurimad, on nende füüsikalised omadused väga erinevad. Kui Vesta on "kuiv" asteroid, siis Ceresel on maapealsete vaatluste kohaselt avastatud vett, veejää hooajalisi polaarmütsid ja isegi väga õhuke atmosfäärikiht.

Hiinlased on aidanud kaasa ka asteroidide uurimisele, saates oma kosmoselaeva Chang'e asteroidile 4179 Tautatis. Ta tegi selle pinnast rea fotosid, samas kui minimaalne lennukaugus oli vaid 3,2 kilomeetrit; parim foto tehti aga 47 kilomeetri kaugusel. Piltidel on näha, et asteroid on ebakorrapärase pikliku kujuga – 4,6 kilomeetrit pikk ja 2,1 kilomeetrit läbimõõduga. Asteroidi mass on 50 miljardit tonni, selle väga huvitav omadus on väga ebaühtlane tihedus. Asteroidi mahu ühe osa tihedus on 1,95 g/cm3, teise osa tihedus on 2,25 g/cm3. Sellega seoses on oletatud, et Tautatis tekkis kahe asteroidi ühendamise tulemusena.

Mis puudutab lähituleviku asteroidide missioonide projekte, siis alustamise koht on Jaapani lennundusagentuur, mis plaanib jätkata oma uurimisprogrammi kosmoselaeva Hayabusa-2 startimisega 2015. aastal, et viia Maale tagasi pinnaseproovid asteroidilt 1999 JU3. aastal 2020. Asteroid kuulub spektriklassi C, on Maa orbiidiga lõikuval orbiidil ja selle afeel ulatub peaaegu Marsi orbiidile.

Aasta hiljem ehk 2016. aastal algab NASA OSIRIS-Rex projekt, mille eesmärk on tuua maapinnale tagasi muld Maa-lähedase asteroidi 1999 RQ36 pinnalt, mis kannab hiljuti nime Bennu ja mis on määratud spektriklassi C. plaanis, et seade jõuab asteroidini 2018. aastal ja 2023. aastal toimetab Maale 59 grammi oma kivimit.

Olles kõik need projektid üles loetlenud, ei saa mainimata jätta umbes 13 000 tonni kaaluvat asteroidi, mis kukkus Tšeljabinski lähedal 15. veebruaril 2013, justkui kinnitades kuulsa Ameerika asteroidiprobleemi eksperdi Donald Yeomansi väidet: "Kui me ära lenda asteroididele, siis lendavad nad meie juurde" See rõhutas asteroidide uurimise teise aspekti tähtsust – asteroidiohtu ja probleemide lahendamist, mis on seotud asteroidi kokkupõrgete võimalusega Maaga.

Väga ootamatu viisi asteroidide uurimiseks pakkus välja Asteroid Redirect Mission või, nagu seda nimetatakse, Kecki projekt. Selle kontseptsiooni töötas välja Pasadenas (California) asuv Kecki kosmoseuuringute instituut. William Myron Keck on kuulus Ameerika filantroop, kes asutas 1954. aastal USA-s teadusuuringute toetamiseks fondi. Projektis oli algtingimus, et asteroidi uurimise ülesanne lahendati inimese osalusel ehk teisisõnu missioon asteroidile peaks olema mehitatud. Kuid sel juhul on kogu lennu kestus koos Maale naasmisega paratamatult vähemalt mitu kuud. Ja mis mehitatud ekspeditsiooni jaoks on kõige ebameeldivam, on see, et hädaolukorras ei saa seda aega vähendada lubatud piiridesse. Seetõttu tehti ettepanek asteroidile lendamise asemel teha vastupidist: toimetada asteroid Maale mehitamata sõidukite abil. Kuid mitte pinnale, nagu Tšeljabinski asteroidiga loomulikult juhtus, vaid Kuu sarnasele orbiidile ja saata mehitatud kosmoselaev lähedale sattunud asteroidile. See laev läheneb sellele, hõivab selle ning astronaudid uurivad seda, võtavad kivimiproove ja toimetavad need Maale. Ja hädaolukorras saavad astronaudid Maale naasta nädala jooksul. NASA on juba valinud amuuride hulka kuuluva Maa-lähedase asteroidi 2011 MD peamiseks kandidaadiks sel viisil liikunud asteroidi rolli. Selle läbimõõt on 7–15 meetrit, tihedus 1 g/cm 3, see tähendab, et see võib välja näha umbes 500 tonni kaaluva lahtise killustiku hunnikuna. Selle orbiit on Maa orbiidile väga lähedal, ekliptika suhtes 2,5 kraadi kallutatud ja periood on 396,5 päeva, mis vastab 1,056 AU suurusele poolsuurteljele. Huvitav on märkida, et asteroid avastati 22. juunil 2011 ja 27. juunil lendas see Maale väga lähedale – kõigest 12 000 kilomeetri kaugusele.

Missioon asteroidi püüdmiseks Maa satelliidi orbiidile on kavandatud 2020. aastate algusesse. Asteroidi püüdmiseks ja uuele orbiidile viimiseks mõeldud kosmoselaev varustatakse ksenoonil töötavate väikese tõukejõuga elektriliste rakettmootoritega. Operatsioonid asteroidi orbiidi muutmiseks hõlmavad ka gravitatsioonimanöövrit Kuu lähedal. Selle manöövri olemus on liikumise juhtimine elektriliste rakettmootorite abil, mis tagavad läbipääsu Kuu lähedusest. Samal ajal muutub asteroidi kiirus gravitatsioonivälja mõjul esialgsest hüperboolsest (st Maa gravitatsiooniväljast eemaldumiseni) Maa satelliidi kiiruseks.

Asteroidide teke ja areng

Nagu asteroidide avastamise ajalugu käsitlevas osas juba mainitud, avastati neist esimesed hüpoteetilise planeedi otsimise käigus, mis Bode seaduse järgi (nüüdseks tunnistatud ekslikuks) oleks pidanud olema Marsi vahelisel orbiidil. ja Jupiter. Selgus, et kunagi avastatud planeedi orbiidi lähedal on asteroidivöö. See oli aluseks hüpoteesi püstitamisele, mille kohaselt see vöö tekkis selle hävimise tulemusena.

Planeet sai nimeks Phaeton Vana-Kreeka päikesejumala Heliose poja järgi. Phaetoni hävimisprotsessi simuleerivad arvutused ei kinnitanud seda hüpoteesi kõigis selle variantides, alates planeedi purunemisest Jupiteri ja Marsi gravitatsiooni mõjul ning lõpetades kokkupõrkega teise taevakehaga.

Asteroidide teket ja arengut saab käsitleda ainult Päikesesüsteemi kui terviku tekkeprotsesside komponendina. Praegu viitab üldtunnustatud teooria, et päikesesüsteem tekkis ürgsest gaasi ja tolmu kogunemisest. Klastrist moodustus ketas, mille ebahomogeensus viis Päikesesüsteemi planeetide ja väikeste kehade tekkeni. Seda hüpoteesi toetavad kaasaegsed astronoomilised vaatlused, mis võimaldavad tuvastada noorte tähtede planeedisüsteemide arengut nende varases staadiumis. Seda kinnitab ka arvutimodelleerimine, konstrueerides pilte, mis on märkimisväärselt sarnased fotodega planeedisüsteemidest nende teatud arengufaasides.

Planeetide moodustumise algfaasis tekkisid nn planetesimaalid - planeetide "embrüod", millele seejärel gravitatsiooni mõjul tolm kleepus. Sellise planeedi tekke algfaasi näitena osutavad nad asteroidile Lutetia. See üsna suur, 130-kilomeetrise läbimõõduga asteroid koosneb tahkest osast ja sellele kleepuvast paksust (kuni kilomeetri pikkusest) tolmukihist, aga ka maapinnal laiali paisatud rändrahnedest. Protoplaneetide massi suurenedes suurenes moodustuva taevakeha tõmbejõud ja selle tulemusena kokkusurumisjõud. Aine kuumutati ja sulatati, mis viis protoplaneedi kihistumiseni vastavalt selle materjalide tihedusele ja keha üleminekule sfäärilisele kujule. Enamik teadlasi kaldub hüpoteesile, et Päikesesüsteemi evolutsiooni algfaasis tekkis palju rohkem protoplaneete kui tänapäeval vaadeldavad planeedid ja väikesed taevakehad. Sel ajal rändasid tekkinud gaasihiiglased – Jupiter ja Saturn – süsteemi, Päikesele lähemale. See tõi kaasa olulise häire Päikesesüsteemi tekkivate kehade liikumises ja põhjustas protsessi, mida nimetatakse tugeva pommitamise perioodiks. Peamiselt Jupiteri resonantsmõjude tulemusena paiskusid osa tekkinud taevakehadest süsteemi äärealadele, osa aga Päikesele. See protsess toimus 4,1–3,8 miljardit aastat tagasi. Raske pommitamise hiliseks staadiumiks nimetatud perioodi jäljed jäid Kuule ja Merkuurile paljude põrkekraatrite kujul. Sama juhtus ka Marsi ja Jupiteri vahel tekkivate kehadega: nendevaheliste kokkupõrgete sagedus oli piisavalt kõrge, et takistada nende muutumist suuremateks ja korrapärasema kujuga objektideks, kui praegu näeme. Eeldatakse, et nende hulgas on nii kehade fragmente, mis läbisid teatud evolutsioonifaasid ja seejärel kokkupõrgete käigus lagunesid, kui ka objekte, millel ei olnud aega saada suuremate kehade osadeks ja mis on seega näited iidsetest moodustistest. . Nagu eespool mainitud, on asteroid Lutetia selline näide. Seda kinnitasid kosmoseaparaadi Rosetta asteroidi uuringud, sealhulgas 2010. aasta juulis lähedalt möödalennul tehtud fotograafia.

Seega mängib Jupiter peamise asteroidivöö evolutsioonis olulist rolli. Tänu gravitatsioonilisele mõjule saime praegu vaadeldud pildi asteroidide jaotusest peavööndis. Mis puutub Kuiperi vöösse, siis Jupiteri rollile lisandub Neptuuni mõju, mis viib taevaobjektide paiskumiseni sellesse Päikesesüsteemi kaugesse piirkonda. Oletatakse, et hiidplaneetide mõju ulatub veelgi kaugema Oorti pilveni, mis aga tekkis Päikesele lähemal kui praegu. Hiidplaneetidele lähenemise evolutsiooni varases faasis sooritasid ürgobjektid (planetesimaalid) oma loomulikus liikumises nn gravitatsioonimanöövreid, täites Oorti pilvele omistatud ruumi. Olles Päikesest nii suurel kaugusel, puutuvad nad kokku ka meie galaktika – Linnutee – tähtede mõjuga, mis viib nende kaootilise ülemineku trajektoorile, mis naasevad ümberpäikeseruumi lähipiirkonda. Vaatleme neid planetesimaale pika perioodiga komeetidena. Näitena võib välja tuua 20. sajandi eredaima komeedi - Hale-Boppi komeedi, mis avastati 23. juulil 1995 ja jõudis periheeli 1997. aastal. Selle pöördeperiood ümber Päikese on 2534 aastat ja afeel on 185 AU kaugusel. päikese käest.

Asteroid-komeedi oht

Asteroidi-komeedi ohu taseme illustreerimiseks Maa jaoks mainitakse sageli arvukaid kraatreid Kuu, Merkuuri ja teiste Päikesesüsteemi kehade pinnal. Kuid selline viide pole täiesti õige, kuna valdav enamus neist kraatritest tekkis "raske pommitamise perioodil". Sellegipoolest on Maa pinnal tänapäevaste tehnoloogiate, sealhulgas satelliidipiltide analüüsi abil võimalik tuvastada asteroididega kokkupõrgete jälgi, mis pärinevad palju hilisematest Päikesesüsteemi evolutsiooni perioodidest. Suurim ja vanim teadaolev kraater Vredefort asub Lõuna-Aafrikas. Selle läbimõõt on umbes 250 kilomeetrit, vanuseks hinnatakse kaks miljardit aastat.

Mehhikos Yucatani poolsaare rannikul asuv Chicxulubi kraater tekkis 65 miljonit aastat tagasi asteroidi kokkupõrkest, mis võrdub 100 teratoni (10 12 tonni) trotüüli plahvatusenergiaga. Praegu arvatakse, et dinosauruste väljasuremine oli selle katastroofilise sündmuse tagajärg, mis põhjustas tsunamisid, maavärinaid, vulkaanipurskeid ja kliimamuutusi, kuna atmosfääris tekkis Päikest varjav tolmukiht. Üks noorimaid – Barringeri kraater – asub USA-s Arizona kõrbes. Selle läbimõõt on 1200 meetrit, sügavus 175 meetrit. See tekkis 50 tuhat aastat tagasi umbes 50-meetrise läbimõõduga ja mitmesaja tuhande tonnise massiga raudmeteoriidi löögi tagajärjel.

Kokku on praegu umbes 170 kokkupõrkekraatrit, mis on tekkinud taevakehade langemisel. Enim tähelepanu äratanud sündmus oli Tšeljabinski lähistel, kui 15. veebruaril 2013 tungis selles piirkonnas atmosfääri asteroid, mille suuruseks hinnati ligikaudu 17 meetrit ja massiks 13 000 tonni. See plahvatas õhus 20 kilomeetri kõrgusel, selle suurim, 600 kilogrammi kaaluv osa kukkus Chebarkuli järve.

Selle kukkumine inimohvreid ei toonud, hävingud olid märgatavad, kuid mitte katastroofilised: klaas purunes üsna suurel alal, Tšeljabinski tsingitehase katus varises sisse, klaasikildudest sai viga umbes 1500 inimest. Arvatakse, et katastroof ei juhtunud õnne tõttu: meteoriidi langemise trajektoor oli õrn, vastasel juhul oleksid tagajärjed palju raskemad. Plahvatuse energia võrdub 0,5 megatonni trotüüliga, mis vastab 30 Hiroshimale heidetud pommile. Tšeljabinski asteroidist sai sellise ulatusega kõige põhjalikumalt kirjeldatud sündmus pärast Tunguska meteoriidi plahvatust 17. (30.) juunil 1908. aastal. Kaasaegsete hinnangute kohaselt langevad sellised taevakehad nagu Tšeljabinsk kogu maailmas umbes kord 100 aasta jooksul. Mis puudutab Tunguska sündmust, siis kui 10-15 megatonni trotüüli energiaga 18 kilomeetri kõrgusel plahvatuse tagajärjel põletati ja langetati puid 50-kilomeetrise läbimõõduga alal, juhtub selliseid katastroofe umbes kord aastas. 300 aastat. Siiski on juhtumeid, kus väiksemate kehade kokkupõrge Maaga nimetatutest sagedamini on tekitanud märgatavat kahju. Näiteks võib tuua neljameetrise asteroidi, mis kukkus 12. veebruaril 1947 Vladivostokist kirdes Sikhote-Alinis. Kuigi asteroid oli väike, koosnes see peaaegu täielikult rauast ja osutus suurimaks raudmeteoriidiks, mida kunagi Maa pinnal on täheldatud. 5 kilomeetri kõrgusel see plahvatas ja välk oli heledam kui Päike. Plahvatuse epitsentri (selle projektsioon maapinnale) territoorium oli asustamata, kuid 2-kilomeetrise läbimõõduga alal sai kahjustada mets ja tekkis üle saja kuni 26-meetrise läbimõõduga kraatri. . Kui selline objekt langeks suurele linnale, sureks sadu ja isegi tuhandeid inimesi.

Samas on üsna ilmne, et tõenäosus, et konkreetne inimene asteroidi kukkumise tagajärjel hukkub, on väga väike. See ei välista võimalust, et sadu aastaid võib mööduda ilma oluliste inimohvriteta ja siis toob suure asteroidi kukkumine kaasa miljonite inimeste surma. Tabelis Tabelis 1 on näidatud asteroidi kukkumise tõenäosused, mis on korrelatsioonis muude sündmuste põhjustatud suremusega.

Pole teada, millal toimub järgmine asteroidi kokkupõrge, mis on tagajärgedelt võrreldav või raskem Tšeljabinski sündmusega. See võib langeda 20 aasta või mitme sajandi pärast, kuid see võib langeda homme. Varajase hoiatuse saamine sellisest sündmusest nagu Tšeljabinsk ei ole mitte ainult soovitav – on vaja tõhusalt kõrvale suunata potentsiaalselt ohtlikud objektid, mis on suuremad kui näiteks 50 meetrit. Mis puutub väiksemate asteroidide kokkupõrkesse Maaga, siis neid sündmusi esineb sagedamini, kui me arvame: umbes kord kahe nädala jooksul. Seda illustreerib järgmine NASA koostatud kaart asteroidide kokkupõrgete kohta, mille mõõtmed on meeter või rohkem viimase kahekümne aasta jooksul.

.

Meetodid potentsiaalselt ohtlike maalähedaste objektide kõrvalekaldumiseks

Asteroid Apophise avastamist 2004. aastal peeti siis üsna suureks 2036. aastal Maaga kokkupõrke tõenäosust, mis tõi kaasa huvi olulise kasvu asteroidi-komeedi kaitse probleemi vastu. Alustati tööd ohtlike taevaobjektide tuvastamiseks ja kataloogimiseks ning käivitati uurimisprogrammid nende Maaga kokkupõrgete ärahoidmise probleemi lahendamiseks. Selle tulemusena on leitud asteroidide ja komeetide arv järsult kasvanud, nii et praeguseks on neid avastatud rohkem, kui oli teada enne programmiga töö alustamist. Asteroidide Maaga kokkupõrke trajektooridelt kõrvale tõrjumiseks on välja pakutud ka erinevaid meetodeid, sealhulgas üsna eksootilisi meetodeid. Näiteks ohtlike asteroidide pindade katmine värviga, mis muudab nende peegeldusomadusi, mis toob kaasa asteroidi trajektoori vajaliku kõrvalekalde päikesevalguse rõhu tõttu. Jätkati uuringuid viiside kohta, kuidas muuta ohtlike objektide trajektoore, põrkudes nendega kokku kosmoseaparaadid. Viimased meetodid tunduvad üsna paljulubavad ega nõua selliste tehnoloogiate kasutamist, mis ületavad tänapäevase raketi- ja kosmosetehnoloogia võimalusi. Nende tõhusust piirab aga juhitava kosmoselaeva mass. Venemaa võimsaima kanduri Proton-M puhul ei tohi see ületada 5–6 tonni.

Hinnakem näiteks Apophise kiiruse muutust, mille mass on umbes 40 miljonit tonni: kokkupõrge sellega 5 tonni kaaluva kosmoseaparaadi poolt suhtelise kiirusega 10 km/s annab 1,25 millimeetrit sekundis. Kui löök antakse kaua enne eeldatavat kokkupõrget, on võimalik luua vajalik kõrvalekalle, kuid see "pikk aeg" võtab mitu aastakümmet. Praegu on võimatu asteroidi trajektoori vastuvõetava täpsusega ennustada, eriti kui arvestada, et löögi dünaamika parameetrite tundmine ja seega ka asteroidi kiirusvektori eeldatava muutuse hindamine on ebakindlus. Seega on ohtliku asteroidi Maaga kokkupõrkest kõrvale tõrjumiseks vaja leida võimalus suunata sellele massiivsem mürsk. Sellisena saame välja pakkuda veel ühe asteroidi, mille mass on oluliselt suurem kui kosmoselaeva mass, näiteks 1500 tonni. Kuid sellise asteroidi liikumise kontrollimiseks on idee elluviimiseks vaja liiga palju kütust. Seetõttu tehti asteroidmürsu trajektoori vajalikuks muutmiseks ettepanek kasutada nn gravitatsioonimanöövrit, mis ise ei nõua kütusekulu.

Gravitatsioonimanöövri all peame silmas üsna massiivse keha - Maa, Veenuse, teiste päikesesüsteemi planeetide, aga ka nende satelliitide - möödalendu kosmoseobjektist (meie puhul asteroidmürsust). Manöövri mõte on valida lennutava keha suhtes trajektoori parameetrid (kõrgus, algasend ja kiirusvektor), mis võimaldavad gravitatsioonilise mõju tõttu muuta objekti orbiiti (meie puhul , asteroid) ümber Päikese, nii et see jääb kokkupõrke trajektoorile. Teisisõnu, selle asemel, et anda rakettmootori abil juhitavale objektile kiirusimpulssi, saame selle impulsi planeedi gravitatsiooni või, nagu seda nimetatakse, tropiefekti tõttu. Pealegi võib impulsi suurus olla märkimisväärne - 5 km/s või rohkem. Selle loomiseks tavalise rakettmootoriga on vaja kulutada kütust, mis on seadme massist 3,5 korda suurem. Ja gravitatsioonimanöövri meetodi jaoks on kütust vaja ainult sõiduki viimiseks arvutatud manöövri trajektoorile, mis vähendab selle tarbimist kahe suurusjärgu võrra. Tuleb märkida, et see kosmoselaevade orbiitide muutmise meetod ei ole uus: selle pakkus eelmise sajandi kolmekümnendate alguses välja Nõukogude raketitehnika pioneer F.A. Zander. Praegu kasutatakse seda tehnikat kosmoselendude praktikas laialdaselt. Piisab, kui veel kord mainida näiteks Euroopa kosmoseaparaati Rosetta: missiooni elluviimisel sooritas see kümne aasta jooksul kolm gravitatsioonimanöövrit Maa ja ühe Marsi lähedal. Võib meenutada Nõukogude kosmoselaevu Vega-1 ja Vega-2, mis lendasid esimest korda ümber Halley komeedi – teel sinna sooritasid nad Veenuse gravitatsioonivälja kasutades gravitatsioonimanöövreid. 2015. aastal Pluutoni jõudmiseks kasutas NASA kosmoseaparaat New Horizons Jupiteri väljal manöövrit. Gravitatsiooniabi kasutavate missioonide loetelu pole nende näidetega kaugeltki ammendatud.

Venemaa Teaduste Akadeemia Kosmoseuuringute Instituudi töötajad pakkusid rahvusvahelisel konverentsil välja gravitatsioonimanöövri kasutamine suhteliselt väikeste Maa-lähedaste asteroidide suunamiseks ohtlike taevaobjektide poole, et neid Maaga kokkupõrke trajektoorist kõrvale kalduda. asteroidiohu probleem, mis korraldati Maltal 2009. aastal. Ja järgmisel aastal ilmus ajakirjaväljaanne, mis kirjeldas seda kontseptsiooni ja selle põhjendust.

Kontseptsiooni teostatavuse kinnitamiseks valiti ohtliku taevaobjekti näiteks asteroid Apophis.

Esialgu nõustusid nad tingimusega, et asteroidi oht tehti kindlaks umbes kümme aastat enne selle eeldatavat kokkupõrget Maaga. Sellest lähtuvalt koostati stsenaarium, kuidas asteroid kaldub seda läbivalt trajektoorilt kõrvale. Esiteks valiti teadaolevate Maa-lähedaste asteroidide nimekirjast välja üks, mis viiakse Maa lähedusse gravitatsioonimanöövri sooritamiseks sobivale orbiidile, tagades asteroidi tabamise Apophisega hiljemalt 2035. Valikukriteeriumiks võtsime kiirusimpulsi suuruse, mis tuleb asteroidile edastada, et see sellisele trajektoorile üle kanda. Maksimaalseks lubatud impulsiks loeti 20 m/s. Järgmisena viidi läbi võimalike operatsioonide arvuline analüüs asteroidi suunamiseks Apophisele vastavalt järgmisele lennustsenaariumile.

Pärast seda, kui kanderaketi Proton-M peaüksus on Briz-M ülemise astme abil madalale Maa orbiidile viidud, viiakse kosmoseaparaat lennutrajektoorile mürsu asteroidile koos järgneva maandumisega selle pinnale. Seade on kinnitatud pinnale ja liigub koos asteroidiga punktini, kus see mootori sisse lülitab, andes asteroidile impulsi, mis kannab selle gravitatsioonimanöövri arvutatud trajektoorile – tiirleb ümber Maa. Liikumise käigus tehakse nii sihtasteroidi kui ka mürsu asteroidi liikumisparameetrite määramiseks vajalikud mõõtmised. Mõõtmistulemuste põhjal arvutatakse välja mürsu trajektoor ja tehakse selle korrektsioon. Seadme tõukejõusüsteemi abil antakse asteroidile kiirusimpulsse, mis parandavad vead sihtmärgi poole liikumise trajektoori parameetrites. Samad toimingud tehakse ka sõiduki lennutrajektooril mürsu asteroidile. Stsenaariumi väljatöötamise ja optimeerimise põhiparameeter on kiirusimpulss, mis tuleb mürsu asteroidile edastada. Sellele rollile kandideerijatele määratakse impulsssõnumi, asteroidi Maale saabumise ja ohtliku objektiga kokkupõrke kuupäevad. Need parameetrid valitakse nii, et mürsu asteroidile antava impulsi suurus on minimaalne. Uurimisprotsessi käigus analüüsiti kandidaatidena tervet nimekirja asteroididest, mille orbiidi parameetrid on hetkel teada – neist umbes 11 000.

Arvutuste tulemusena leiti viis asteroidi, mille omadused, sealhulgas suurused, on toodud tabelis. 2. Seda tabasid asteroidid, mille mõõtmed ületavad oluliselt suurimale lubatud massile vastavaid väärtusi: 1500–2000 tonni. Sellega seoses tuleb teha kaks märkust. Esiteks: analüüsis kasutati kaugeltki mitte täielikku Maa-lähedaste asteroidide nimekirja (11 000), samas kui tänapäevaste hinnangute kohaselt on neid vähemalt 100 000. Teiseks: reaalne võimalus kasutada mürsuna mitte tervet asteroidi, vaid Näiteks selle pinnal paiknevad rändrahnud, mille mass jääb ettenähtud piiridesse (võib meenutada Itokawa asteroidi). Pange tähele, et just seda lähenemist hinnatakse realistlikuks Ameerika projektis väikese asteroidi Kuu orbiidile toimetamiseks. Laualt 2 on näha, et kui mürsuna kasutatakse asteroidi 2006 XV4, on vaja väikseimat kiirusimpulssi - ainult 2,38 m/s. Tõsi, see ise on liiga suur ja ületab hinnangulise 1500 tonni piiri. Kuid kui kasutate selle fragmenti või rahnu sellise massiga pinnal (kui see on olemas), loob näidatud impulss tavalise rakettmootori, mille gaasi väljalaskekiirus on 3200 m / s, kulutades 1,2 tonni kütust. Nagu arvutused on näidanud, võib selle asteroidi pinnale maanduda seade kogumassiga üle 4,5 tonni, mistõttu kütuse kohaletoimetamine probleeme ei tekita. Ja elektrilise rakettmootori kasutamine vähendab kütusekulu (täpsemalt töövedeliku) 110 kilogrammini.

Siiski tuleb arvestada, et tabelis toodud andmed vajalike kiirusimpulsside kohta viitavad ideaaljuhule, kui vajalik kiirusvektori muutus on teostatud absoluutselt täpselt. Tegelikult see nii ei ole ja nagu juba märgitud, on orbiidi korrigeerimiseks vaja töövedelikku. Seni saavutatud täpsuste juures võib parandus nõuda kokku kuni 30 m/s, mis ületab kiiruse muutuse nimiväärtusi, et lahendada ohtliku objekti pealtkuulamise probleem.

Meie puhul, kui kontrollitava objekti mass on kolm suurusjärku suurem, on vaja teistsugust lahendust. See on olemas - see on elektrilise rakettmootori kasutamine, mis võimaldab sama korrigeeriva impulsi korral töövedeliku tarbimist kümme korda vähendada. Lisaks soovitatakse suunamise täpsuse suurendamiseks kasutada navigatsioonisüsteemi, mis sisaldab transiiveriga varustatud väikest seadet, mis asetatakse eelnevalt ohtliku asteroidi pinnale, ja kahte põhiseadmega kaasas olevat alamsatelliiti. Transiivereid kasutatakse seadmete vahelise kauguse ja nende suhteliste kiiruste mõõtmiseks. Selline süsteem võimaldab tagada asteroidi mürsu tabamise sihtmärgi kõrvalekaldega 50 meetri piires, eeldusel et sihtmärgile lähenemise viimases faasis kasutatakse väikest keemiamootorit, mille tõukejõud on mitukümmend kilogrammi, mis toodab kiirusimpulss 2 m/s piires.

Küsimuste hulgas, mis tekivad, kui arutatakse väikeste asteroidide kasutamise kontseptsiooni teostatavust ohtlike objektide kõrvalekaldumiseks, on kõige olulisem küsimus Maaga kokkupõrke oht, kui asteroid on üle kantud selle ümber toimuva gravitatsioonimanöövri trajektoorile. Tabelis 2 näitab asteroidide kaugusi Maa keskpunktist perigees gravitatsioonimanöövri sooritamisel. Nelja puhul ületavad need 15 000 kilomeetrit ja asteroidi 1994 GV on 7427,54 kilomeetrit (Maa keskmine raadius on 6371 kilomeetrit). Vahemaad tunduvad turvalised, kuid siiski on võimatu garanteerida riski puudumist, kui asteroidi suurus on selline, et see võib jõuda Maa pinnale ilma atmosfääris ära põlemata. Maksimaalseks lubatud suuruseks peetakse läbimõõtu 8–10 meetrit, eeldusel, et asteroid ei ole raud. Radikaalne viis probleemi lahendamiseks on kasutada manööverdamiseks Marsi või Veenust.

Asteroidide püüdmine uurimistööks

Asteroidi ümbersuunamismissiooni (ARM) projekti põhiidee on viia asteroid teisele orbiidile, mis on mugavam uuringute läbiviimiseks inimeste otsese osalusega. Sellisena pakuti välja Kuu lähedane orbiit. Teise võimalusena asteroidi orbiidi muutmiseks kaalus IKI RAS meetodeid asteroidide liikumise juhtimiseks Maa lähedal asuvate gravitatsioonimanöövrite abil, mis on sarnased väikeste asteroidide suunamiseks ohtlike Maa-lähedaste objektide poole.

Selliste manöövrite eesmärk on viia asteroidid orbiitidele, mis on resonantsed Maa orbiidi liikumisega, eelkõige asteroidi ja Maa perioodide suhtega 1:1. Maalähedaste asteroidide hulgas on kolmteist, mida saab resonantsorbiitidele üle kanda määratud vahekorras ja perigee raadiuse alumisel lubatud piiril - 6700 kilomeetrit. Selleks piisab, kui mõni neist annab kiirusimpulsi, mis ei ületa 20 m/s. Nende nimekiri on esitatud tabelis. 3, mis näitab kiirusimpulsside suurust, mis viivad asteroidi Maa lähedal gravitatsioonimanöövri trajektoorile, mille tulemusena muutub selle orbiidi periood Maa omaga võrdseks ehk ühe aastaga. Seal on toodud ka manöövriga saavutatav asteroidi maksimaalne ja minimaalne kiirus heliotsentrilises liikumises. Huvitav on märkida, et maksimaalsed kiirused võivad olla väga suured, võimaldades manöövril visata asteroid Päikesest üsna kaugele. Näiteks asteroid 2012 VE77 saab saata orbiidile afeeliga Saturni orbiidi kaugusel ja ülejäänud - Marsi orbiidist kaugemale.

Resonantsasteroidide eeliseks on see, et nad pöörduvad igal aastal tagasi Maa lähedusse. See võimaldab vähemalt igal aastal saata kosmoseaparaat asteroidile maanduma ja Maale pinnaseproove toimetada ning laskumissõiduki Maale tagastamiseks pole peaaegu üldse vaja kütust. Sellega seoses on resonantsorbiidil oleval asteroidil eelised Kuuga sarnasel orbiidil oleva asteroidi ees, nagu plaaniti Kecki projektis, kuna selle tagasipöördumiseks on vaja märgatavat kütusekulu. Mehitamata missioonide puhul võib see olla määrav, kuid mehitatud lendude puhul, kui on vaja tagada seadme võimalikult kiire tagasipöördumine hädaolukorras (nädala jooksul või isegi vähem) Maale, võib eelis olla ettevõtja poolel. ARM projekt.

Teisest küljest võimaldab iga-aastane resonantsasteroidide naasmine Maale perioodiliselt läbi viia gravitatsioonimanöövreid, muutes iga kord nende orbiiti, et optimeerida uurimistingimusi. Samal ajal peab orbiit jääma resonantsiks, mida on lihtne saavutada mitmekordset gravitatsioonimanöövrit sooritades. Seda lähenemist kasutades on võimalik viia asteroid Maaga identsele orbiidile, kuid selle tasapinna suhtes veidi kaldu (ekliptika poole). Siis läheneb asteroid Maale kaks korda aastas. Gravitatsioonimanöövrite jadast tulenevate orbiitide perekonda kuulub orbiit, mille tasapind asub ekliptikas, kuid on väga suure ekstsentrilisusega ja jõuab sarnaselt asteroidiga 2012 VE77 Marsi orbiidile.

Kui arendada edasi planeetide ümber tehtavate gravitatsioonimanöövrite tehnoloogiat, sealhulgas resonantsorbiitide ehitamist, siis tekib mõte kasutada Kuud. Fakt on see, et puhtal kujul planeedi lähedal toimuv gravitatsioonimanööver ei võimalda objekti püüda satelliidi orbiidile, kuna kui see lendab ümber planeedi, siis selle suhtelise liikumise energia ei muutu. Kui see tiirleb samal ajal planeedi (Kuu) loodusliku satelliidi ümber, saab selle energiat vähendada. Probleem on selles, et vähenemine peab olema piisav satelliidi orbiidile üleminekuks ehk algkiirus planeedi suhtes peab olema väike. Kui seda nõuet ei täideta, lahkub objekt Maa lähedusest igaveseks. Aga kui valida kombineeritud manöövri geomeetria nii, et selle tulemusena jääb asteroid resonantsorbiidile, siis võib manöövrit korrata aasta pärast. Seega on Maa lähedal gravitatsioonimanöövreid kasutades võimalik püüda asteroid Maa satelliidi orbiidile, säilitades samal ajal Kuu resonantsi ja koordineeritud möödalendu.

On ilmne, et üksikud näited, mis kinnitavad asteroidide liikumise juhtimise kontseptsiooni rakendamise võimalust gravitatsioonimanöövrite abil, ei garanteeri asteroidi-komeedi ohu probleemile lahendust ühegi Maaga kokkupõrget ähvardava taevaobjekti puhul. Võib juhtuda, et konkreetsel juhul pole sobivat asteroidi, mida saaks sihtida. Kuid nagu näitavad viimased arvutustulemused, mis on tehtud kõige “hiljuti” kataloogitud asteroide arvesse võttes, asteroidi planeedi lähedusse viimiseks vajaliku maksimaalse lubatud kiirusimpulsi juures, mis on võrdne 40 m/s Sobivad asteroidid on Veenuse, Maa ja Marsi jaoks vastavalt 29, 193 ja 72. Need on kantud taevakehade nimekirja, mille liikumist saab juhtida kaasaegse raketi- ja kosmosetehnoloogia abil. Nimekiri täieneb kiiresti, keskmiselt avastatakse kaks kuni viis asteroidi päevas. Nii avastati ajavahemikul 1. novembrist 21. novembrini 2014 58 Maa-lähedast asteroidi. Seni ei saanud me looduslike taevakehade liikumist mõjutada, kuid tsivilisatsiooni arengus on tulemas uus faas, kui see võimalikuks saab.

Artikli sõnastik

Bode seadus(Titius-Bode reegel, mille kehtestas 1766. aastal saksa matemaatik Johann Titius ja sõnastas ümber 1772. aastal saksa astronoom Johann Bode) kirjeldab Päikesesüsteemi planeetide orbiitide ja Päikese vahelisi kaugusi, samuti planeetide ja Päikese vahel. oma looduslike satelliitide orbiidid. Üks selle matemaatilistest formuleeringutest: R i = (D i + 4)/10, kus D i = 0, 3, 6, 12 ... n, 2n ja R i on planeedi orbiidi keskmine raadius astronoomilistes ühikutes (a. e.).

See empiiriline seadus kehtib enamiku planeetide kohta 3% täpsusega, kuid tundub, et sellel pole füüsilist tähendust. Siiski on oletus, et Päikesesüsteemi tekkefaasis tekkis gravitatsioonihäirete tagajärjel korrapärane piirkondade ringstruktuur, milles protoplaneetide orbiidid osutusid stabiilseks. Hilisemad päikesesüsteemi uuringud näitasid, et Bode'i seadus üldiselt ei täitu alati: näiteks Neptuuni ja Pluuto orbiidid on Päikesele palju lähemal, kui ta ennustab (vt tabelit).

(L-punktid ehk libreerimispunktid alates lat. Libratsioon- kiikumine) - punktid kahe massiivse keha süsteemis, näiteks Päike ja planeet või planeet ja selle looduslik satelliit. Oluliselt väiksema massiga keha – asteroid või kosmoselabor – jääb ükskõik millisesse Lagrange’i punkti, sooritades väikese amplituudiga võnkumisi, eeldusel, et sellele mõjuvad ainult gravitatsioonijõud.

Lagrange'i punktid asuvad mõlema keha orbitaaltasandil ja on tähistatud indeksitega 1 kuni 5. Kolm esimest – kollineaarsed – asuvad massiivsete kehade keskpunkte ühendaval sirgel. Punkt L 1 asub massiivsete kehade vahel, L 2 - vähemmassiivsete, L 3 - massiivsemate kehade vahel. Asteroidi asukoht nendes punktides on kõige ebastabiilsem. Punktid L 4 ja L 5 - kolmnurksed ehk troojalased - asuvad orbiidil mõlemal pool suure massiga kehasid ühendavat joont, 60 ° nurga all neid ühendavast joonest (näiteks Päike ja Maa).

Maa-Kuu süsteemi punkt L 1 on mugav koht mehitatud orbitaaljaama paigutamiseks, mis võimaldab astronautidel minimaalse kütusekuluga Kuule jõuda, või vaatluskeskus Päikese vaatlemiseks, mida Maa ei varja kunagi. või Kuu.

Päikese-Maa süsteemi punkt L 2 on mugav kosmoseobservatooriumide ja teleskoopide ehitamiseks. Objekt säilitab selles punktis oma orientatsiooni Maa ja Päikese suhtes määramata ajaks. Selles asuvad juba Ameerika laborid Planck, Herschel, WMAP, Gaia jne.

Punkti L 3, teisele poole Päikest, on ulmekirjanikud korduvalt paigutanud kindla planeedi - Vastu-Maa, mis saabus kas kaugelt või loodi Maaga samaaegselt. Kaasaegsed vaatlused pole seda leidnud.

Ekstsentrilisus(joonis 1) - teist järku kõvera (ellipsi, parabooli ja hüperbooli) kuju iseloomustav arv. Matemaatiliselt on see võrdne kõvera mis tahes punkti ja selle fookuse kauguse suhtega sellest punktist sirgjooneni, mida nimetatakse otsejooneks. Ellipsidel – asteroidide ja enamiku teiste taevakehade orbiidil – on kaks suunda. Nende võrrandid on järgmised: x = ±(a/e), kus a on ellipsi poolsuurtelg; e - ekstsentrilisus - väärtus, mis on konstantne mis tahes antud kõvera korral. Ellipsi ekstsentrilisus on väiksem kui 1 (parabooli puhul e = 1, hüperbooli puhul e > 1); kui e > 0, läheneb ellipsi kuju ringile; kui e > 1, siis ellipsi pikeneb ja kokkusurutakse järjest rohkem, taandades lõpuks segmendiks – oma põhiteljeks 2a. Teine, lihtsam ja visuaalsem ellipsi ekstsentrilisuse määratlus on selle maksimaalse ja minimaalse kauguse ja fookuse vahe suhe nende summasse, see tähendab ellipsi peatelje pikkusesse. Ümberringi päikeseorbiitide puhul on see taevakeha ja Päikesest afeeli ja periheeli kauguse ja nende summa (orbiidi peatelje) vahe.

päikeseline tuul- Päikese kroonilt pidev plasmavool, st laetud osakesed (prootonid, elektronid, heeliumi tuumad, hapnikuioonid, räni, raud, väävel) Päikesest radiaalsetes suundades. See võtab enda alla sfäärilise ruumala, mille raadius on vähemalt 100 AU. See tähendab, et ruumala piiri määrab päikesetuule dünaamilise rõhu ja tähtedevahelise gaasi rõhu, galaktika magnetvälja ja galaktikate kosmiliste kiirte võrdsus.

Ekliptika(kreeka keelest ekleipsis- varjutus) on taevasfääri suur ring, mida mööda toimub Päikese nähtav iga-aastane liikumine. Tegelikult, kuna Maa liigub ümber Päikese, on ekliptika taevasfääri läbilõige Maa orbiidi tasandi järgi. Ekliptika joon läbib 12 sodiaagi tähtkuju. Selle kreekakeelne nimi tuleneb sellest, mis on tuntud juba iidsetest aegadest: päikese- ja kuuvarjutused toimuvad siis, kui Kuu on oma orbiidi ja ekliptika ristumispunkti lähedal.

Kõrge eraldusvõimega tehtud asteroidide liitpilt (mõõtkavas). 2011. aasta seisuga olid need suurimast väiksemani: (4) Vesta, (21) Lutetia, (253) Matilda, (243) Ida ja tema kaaslane Dactyl, (433) Eros, (951) Gaspra, (2867) Steins , (25143) Itokawa

Asteroid (sünonüüm, mis oli levinud kuni 2006. väikeplaneet) on suhteliselt väike taevakeha, mis liigub ümber orbiidil. Asteroidid on massi ja suurusega oluliselt väiksemad, ebakorrapärase kujuga ja neil ei ole, kuigi neil võib ka olla.

Definitsioonid

Asteroidi (4) Vesta, kääbusplaneedi Cerese ja Kuu võrdlevad suurused. Eraldusvõime 20 km piksli kohta

Termini asteroid (vanakreeka keelest ἀστεροειδής - "nagu täht", ἀστήρ - "täht" ja εἶδος - "välimus, välimus, kvaliteet") võttis kasutusele helilooja Charles Burney ja need objektid tutvustas William Herl. vaadeldakse punktidena – erinevalt planeetidest, mis läbi teleskoobi vaadeldes näevad välja nagu kettad. Mõiste "asteroid" täpne määratlus pole siiani kindlaks tehtud. Kuni 2006. aastani nimetati asteroide ka väikeplaneetideks.

Peamine parameeter, mille järgi klassifitseerimine toimub, on keha suurus. Asteroidideks loetakse kehasid, mille läbimõõt on üle 30 m, väiksemaid kehasid nimetatakse .

2006. aastal klassifitseeris Rahvusvaheline Astronoomialiit enamiku asteroide kategooriasse.

Asteroidid päikesesüsteemis

Peamine asteroidide vöö (valge) ja Jupiteri Trooja asteroidid (roheline)

Praegu on päikesesüsteemist avastatud sadu tuhandeid asteroide. 2015. aasta 11. jaanuari seisuga oli andmebaasis 670 474 objekti, millest 422 636 oli täpselt määratud orbiidi ja ametliku numbriga, neist enam kui 19 000 ametlikult kinnitatud nimega. Hinnanguliselt võib Päikesesüsteemis olla 1,1–1,9 miljonit objekti, mis on suuremad kui 1 km. Enamik praegu teadaolevaid asteroide on koondunud orbiitide ja orbiitide vahele.

Seda peeti Päikesesüsteemi suurimaks asteroidiks, mille mõõtmed olid ligikaudu 975 × 909 km, kuid alates 24. augustist 2006 sai see staatuse. Ülejäänud kaks suurimat asteroidi on (2) Pallas ja nende läbimõõt on ~500 km. (4) Vesta on ainus objekt asteroidivöös, mida saab palja silmaga jälgida. Teistel orbiitidel liikuvaid asteroide võib jälgida ka lähikäikudel (näiteks (99942) Apophis).

Kõigi peamiste vööasteroidide kogumass on hinnanguliselt 3,0-3,6 10 21 kg, mis moodustab vaid umbes 4% massist. Cerese mass on 9,5 10 20 kg ehk umbes 32% koguarvust ja koos kolme suurima asteroidiga (4) Vesta (9%), (2) Pallas (7%), (10) Hygeia ( 3% ) - 51%, see tähendab, et enamikul asteroididel on astronoomiliste standardite järgi ebaoluline mass.

Asteroidide uurimine

Asteroidide uurimine algas pärast planeedi avastamist 1781. aastal William Herscheli poolt. Selle keskmine heliotsentriline kaugus osutus vastavaks Titius-Bode reeglile.

18. sajandi lõpus organiseeris Franz Xaver 24 astronoomist koosneva rühma. Alates 1789. aastast on see grupp otsinud planeeti, mis Titius-Bode reegli järgi peaks asuma Päikesest umbes 2,8 astronoomilise ühiku kaugusel – Marsi ja Jupiteri orbiitide vahel. Ülesandeks oli kirjeldada kõikide tähtede koordinaate sodiaagitähtkujude piirkonnas teatud hetkel. Järgnevatel öödel kontrolliti koordinaate ja tuvastati objektid, mis olid liikunud kaugemale. Soovitud planeedi hinnanguline nihe oleks pidanud olema umbes 30 kaaresekundit tunnis, mida oleks pidanud olema lihtne märgata.

Irooniline, et esimese asteroidi Cerese avastas juhuslikult itaallane Piazzi, kes selles projektis ei osalenud, 1801. aastal, sajandi esimesel ööl. Veel kolm – (2) Pallas, (3) Juno ja (4) Vesta – avastati järgmise paari aasta jooksul – viimane, Vesta, 1807. aastal. Pärast veel 8 aastat kestnud viljatuid otsinguid otsustas enamik astronoome, et seal pole enam midagi, ja lõpetasid uurimistöö.

Karl Ludwig Henke jäi aga peale ja 1830. aastal jätkas ta uute asteroidide otsimist. Viisteist aastat hiljem avastas ta Astraea, esimese uue asteroidi 38 aasta jooksul. Ta avastas ka Hebe vähem kui kaks aastat hiljem. Pärast seda liitusid otsingutega teised astronoomid ja seejärel avastati aastas vähemalt üks uus asteroid (välja arvatud 1945. aastal).

Max Wolf kasutas 1891. aastal asteroidide otsimisel esimesena astrofotograafia meetodit, mille puhul asteroidid jätsid pika säritusajaga fotodele lühikesed valgusjooned. See meetod kiirendas oluliselt uute asteroidide avastamist võrreldes varem kasutatud visuaalsete vaatlusmeetoditega: Max Wolf avastas üksi 248 asteroidi, alustades (323) Brusiusest, samas kui enne teda oli avastatud veidi rohkem kui 300. Nüüd, sajand hiljem , 385 tuhandel asteroidil on ametlik number ja 18 tuhat neist on ka nimi.

2010. aastal teatasid kaks sõltumatut astronoomide meeskonda USAst, Hispaaniast ja Brasiiliast, et avastasid samaaegselt veejää ühe suurima peamise vööasteroidi Themise pinnalt. See avastus annab ülevaate vee päritolust Maal. Oma eksisteerimise alguses oli Maa liiga kuum, et hoida piisavalt vett. See aine pidi saabuma hiljem. Eeldati, et komeedid võisid Maale vett tuua, kuid maismaavee ja komeetide vee isotoopkoostis ei ühti. Seetõttu võib oletada, et vesi toodi Maale selle kokkupõrkel asteroididega. Teadlased avastasid Themisel ka keerulisi süsivesinikke, sealhulgas molekule, mis on elu eelkäijad.

Asteroidi nimetamine

Algul anti asteroididele Rooma ja Kreeka mütoloogia kangelaste nimed, hiljem said avastajad õiguse kutsuda neid kuidas iganes tahavad – näiteks oma nime järgi. Algul anti asteroididele valdavalt naisenimesid, mehenime said vaid ebatavalise orbiidiga asteroidid (näiteks Päikesele lähemale lähenev Ikarus). Hiljem seda reeglit enam ei järgitud.

Mitte ükski asteroid ei saa nime, vaid ainult see, mille orbiit on enam-vähem usaldusväärselt arvutatud. On olnud juhtumeid, kui asteroid sai nime aastakümneid pärast selle avastamist. Kuni orbiidi arvutamiseni antakse asteroidile ajutine tähis, mis kajastab selle avastamise kuupäeva, näiteks 1950 DA. Numbrid tähistavad aastat, esimene täht on poolkuu number aastal, mil asteroid avastati (toodud näites on see veebruari teine ​​pool). Teine täht tähistab määratud poolkuu asteroidi seerianumbrit; meie näites avastati asteroid esimesena. Kuna poolkuusid on 24 ja ingliskeelseid tähti 26, siis tähistuses kahte tähte ei kasutata: I (ühiksuse sarnasuse tõttu) ja Z. Kui poolkuu ajal avastatud asteroidide arv ületab 24, naasevad nad uuesti algusesse. tähestikust, määrates teisele täheindeksiks 2, järgmisel korral tagastab see - 3 jne.

Pärast nime saamist koosneb asteroidi ametlik nimetamine numbrist (seerianumbrist) ja nimest - (1) Ceres, (8) Flora jne.

Asteroidi kuju ja suuruse määramine

Asteroid (951) Gaspra. Üks esimesi kosmoseaparaadilt saadud pilte asteroidist. Edastas Galileo kosmosesond Gasprast möödalennul 1991. aastal (täiustatud värvid)

Esimesed katsed asteroidide läbimõõtu mõõta nähtavate ketaste vahetu mõõtmise meetodil filamentmikromeetriga tegid William Herschel 1802. aastal ja Johann Schröter 1805. aastal. Pärast neid, 19. sajandil, mõõtsid teised astronoomid sarnasel viisil heledamaid asteroide. Selle meetodi peamiseks puuduseks olid tulemuste olulised lahknevused (näiteks eri teadlaste poolt saadud Cerese miinimum- ja maksimumsuurused erinesid kümme korda).

Kaasaegsed meetodid asteroidide suuruse määramiseks hõlmavad polarimeetria, radari, täppide interferomeetria, transiidi ja termilise radiomeetria meetodeid.

Üks lihtsamaid ja kvaliteetsemaid on transiidimeetod. Kuna asteroid liigub Maa suhtes, möödub see mõnikord kauge tähe taustal, seda nähtust nimetatakse asteroidi okultatsiooniks. Mõõtes antud tähe heleduse vähenemise kestust ja teades kaugust asteroidini, saab üsna täpselt määrata selle suuruse. See meetod võimaldab üsna täpselt määrata suurte asteroidide, nagu Pallase, suurust.

Polarimeetria meetod hõlmab suuruse määramist asteroidi heleduse põhjal. Mida suurem on asteroid, seda rohkem päikesevalgust see peegeldab. Asteroidi heledus sõltub aga tugevalt asteroidi pinna albeedost, mille omakorda määrab selle koostisse kuuluvate kivimite koostis. Näiteks asteroid Vesta peegeldab oma pinna kõrge albeedo tõttu 4 korda rohkem valgust kui Ceres ja on taevas kõige nähtavam asteroid, mida võib mõnikord ka palja silmaga jälgida.

Kuid ka albeedot ennast saab üsna lihtsalt määrata. Fakt on see, et mida väiksem on asteroidi heledus, see tähendab, et mida vähem see peegeldab päikesekiirgust nähtavas piirkonnas, seda rohkem see neelab seda ja kuumutamisel kiirgab seda infrapunapiirkonnas soojuse kujul.

Polarimeetria meetodit saab kasutada ka asteroidi kuju määramiseks, registreerides selle heleduse muutusi pöörlemise ajal, ja määrata selle pöörlemise perioodi, samuti tuvastada suuri struktuure pinnal. Lisaks kasutatakse infrapunateleskoopidest saadud tulemusi mõõtmete määramiseks termilise radiomeetria abil.

Asteroidide klassifikatsioon

Asteroidide üldine klassifikatsioon põhineb nende orbiitide omadustel ja nende pinnalt peegelduva päikesevalguse nähtava spektri kirjeldusel.

Orbiidirühmad ja perekonnad

Asteroidid on rühmitatud rühmadesse ja perekondadesse nende orbiitide omaduste alusel. Tavaliselt on rühm nimetatud esimese asteroidi järgi, mis antud orbiidil avastati. Rühmad on suhteliselt lahtised moodustised, samas kui perekonnad on tihedamad, tekkisid minevikus suurte asteroidide hävitamisel kokkupõrgetest teiste objektidega.

Spektriklassid

1975. aastal töötasid Clark R. Chapman, David Morrison ja Ben Zellner välja süsteemi asteroidide klassifitseerimiseks värvi, albeedo ja peegeldunud päikesevalguse spektri omaduste põhjal. Algselt määratles see klassifikatsioon ainult kolme tüüpi asteroide:

C-klass – süsinik, 75% teadaolevatest asteroididest.
Klass S - silikaat, 17% teadaolevatest asteroididest.
M klass - metall, enamik teisi.

Seda loendit laiendati hiljem ja tüüpide arv kasvab, kuna rohkem asteroide uuritakse üksikasjalikult:

A-klass - iseloomustab üsna kõrge albedo (vahemikus 0,17–0,35) ja punakas värvus spektri nähtavas osas.
B-klass - üldiselt kuuluvad nad C-klassi asteroidide hulka, kuid nad peaaegu ei neela alla 0,5 mikroni laineid ja nende spekter on kergelt sinakas. Albedo on üldiselt kõrgem kui teistel süsinikasteroididel.
D-klass – seda iseloomustab väga madal albeedo (0,02–0,05) ja ühtlane punakas spekter ilma selgete neeldumisjoonteta.
E klass – nende asteroidide pind sisaldab mineraali nagu enstatiit ja võib sarnaneda akondriitidega.
F-klass - üldiselt sarnane B-klassi asteroididega, kuid ilma vee jälgedeta.
Klass G – iseloomustab madal albeedo ja peaaegu tasane (ja värvitu) peegeldusspekter nähtavas piirkonnas, mis näitab tugevat ultraviolettkiirguse neeldumist.
Klass P – nagu D-klassi asteroide, iseloomustab neid üsna madal albeedo (0,02–0,07) ja sujuv punakas spekter ilma selgete neeldumisjoonteta.
Klass Q – lainepikkusel 1 mikron sisaldab nende asteroidide spekter heledaid ja laiu oliviini ja pürokseeni jooni ning lisaks metalli olemasolule viitavaid tunnuseid.
Klass R – iseloomustab suhteliselt kõrge albeedo ja punakas peegeldusspekter pikkusega 0,7 µm.
Klass T - iseloomustab madal albedo ja punakas spekter (mõõduka neeldumisega lainepikkusel 0,85 μm), mis on sarnane P- ja D-klassi asteroidide spektriga, kuid hõivab kalde vahepealse positsiooni.
V klass - selle klassi asteroidid on mõõdukalt eredad ja üsna lähedased üldisemale S-klassile, mis koosnevad samuti peamiselt kivimitest, silikaatidest ja rauast (kondriitidest), kuid eristuvad suurema pürokseenisisalduse poolest.
Klass J on asteroidide klass, mis arvatavasti tekkisid Vesta sisemusest. Nende spektrid on lähedased V klassi asteroidide omadele, kuid neid eristavad eriti tugevad neeldumisjooned lainepikkusel 1 μm.

Tuleb meeles pidada, et teadaolevate teatud tüüpi asteroidide arv ei pruugi vastata tegelikkusele. Mõnda tüüpi on üsna raske kindlaks teha ja antud asteroidi tüüp võib hoolikama uurimisega muutuda.

Spektraalse klassifikatsiooni probleemid

Algselt põhines spektraalne klassifikatsioon kolme tüüpi asteroide moodustavatel materjalidel:

C-klass - süsinik (karbonaadid).
Klass S - räni (silikaadid).
M klass - metall.

Siiski on kahtlusi, et selline klassifikatsioon määrab üheselt asteroidi koostise. Kuigi asteroidide erinevad spektriklassid näitavad nende erinevat koostist, puuduvad tõendid selle kohta, et sama spektriklassi asteroidid koosneksid samadest materjalidest. Selle tulemusena ei aktsepteerinud teadlased uut süsteemi ja spektraalse klassifikatsiooni rakendamine peatus.

Suuruse jaotus

Asteroidide arv väheneb märgatavalt, kui nende suurus suureneb. Kuigi see järgib üldiselt võimsusseadust, on 5 km ja 100 km kõrgustel tipud, kus asteroide on rohkem, kui logaritmilise jaotuse järgi eeldaks.

Asteroidi moodustumine

2015. aasta juulis teatati, et Victor Blanco teleskoobi DECam kaamera avastas Neptuuni 11. ja 12. troojalased, 2014 QO441 ja 2014 QP441. See suurendas troojalaste arvu Neptuuni L4 punktis 9-ni. Selle uuringu käigus avastati ka 20 muud objekti, mis on määratud Minor Planet Centeriks, sealhulgas 2013 RF98, millel on üks pikimaid tiirlemisperioode.

Selle rühma objektidele on antud iidse mütoloogia kentauride nimed.

Esimene avastatud kentaur oli Chiron (1977). Periheelile lähenedes ilmneb sellel komeetidele iseloomulik kooma, mistõttu Chiron liigitatakse nii komeediks (95P/Chiron) kui ka asteroidiks (2060 Chiron), kuigi see on tavalisest komeedist oluliselt suurem.



Asteroidid on suhteliselt väikesed taevakehad, mis liiguvad orbiidil ümber Päikese. Need on oma suuruse ja massi poolest oluliselt väiksemad kui planeedid, ebakorrapärase kujuga ja neil puudub atmosfäär.

Sellest saidi jaotisest saavad kõik teada palju huvitavaid fakte asteroidide kohta. Mõnega võite olla juba tuttav, teised on teile uued. Asteroidid on Kosmose huvitav spekter ja kutsume teid üles nendega võimalikult üksikasjalikult tutvuma.

Mõiste "asteroid" võttis esmakordselt kasutusele kuulus helilooja Charles Burney ja William Herschel lähtus sellest, et need objektid paistavad läbi teleskoobi vaadatuna tähtede punktidena, planeedid aga ketastena.

Mõiste "asteroid" täpne määratlus puudub. Kuni 2006. aastani nimetati asteroide tavaliselt väikeplaneetideks.

Peamine parameeter, mille järgi neid klassifitseeritakse, on keha suurus. Asteroidide hulka kuuluvad kehad, mille läbimõõt on suurem kui 30 m, ja väiksemaid kehasid nimetatakse meteoriitideks.

2006. aastal klassifitseeris Rahvusvaheline Astronoomialiit enamiku asteroide meie päikesesüsteemi väikesteks kehadeks.

Praeguseks on päikesesüsteemis tuvastatud sadu tuhandeid asteroide. 2015. aasta 11. jaanuari seisuga oli andmebaasis 670 474 objekti, millest orbiidid olid määratud 422 636, ametlik arv, neist üle 19 tuhande ametliku nimega. Teadlaste sõnul võib päikesesüsteemis olla 1,1–1,9 miljonit objekti, mis on suuremad kui 1 km. Enamik praegu teadaolevaid asteroide asub Jupiteri ja Marsi orbiitide vahel asteroidivöö sees.

Päikesesüsteemi suurim asteroid on Ceres, mille mõõtmed on ligikaudu 975x909 km, kuid alates 24. augustist 2006 on see klassifitseeritud kääbusplaneediks. Ülejäänud kahe suure asteroidi (4) Vesta ja (2) Pallas läbimõõt on umbes 500 km. Veelgi enam, (4) Vesta on ainus objekt asteroidivöös, mis on palja silmaga nähtav. Kõiki asteroide, mis liiguvad teistel orbiitidel, saab jälgida nende läbimise ajal meie planeedi lähedal.

Mis puudutab kõigi peamiste vööasteroidide kogumassi, siis see on hinnanguliselt 3,0–3,6 1021 kg, mis moodustab ligikaudu 4% Kuu massist. Cerese mass moodustab aga umbes 32% kogumassist (9,5 1020 kg) ja koos kolme teise suure asteroidiga - (10) Hygiea, (2) Pallas, (4) Vesta - 51%, see tähendab, enamik asteroide on astronoomiliste standardite järgi tühise massiga.

Asteroidide uurimine

Pärast seda, kui William Herschel 1781. aastal avastas planeedi Uraan, algasid esimesed asteroidide avastused. Asteroidide keskmine heliotsentriline kaugus järgib Titius-Bode reeglit.

Franz Xaver lõi 18. sajandi lõpus kahekümne neljast astronoomist koosneva rühma. Alates 1789. aastast oli see rühm spetsialiseerunud planeedi otsimisele, mis Titius-Bode'i reegli kohaselt peaks asuma Päikesest ligikaudu 2,8 astronoomilise ühiku (AU) kaugusel, nimelt Jupiteri ja Marsi orbiitide vahel. Peamine ülesanne oli kirjeldada tähtede koordinaate, mis asuvad sodiaagi tähtkujude piirkonnas konkreetsel hetkel. Järgnevatel öödel kontrolliti koordinaate ja tuvastati pikki vahemaid liikuvaid objekte. Nende oletuse kohaselt peaks soovitud planeedi nihe olema umbes kolmkümmend kaaresekundit tunnis, mis oleks väga märgatav.

Esimese asteroidi Cerese avastas itaallane Piazii, kes selles projektis ei osalenud, täiesti juhuslikult, sajandi esimesel ööl – 1801. aastal. Ülejäänud kolm – (2) Pallas, (4) Vesta ja (3) Juno – avastati paari järgmise aasta jooksul. Kõige värskem (1807. aastal) oli Vesta. Pärast veel kaheksa aastat kestnud mõttetut otsimist otsustasid paljud astronoomid, et sealt pole enam midagi otsida ja loobusid kõik katsed.

Kuid Karl Ludwig Henke näitas üles visadust ja 1830. aastal hakkas ta taas otsima uusi asteroide. 15 aastat hiljem avastas ta Astraea, mis oli esimene asteroid 38 aasta jooksul. Ja 2 aasta pärast avastas ta Hebe. Pärast seda liitusid tööga teised astronoomid ja seejärel avastati aastas vähemalt üks uus asteroid (välja arvatud 1945).

Asteroidide otsimiseks kasutas astrofotograafia meetodit esmakordselt Max Wolf 1891. aastal, mille kohaselt jätsid asteroidid pika säritusajaga fotodele lühikesed valgusjooned. See meetod kiirendas oluliselt uute asteroidide tuvastamist võrreldes varem kasutatud visuaalsete vaatlusmeetoditega. Üksinda õnnestus Max Wolfil avastada 248 asteroidi, samas kui vähestel enne teda õnnestus leida üle 300. Tänapäeval on ametlik number 385 000 asteroidil, neist 18 000-l ka nimi.

Viis aastat tagasi teatasid kaks sõltumatut astronoomide meeskonda Brasiiliast, Hispaaniast ja USA-st, et tuvastasid samaaegselt veejää ühe suurima asteroidi Themise pinnal. Nende avastus võimaldas välja selgitada vee päritolu meie planeedil. Oma eksisteerimise alguses oli see liiga kuum, ei suutnud mahutada suuri koguseid vett. See aine ilmus hiljem. Teadlased on väitnud, et komeedid tõid Maale vett, kuid vee isotoopkoostised komeetides ja maismaavees ei ühti. Seetõttu võime eeldada, et see kukkus Maale asteroididega kokkupõrkel. Samal ajal avastasid teadlased Themisel keerulisi süsivesinikke, sh. Molekulid on elu eelkäijad.

Asteroidide nimed

Algselt anti asteroididele Kreeka ja Rooma mütoloogia kangelaste nimed, hiljem võisid avastajad neid nimetada kuidas tahtsid, isegi oma nimega. Algul anti asteroididele peaaegu alati naisenimed, samas kui ainult need asteroidid, millel oli ebatavaline orbiit, said mehenimed. Aja jooksul seda reeglit enam ei järgitud.

Samuti väärib märkimist, et mitte ükski asteroid ei saa nime, vaid ainult see, mille orbiit on usaldusväärselt arvutatud. Sageli on olnud juhtumeid, kui asteroidile anti nimi palju aastaid pärast selle avastamist. Kuni orbiidi arvutamiseni anti asteroidile vaid ajutine tähis, mis kajastas selle avastamise kuupäeva, näiteks 1950 DA. Esimene täht tähendab poolkuu numbrit aastal (näites, nagu näete, on see veebruari teine ​​pool), teine ​​tähistab selle seerianumbrit määratud poolkuus (nagu näete, see asteroid avastati esimesena). Numbrid, nagu võite arvata, näitavad aastat. Kuna ingliskeelseid tähti on 26 ja poolkuud on 24, pole tähistuses kunagi kasutatud kahte tähte: Z ja I. Juhul kui poolkuu ajal avastatud asteroidide arv ületab 24, pöördusid teadlased tagasi tähestiku algusesse. , nimelt teise tähe kirjutamine - vastavalt 2, järgmisel tagastamisel - 3 jne.

Asteroidi nimi pärast nime saamist koosneb seerianumbrist (numbrist) ja nimest - (8) Flora, (1) Ceres jne.

Asteroidide suuruse ja kuju määramine

Esimesed katsed mõõta asteroidide läbimõõtu nähtavate ketaste vahetu mõõtmise meetodil filamentmikromeetriga tegid Johann Schröter ja William Herschel 1805. aastal. Siis, 19. sajandil, kasutasid teised astronoomid täpselt sama meetodit kõige heledamate asteroidide mõõtmiseks. Selle meetodi peamiseks puuduseks on märkimisväärsed lahknevused tulemustes (näiteks astronoomide saadud Cerese maksimaalne ja minimaalne suurus erinesid 10 korda).

Kaasaegsed meetodid asteroidide suuruse määramiseks hõlmavad polarimeetriat, termilist ja transiitradiomeetriat, täppide interferomeetriat ja radarimeetodeid.

Üks kvaliteetsemaid ja lihtsamaid on transiidimeetod. Kui asteroid liigub Maa suhtes, võib see mööduda eraldunud tähe taustal. Seda nähtust nimetatakse "tähtede katmiseks asteroididega". Mõõtes tähe heleduse languse kestust ja omades andmeid kauguse kohta asteroidist, on võimalik täpselt määrata selle suurus. Tänu sellele meetodile on võimalik täpselt arvutada suurte asteroidide, nagu Pallase, suurused.

Polarimeetria meetod ise seisneb suuruse määramises asteroidi heleduse põhjal. Päikesevalguse hulk, mida see peegeldab, sõltub asteroidi suurusest. Kuid paljuski sõltub asteroidi heledus asteroidi albeedost, mille määrab asteroidi pinna koostis. Näiteks asteroid Vesta peegeldab oma kõrge albeedo tõttu Ceresega võrreldes neli korda rohkem valgust ja seda peetakse kõige nähtavamaks asteroidiks, mida on sageli võimalik näha isegi palja silmaga.

Kuid ka albeedot ennast on väga lihtne määrata. Mida väiksem on asteroidi heledus ehk mida vähem see nähtavas piirkonnas päikesekiirgust peegeldab, seda rohkem ta seda neelab ja pärast kuumenemist kiirgab infrapunases piirkonnas soojusena.

Seda saab kasutada ka asteroidi kuju arvutamiseks, registreerides selle heleduse muutusi pöörlemise ajal, ja määrata selle pöörlemise perioodi, samuti tuvastada suurimaid struktuure pinnal. Lisaks kasutatakse infrapunateleskoopidest saadud tulemusi termilise radiomeetria abil suuruse määramisel.

Asteroidid ja nende klassifikatsioon

Asteroidide üldine klassifikatsioon põhineb nende orbiitide omadustel, aga ka nende pinnalt peegelduva päikesevalguse nähtava spektri kirjeldusel.

Asteroidid rühmitatakse tavaliselt rühmadesse ja perekondadesse, lähtudes nende orbiitide omadustest. Enamasti on asteroidide rühm nimetatud antud orbiidil avastatud kõige esimese asteroidi järgi. Rühmad on suhteliselt lõtv moodustis, samas kui perekonnad on tihedamad, tekkisid minevikus suurte asteroidide hävimise käigus kokkupõrgete tagajärjel teiste objektidega.

Spektriklassid

Ben Zellner, David Morrison ja Clark R. Champaign töötasid 1975. aastal välja üldise asteroidide klassifitseerimise süsteemi, mis põhines albeedol, värvil ja peegeldunud päikesevalguse spektri omadustel. Alguses määratles see klassifikatsioon eranditult 3 tüüpi asteroide, nimelt:

C-klass – süsinik (tuntumad asteroidid).

S-klass – silikaat (umbes 17% teadaolevatest asteroididest).

M klass - metall.

Seda nimekirja laiendati, kuna üha rohkem asteroide uuriti. Ilmusid järgmised klassid:

A klass - iseloomustab kõrge albeedo ja punakas värvus spektri nähtavas osas.

B-klass - kuuluvad C-klassi asteroidide hulka, kuid nad ei neela alla 0,5 mikroni suurusi laineid ja nende spekter on kergelt sinakas. Üldiselt on albeedo teiste süsiniku asteroididega võrreldes kõrgem.

D-klass – madala albeedo ja ühtlase punaka spektriga.

E klass – nende asteroidide pind sisaldab enstatiiti ja sarnaneb akondriitidega.

Klass F - sarnaneb klassi B asteroididega, kuid neil pole "vee" jälgi.

Klass G – neil on madal albeedo ja peaaegu lame peegeldusspekter nähtavas vahemikus, mis näitab tugevat UV-kiirguse neeldumist.

P-klass – nagu ka D-klassi asteroide, eristuvad need madala albeedo ja ühtlase punaka spektriga, millel puuduvad selged neeldumisjooned.

Klass Q – neil on laiad ja eredad pürokseeni ja oliviini jooned lainepikkusel 1 mikron ning omadused, mis näitavad metalli olemasolu.

Klass R - iseloomustab suhteliselt kõrge albeedo ja 0,7 mikroni pikkusel punakas peegeldusspekter.

T-klass – iseloomustab punakas spekter ja madal albeedo. Spekter on sarnane D- ja P-klassi asteroididele, kuid on keskmise kaldega.

V klass - iseloomustab mõõdukas heledus ja sarnane üldisema S-klassiga, mis samuti koosnevad suures osas silikaatidest, kivist ja rauast, kuid mida iseloomustab kõrge pürokseenisisaldus.

Klass J on asteroidide klass, mis arvatakse olevat tekkinud Vesta sisemusest. Vaatamata sellele, et nende spektrid on lähedased V klassi asteroidide omadele, eristuvad 1 mikroni lainepikkusel neid tugevad neeldumisjooned.

Tasub arvestada, et teadaolevate teatud tüüpi asteroidide arv ei pruugi vastata tegelikkusele. Paljusid tüüpe on raske kindlaks teha; üksikasjalikumate uuringute käigus võib asteroidi tüüp muutuda.

Asteroidi suuruse jaotus

Asteroidide suuruse kasvades vähenes nende arv märgatavalt. Kuigi see järgib üldiselt võimsusseadust, on 5 ja 100 kilomeetri kõrgustel tipud, kus asteroide on rohkem, kui logaritmiline jaotus ennustab.

Kuidas asteroidid tekkisid

Teadlased usuvad, et planetesimaalid asteroidivöös arenesid samamoodi nagu teistes Päikese udukogu piirkondades, kuni planeet Jupiter saavutas oma praeguse massi, misjärel paiskus Jupiteri orbitaalresonantside tulemusena välja 99% planetesimaalidest. vööst. Spektriomaduste ja pöörlemiskiiruse jaotuste modelleerimine ja hüpped näitavad, et asteroidid, mille läbimõõt on suurem kui 120 kilomeetrit, tekkisid sel varasel ajastul akretsiooni tulemusena, samas kui väiksemad kehad kujutavad endast erinevate asteroidide kokkupõrgetest tekkinud prahti pärast ürgvöö hajumist Jupiteri gravitatsiooni mõjul või selle ajal. Vesti ja Ceres omandasid gravitatsioonilise diferentseerumise jaoks üldise suuruse, mille käigus vajusid raskemetallid tuumani ja suhteliselt kivistest kivimitest tekkis maakoor. Mis puutub Nice'i mudelisse, siis paljud Kuiperi vöö objektid tekkisid välimises asteroidivöös, enam kui 2,6 astronoomilise ühiku kaugusel. Veelgi enam, hiljem viskas enamik neist välja Jupiteri gravitatsiooni mõjul, kuid need, mis ellu jäid, võivad kuuluda D-klassi asteroididele, sealhulgas Ceresele.

Asteroidide oht ja oht

Vaatamata sellele, et meie planeet on kõigist asteroididest oluliselt suurem, võib kokkupõrge suurema kui 3 kilomeetri suuruse kehaga põhjustada tsivilisatsiooni hävingu. Kui suurus on väiksem, kuid läbimõõduga üle 50 m, võib see kaasa tuua tohutu majandusliku kahju, sealhulgas arvukalt inimohvreid.

Mida raskem ja suurem on asteroid, seda ohtlikum see on, kuid sel juhul on seda palju lihtsam tuvastada. Hetkel on kõige ohtlikum asteroid Apophis, mille läbimõõt on umbes 300 meetrit, kokkupõrge sellega võib hävitada terve linna. Kuid teadlaste sõnul ei kujuta see Maaga kokkupõrkes inimkonnale üldiselt ohtu.

Asteroid 1998 QE2 lähenes planeedile 1. juunil 2013 oma lähimal kaugusel (5,8 miljonit km) viimase kahesaja aasta jooksul.

Asteroidid on taevakehad, mis tekkisid meie Päikese ümber tiirleva tiheda gaasi ja tolmu vastastikusel ligitõmbamisel selle tekke alguses. Mõned neist objektidest, nagu asteroid, on saavutanud piisavalt massi, et moodustada sulasüdamik. Hetkel, mil Jupiter saavutas oma massi, lõhestati enamik planetesimaale (tulevased protoplaneedid) ja paiskusid välja algsest asteroidivööst Marsi ja Marsi vahel. Sellel ajastul tekkisid mõned asteroidid massiivsete kehade kokkupõrke tõttu Jupiteri gravitatsioonivälja mõjul.

Klassifikatsioon orbiitide järgi

Asteroide klassifitseeritakse selliste tunnuste alusel nagu päikesevalguse nähtavad peegeldused ja orbiidi omadused.

Vastavalt nende orbiitide omadustele on asteroidid rühmitatud rühmadesse, mille hulgast saab eristada perekondi. Asteroidide rühmaks loetakse mitmeid selliseid kehasid, mille orbiidi omadused on sarnased, see tähendab: pooltelg, ekstsentrilisus ja orbiidi kalle. Asteroidide perekonda tuleks käsitleda asteroidide rühmana, mis ei liigu mitte ainult tihedatel orbiitidel, vaid on tõenäoliselt ühe suure keha killud ja tekkisid selle lõhenemise tulemusena.

Suurim teadaolevatest perekondadest võib sisaldada mitusada asteroidi, samas kui kõige kompaktsem - kümne piires. Ligikaudu 34% asteroidide kehadest on asteroidide perekonna liikmed.

Enamiku Päikesesüsteemi asteroidide rühmade tekke tulemusena hävis nende emakeha, kuid on ka rühmitusi, mille vanemkeha jäi ellu (näiteks).

Klassifikatsioon spektri järgi

Spektri klassifikatsioon põhineb elektromagnetilise kiirguse spektril, mis on päikesevalgust peegeldava asteroidi tulemus. Selle spektri registreerimine ja töötlemine võimaldab uurida taevakeha koostist ja tuvastada asteroidi ühes järgmistest klassidest:

• Süsinikuasteroidide rühm ehk C-rühm. Selle rühma esindajad koosnevad peamiselt süsinikust, aga ka elementidest, mis kuulusid meie Päikesesüsteemi protoplanetaarsesse kettasse selle tekke algfaasis. Vesinik ja heelium, aga ka muud lenduvad elemendid süsinikasteroididel praktiliselt puuduvad, küll aga võib esineda erinevaid mineraale. Veel üks selliste kehade eripära on nende madal albedo - peegeldusvõime, mis nõuab võimsamate vaatlusvahendite kasutamist kui teiste rühmade asteroidide uurimisel. Rohkem kui 75% Päikesesüsteemi asteroididest on C-rühma esindajad. Selle rühma kuulsaimad kehad on Hygeia, Pallas ja kord Ceres.
• Räni asteroidide rühm ehk S-rühm. Seda tüüpi asteroidid koosnevad peamiselt rauast, magneesiumist ja mõnest muust kivimilisest mineraalist. Sel põhjusel nimetatakse räni asteroide ka kiviasteroidideks. Sellistel kehadel on üsna kõrge albeedo, mis võimaldab mõnda neist (näiteks iirist) jälgida lihtsalt binokli abil. Räni asteroide on Päikesesüsteemis 17% koguarvust ja kõige levinumad on need Päikesest kuni 3 astronoomilise ühiku kaugusel. S-rühma suurimad esindajad: Juno, Amphitrite ja Herculina.