Астероїди Сонячної системи. Астероїд – Журнал "Все про Космос" Другий астероїд

Астероїд A/2018 C2

Bernhard Haeusler

Астрономи оголосили про відкриття відразу двох астероїдів з гіперболічними орбітами - тепер вченим відомо три такі об'єкти, вважаючи знаменитий. Два «новачки», швидше за все, жителі Сонячної системи, хоч і відлітають із неї назавжди. Дані про орбіти небесних тіл, що одержали позначення A/2018 C2 та A/2017 U7, опубліковані на сайті Центру малих планет Міжнародного астрономічного союзу.

Всі тіла Сонячної системи, у тому числі комети та астероїди, рухаються замкнутими еліптичними орбітами. Ступінь «витягнутості» цих еліпсів визначається значенням ексцентриситету , у кола цей параметр дорівнює 0, у еліпса він варіюється від 0 до 1, але якщо ексцентриситет дорівнює або більше 1, це означає, що орбіта «розірвана», тобто являє собою параболу (e =1) або гіперболу (e>1). Об'єкти з гіперболічними або параболічними орбітами можуть відвідати Сонячну систему лише один раз, а потім відлітають назавжди до міжзоряного простору. Наприклад, ексцентриситет орбіти астероїда Оумуамуа становить 1,1995.

Сергій Кузнєцов

Натан Ейсмонт,
кандидат фізико-математичних наук, провідний науковий співробітник (Інститут космічних досліджень РАН)
Антон Лєдков,
науковий співробітник (Інститут космічних досліджень РАН)
«Наука та життя» №1, 2015 , №2, 2015

Сонячну систему сприймають зазвичай як порожній простір, де кружляють вісім планет, деякі - зі своїми супутниками. Хтось згадає про кілька малих планет, до яких нещодавно приписали Плутон, про пояс астероїдів, про метеорити, що іноді падають на Землю, і про комети, що зрідка прикрашають небосхил. Ця вистава цілком справедлива: жоден із численних космічних апаратів не постраждав від зіткнення з астероїдом чи кометою, - космос досить просторий.

Проте у величезному обсязі Сонячної системи містяться не сотні тисяч і не десятки мільйонів, а квадрилліони (одиниці з п'ятнадцятьма нулями) космічних тіл різних розмірів і мас. Усі вони рухаються та взаємодіють за законами фізики та небесної механіки. Частина їх утворилася в ранньому Всесвіті і складається з її первозданної речовини, і це найцікавіші об'єкти астрофізичних досліджень. Але є й дуже небезпечні тіла – великі астероїди, зіткнення яких із Землею здатне занапастити на ній життя. Відстеження та ліквідація астероїдної небезпеки - не менш важливий та захоплюючий напрямок роботи астрофізиків.

Історія відкриття астероїдів

Перший астероїд виявив в 1801 Джузеппе Піазі, директор обсерваторії в Палермо (Сицилія). Назвав він його Церера і спочатку вважав малою планетою. Термін «астероїд», у перекладі з давньогрецької - «подібний до зірки», запропонував астроном Вільям Гершель (див. «Наука і життя» №7, 2012 р., стаття «Казка про музиканта Вільяма Гершеля, який розширив космос удвічі»). Церера і аналогічні об'єкти (Паллада, Юнона і Веста), відкриті наступні шість років, було видно як точки, а чи не як диски у разі планет; водночас, на відміну від нерухомих зірок, вони рухалися подібно до планет. Слід зазначити, що спостереження, у яких було відкрито ці астероїди, велися цілеспрямовано спробах виявити «зниклу» планету. Справа в тому, що вже відкриті планети розташовувалися на орбітах, що віддалялися від Сонця на відстанях, які відповідають закону Боде. Відповідно до нього між Марсом і Юпітером мала бути планета. Як відомо, планети на такій орбіті не знайшлося, проте приблизно в цьому районі пізніше виявили пояс астероїдів, названий головним. До того ж і закон Боде, як виявилося, не має будь-якого фізичного обґрунтування і розглядається нині просто як випадкове поєднання чисел. Більше того, відкритий пізніше (1848) Нептун опинився на орбіті, яка з ним не узгоджується.

Після відкриття чотирьох згаданих астероїдів подальші спостереження за вісім років не сприяли успіху. Їх припинили через Наполеонівські війни, в ході яких згоріло містечко Лілієнталь поблизу Бремена, де проходили засідання астрономів - мисливців за астероїдами. Відновилися спостереження 1830 року, але успіх прийшов лише 1845-го з відкриттям астероїда Астрея. З цього часу астероїди почали відкривати із частотою не менше одного на рік. Більша частина їх належить до головного поясу астероїдів, між Марсом і Юпітером. До 1868 року налічувалося вже близько сотні відкритих астероїдів, до 1981 - 10 000 і до 2000 - більше 100 000.

Хімічний склад, форма, розміри та орбіти астероїдів

Якщо класифікувати астероїди з їхньої відстані від Сонця, то першу групу потрапляють вулканоїди - якийсь гіпотетичний пояс малих планет між Сонцем і Меркурием. Жодного об'єкта з цього пояса досі не виявлено, і хоча на поверхні Меркурія спостерігаються численні кратери ударного походження, утворені падінням астероїдів, це не може бути доказом існування зазначеного поясу. Раніше наявністю там астероїдів намагалися пояснити аномалії в русі Меркурія, але потім їх пояснили на основі обліку релятивістських ефектів. Тож остаточної відповіді на питання про можливу присутність Вулканоїдів поки не отримано. Далі йдуть навколоземні астероїди, що належать чотирьом групам.

Астероїди головного поясурухаються орбітами, що знаходяться між орбітами Марса і Юпітера, тобто на відстанях від 2,1 до 3,3 астрономічної одиниці (а.е.) від Сонця. Площини їх орбіт знаходяться поблизу екліптики, їх нахил до екліптики лежить в основному до 20 градусів, доходячи до деяких до 35 градусів, ексцентриситети - від нуля до 0,35. Очевидно, що першими були відкриті найбільші та яскравіші астероїди: середні діаметри Церери, Палади та Вести дорівнюють 952, 544 та 525 кілометрам відповідно. Чим менший розмір астероїдів, тим більше: тільки 140 астероїдів головного поясу зі 100 000 мають середній діаметр більше 120 кілометрів. Сумарна маса всіх його астероїдів щодо невелика, становлячи лише близько 4% маси Місяця. Найбільший астероїд – Церера – має масу 946·10 15 тонн. Сама по собі величина здається дуже великою, але це лише 1,3% маси Місяця (735 · 10 17 тонн). У першому наближенні розмір астероїда можна визначити за його яскравістю та відстанню від Сонця. Але треба враховувати і відбивні характеристики астероїда – його альбедо. Якщо поверхня астероїда темна, він світиться слабше. Саме з цих причин у списку десяти астероїдів, розміщених малюнку порядку їх відкриття, третій за розмірами астероїд Гігея перебуває в останньому місці.

На малюнках, що ілюструють головний астероїдний пояс, зазвичай показують безліч каменів, які рухаються досить близько один до одного. Насправді картина дуже далека від дійсності, оскільки, взагалі кажучи, невелика сумарна маса пояса розподілена за його великим обсягом, отже простір досить порожній. Усі запущені наразі межі орбіти Юпітера космічні апарати пролетіли крізь астероїдний пояс без відчутного ризику зіткнення з астероїдом. Однак за мірками астрономічного часу зіткнення астероїдів один з одним і з планетами вже не виглядають такими малоймовірними, про що можна судити за кількістю кратерів на їх поверхнях.

Троянці- астероїди, що рухаються вздовж орбіт планет, перший із яких виявив у 1906 році німецький астроном Макс Вульф. Астероїд рухається навколо Сонця орбітою Юпітера, випереджаючи його загалом на 60 градусів. Далі було відкрито цілу групу небесних тіл, що рухаються попереду Юпітера.

Спочатку вони отримували імена на честь героїв легенди про троянську війну, що воювали на боці греків, що облягали Трою. Крім випереджаючих астероїдів Юпітер існує група астероїдів, що відстають від нього приблизно на той же кут; їх було названо троянцями на честь захисників Трої. В даний час астероїди обох груп називають троянцями, і вони рухаються в околиці точок Лагранжа L 4 і L 5 точок стійкого руху в задачі трьох тіл. Небесні тіла, що потрапили в їх околиці, роблять коливальний рух, не йдучи надто далеко. За незрозумілими поки що причинами астероїдів, що випереджають Юпітер, приблизно на 40% більше, ніж відстаючих. Підтвердили це виконані зовсім недавно американським супутником NEOWISE вимірювання за допомогою 40-сантиметрового телескопа, з детекторами, що працюють в інфрачервоному діапазоні. Вимірювання в ІЧ-діапазоні суттєво розширюють можливості вивчення астероїдів у порівнянні з тими, що дає видиме світло. Про їх ефективність можна судити за кількістю астероїдів та комет Сонячної системи, внесених до каталогів за допомогою NEOWISE. Їх налічується понад 158 тисяч, і місія апарату триває. Цікаво, що троянці помітно відрізняються від більшості астероїдів головного поясу. Вони мають матову поверхню, червонувато-коричневий колір і відносяться в основному до так званого D-класу. Ці астероїди з дуже низьким альбедо, тобто зі поверхнею, що слабо відбиває. Подібні до них можна знайти лише у зовнішніх областях головного поясу.

Троянці є не тільки у Юпітера; інші планети Сонячної системи, включаючи Землю (але не Венеру та Меркурій), також супроводжують троянці, що групуються в околиці їх точок Лагранжа L 4 , L 5 . Астероїд-троянець Землі 2010 року ТК7 відкрили за допомогою телескопа NEOWISE зовсім недавно - у 2010 році. Він рухається, випереджаючи Землю, при цьому амплітуда його коливань біля точки L 4 дуже велика: астероїд досягає точки, протилежної Землі в русі навколо Сонця, і надзвичайно далеко виходить із площини екліптики.

Така велика амплітуда коливань призводить до можливого його зближення із Землею аж до 20 мільйонів кілометрів. Проте зіткнення із Землею, принаймні найближчими 20 000 років, цілком виключено. Рух земного троянця дуже відрізняється від руху троянців Юпітера, які залишають настільки значні кутові відстані свої точки Лагранжа. Такий характер руху робить скрутними місії щодо нього космічних апаратів, оскільки внаслідок значного способу орбіти троянця до площині екліптики задля досягнення астероїда з Землі і посадки нею потрібні занадто висока характеристична швидкість і, отже, великі витрати палива.

Пояс Койпералежить за межами орбіти Нептуна і тягнеться аж до 120 а. від сонця. Він близький до площини екліптики, населений величезною кількістю об'єктів, що включають до свого складу водяний лід і замерзлі гази, і є джерелом так званих короткоперіодичних комет. Перший об'єкт із цієї області було виявлено у 1992 році, а до теперішнього часу їх відкрито вже понад 1300. Оскільки небесні тіла пояса Койпера розташовані дуже далеко від Сонця, їх розміри визначити важко. Робиться це на базі вимірювань яскравості світла, що відбивається ними, а точність розрахунку залежить від того, наскільки добре ми знаємо величину їх альбедо. Вимірювання в інфрачервоному діапазоні набагато надійніше, оскільки дають рівні власного випромінювання об'єктів. Такі дані були отримані космічним телескопом Спітцер (Spitzer) для найбільших об'єктів пояса Койпера.

Один із найцікавіших об'єктів пояса - Хаумеа (Haumea), названий на ім'я гавайської богині родючості та дітородіння; він є частиною сімейства, що утворилося в результаті зіткнень. Цей об'єкт, мабуть, зіткнувся з іншим, розміром удвічі меншим. Удар спричинив розкид великих крижаних шматків і викликав обертання Хаумеа з періодом близько чотирьох годин. Таке швидке обертання надало йому форми м'яча для американського футболу чи дині. Хаумеа супроводжують два супутники - Хіїака (Hi'iaka) та Намака (Namaka).

Згідно з прийнятими до теперішнього часу теоріями, близько 90% об'єктів поясу Койпера рухаються по віддаленим круговим орбітам за орбітою Нептуна - там, де вони утворилися. Кілька десятків об'єктів цього поясу (їх називають кентаврами, оскільки в залежності від відстані до Сонця вони проявляють себе як астероїди, то як комети), можливо, утворилися в ближчих до Сонця областях, а потім гравітаційний вплив Урана і Нептуна перевело їх на високі еліптичні орбіти з афеліями аж до 200 а. та великими способами. Вони утворили диск завтовшки 10 а.е., але насправді зовнішня кромка пояса Койпера досі не визначена. Ще недавно Плутон і Харон розглядали як єдині приклади найбільших об'єктів крижаних світів у зовнішній частині Сонячної системи. Але в 2005 році було відкрито ще одне планетне тіло - Еріда (на ім'я грецької богині розбрату), діаметр якого трохи менший за діаметр Плутона (спочатку припускали, що воно на 10% більше). Еріда рухається по орбіті з перигелієм 38 а. та афелієм 98 а.о. Вона має невеликий супутник - Дисномія (Dysnomia). Спочатку Еріду планували вважати десятою (слідом за Плутоном) планетою Сонячної системи, але потім натомість Міжнародний астрономічний союз виключив Плутон зі списку планет, утворивши новий клас, названий карликовими планетами, куди увійшли Плутон, Еріда та Церера. Передбачається, що в поясі Койпера знаходяться сотні тисяч крижаних тіл із діаметром 100 кілометрів і не менше трильйона комет. Однак ці об'єкти переважно порівняно невеликі - 10-50 кілометрів у поперечнику - і не дуже яскраві. Період їх обігу біля Сонця становить сотні років, що ускладнює їх виявлення. Якщо погодитися з припущенням, що всього близько 35 000 об'єктів пояса Койпера мають діаметр більше 100 кілометрів, їх загальна маса в кілька сотень разів перевищує масу тіл такої величини з головного астероїдного пояса. У серпні 2006 року повідомлялося, що в архіві даних щодо вимірювання рентгенівського випромінювання нейтронної зірки Скорпіон Х-1 виявлено її затемнення невеликими об'єктами. Це дало підставу стверджувати, що кількість об'єктів пояса Койпера розмірами близько 100 і більше метрів становить приблизно квадрильйон (10 15). Спочатку, на ранніх стадіях еволюції Сонячної системи, маса об'єктів пояса Койпера була набагато більше, ніж тепер, - від 10 до 50 мас Землі. В даний час сумарна маса всіх тіл пояса Койпера, а також розташованої ще далі від Сонця хмари Оорта набагато менше маси Місяця. Як показує комп'ютерне моделювання, майже вся маса первозданного диска за межами 70 а. була втрачена через викликані Нептуном зіткнення, що призвели до подрібнення об'єктів пояса в пилюку, яку вимів у міжзоряний простір сонячний вітер. Всі ці тіла викликають великий інтерес, оскільки передбачається, що вони збереглися у первозданному вигляді з часу утворення Сонячної системи.

Хмара Оортамістить найвіддаленіші об'єкти Сонячної системи. Воно являє собою сферичну область, яка тягнеться на відстані від 5 до 100 тисяч а. від Сонця і розглядається як джерело довгоперіодичних комет, що долітають до внутрішньої області Сонячної системи. Сама хмара до 2003 року інструментально не спостерігалася. У березні 2004 року група астрономів оголосила про відкриття планетоподібного об'єкта, який рухається орбітою навколо Сонця на рекордному видаленні, що означає його унікально низьку температуру.

Цей об'єкт (2003VB12), названий Седна (Sedna) на ім'я ескімоської богині, що дає життя мешканцям арктичних морських глибин, наближається до Сонця на дуже короткий час, рухаючись сильно витягнутою еліптичною орбітою з періодом 10 500 років. Але навіть під час зближення із Сонцем Седна не досягає зовнішнього кордону поясу Койпера, який знаходиться в 55 а. від Сонця: її орбіта лежить у межах від 76 (перигелій) до 1000 (афелій) а. Це дозволило першовідкривачам Седні віднести її до вперше спостерігається небесному тілу з хмари Оорта, що постійно знаходиться за межами пояса Койпера.

За спектральними характеристиками найпростіша класифікація розподіляє астероїди на три групи:
C - вуглецеві (75% відомих),
S - кремнієві (17% відомих),
U - не входять у перші дві групи.

В даний час наведена класифікація все більш розширюється і деталізується, включаючи нові групи. До 2002 року їх кількість збільшилася до 24. Як приклад нової групи можна вказати М-клас переважно металевих астероїдів. Однак слід врахувати, що класифікація астероїдів за спектральними характеристиками їхньої поверхні - завдання дуже важке. Астероїди одного класу необов'язково мають хімічний ідентичний склад.

Космічні місії до астероїдів

Астероїди дуже малі для детального дослідження за допомогою наземних телескопів. Їхні зображення можна отримати з використанням радарів, але для цього вони повинні підлетіти до Землі досить близько. Досить цікавий метод визначення розмірів астероїдів - спостереження затемнень астероїдами зірок із кількох точок вздовж траси на прямій зірка - астероїд - точка на поверхні Землі. Метод полягає в тому, що за відомою траєкторією астероїда обчислюють точки перетину напрямку зірка - астероїд із Землею і вздовж цієї траси на деяких віддаленнях від неї, які визначаються передбачуваними розмірами астероїда, встановлюються телескопи, що стежать за зіркою. У якийсь момент астероїд затіняє зірку, вона пропадає для спостерігача, а потім знову з'являється. За тривалістю часу затінення і відомої швидкості астероїда визначають його діаметр, а за достатньої кількості спостерігачів можна отримати силует астероїда. Наразі організовано співтовариство астрономів-аматорів, які успішно проводять скоординовані виміри.

Польоти космічних апаратів до астероїдів відкривають незрівнянно більше можливостей їхнього дослідження. Вперше астероїд (951 Гаспра) був сфотографований космічним апаратом Галілео у 1991 році на шляху до Юпітера, потім 1993-го він зняв астероїд 243 Іда та його супутник Дактиль. Але це було зроблено, так би мовити, принагідно.

Першим спеціально розробленим для дослідження астероїдів апаратом став NEAR Shoemaker, який сфотографував астероїд 253 Матільда ​​і далі вийшов на орбіту близько 433 Ероса із посадкою на його поверхню у 2001 році. Треба сказати, що посадка спочатку не планувалася, але після успішного дослідження цього астероїда з орбіти його супутника вирішили спробувати здійснити м'яку посадку. Хоча апарат не був забезпечений пристроями для посадки та його система управління не передбачала таких операцій, по командам із Землі вдалося посадити апарат, причому його системи продовжували функціонувати і на поверхні. Крім того, обліт Матильди дозволив не лише отримати серію знімків, а й з обурення траєкторії апарату визначити масу астероїда.

Як попутне завдання (під час виконання основний) апарат Deep Space досліджував астероїд 9969 Брайль в 1999 році і апарат Stardust - астероїд 5535 Аннафранк.

За допомогою японського апарату Хайабуса (у перекладі – «яструб») у червні 2010 року вдалося повернути на Землю зразки ґрунту з поверхні астероїда 25 143 Ітокава, який відноситься до навколоземних астероїдів (аполлонів) спектрального класу S (кремнієві). На фотографії астероїда можна бачити пересічену місцевість з безліччю валунів і каменів, з яких понад 1000 мають діаметр понад 5 метрів, а розмір деяких сягає 50 метрів. Далі ми повернемося до цієї особливості Ітокави.

Космічний апарат Розетта, запущений Європейським космічним агентством у 2004 році до комети Чурюмова – Герасименко, 12 листопада 2014 року благополучно посадив на її ядро ​​модуль Філи (Philae). По дорозі апарат здійснив обліт астероїдів 2867 Штейнс (Steins) у 2008 році та 21 Лютеція (Lutetia) у 2010-му. Своє ім'я апарат отримав за назвою каменю (Розетта), знайденого в Єгипті наполеонівськими солдатами поблизу стародавнього міста Розетта на острові Філи, що дав ім'я посадочному модулю. На камені висічені тексти двома мовами: давньоєгипетською та давньогрецькою, що дало ключ до розкриття таємниць цивілізації стародавніх єгиптян - розшифровці ієрогліфів. Вибираючи історичні назви, розробники проекту наголошували на меті місії - розкрити таємниці походження та еволюції Сонячної системи.

Місія цікава тим, що в момент посадки модуля Фили на поверхню ядра комети та була далеко від Сонця і тому була неактивна. У міру наближення до Сонця поверхня ядра розігрівається і починається викид газів та пилу. Розвиток усіх цих процесів можна буде спостерігати, перебуваючи у центрі подій.

Дуже цікава місія Dawn (Світанок), що нині триває, що виконується за програмою NASA. Апарат був запущений у 2007 році, у липні 2011-го досяг астероїда Веста, потім переведений на орбіту його супутника та проводив там дослідження аж до вересня 2012 року. В даний час апарат знаходиться на шляху до найбільшого астероїда - Церера. На ньому стоїть електроракетний іонний двигун малої тяги. Його ефективність, що визначається швидкістю закінчення робочого тіла (ксенону), майже значно перевищує ефективність традиційних хімічних двигунів (див. «Наука життя і життя» №9, 1999 р., стаття «Космічний електровоз»). Це дозволило перелетіти з орбіти супутника одного астероїда на орбіту супутника іншого. Хоча астероїди Веста і Церера рухаються досить близькими орбітами головного поясу астероїдів і найбільші у ньому, за фізичними характеристиками вони сильно різняться. Якщо Веста – це «сухий» астероїд, то на Церері, згідно з даними наземних спостережень, виявлено воду, сезонні полярні шапки з водяного льоду і навіть дуже тонкий шар атмосфери.

Китайці також зробили внесок у дослідження астероїдів, направивши свій космічний апарат Чан'е до астероїда 4179 Таутатіс. Він зробив серію знімків його поверхні, при цьому мінімальна відстань прольоту становила лише 3,2 кілометри; щоправда, найкращий знімок було зроблено на відстані 47 кілометрів. На знімках видно, що астероїд має неправильну витягнуту форму - 4,6 кілометра в довжину та 2,1 кілометра в поперечнику. Маса астероїда 50 мільярдів тонн, дуже цікава його особливість – дуже нерівномірна щільність. Одна частина об'єму астероїда має щільність 1,95 г/см 3 інша - 2,25 г/см 3 . У зв'язку з цим висловлюються припущення, що Таутатіс утворився в результаті з'єднання двох астероїдів.

Що стосується проектів польотів до астероїдів у найближчому майбутньому, то можна почати з японського аерокосмічного агентства, яке планує продовжити свою програму досліджень запуском у 2015 році космічного апарату Хайабуса-2 для того, щоб повернути на Землю в 2020 році зразки грунту астероїду 19. Астероїд належить спектральному класу C, що знаходиться на орбіті, що перетинає орбіту Землі, його афелій майже досягає орбіти Марса.

Роком пізніше, тобто в 2016-му, стартує проект NASA OSIRIS-Rex, мета якого - повернення ґрунту з поверхні навколоземного астероїда 1999 RQ36, який нещодавно отримав ім'я Бенну і віднесений до спектрального класу C. Планується, що апарат досягне астероїда в 2016 році. 2023-го доставить на Землю 59 грамів його породи.

Перерахувавши всі ці проекти, неможливо не згадати астероїд масою близько 13 000 тонн, який 15 лютого 2013 року впав поблизу Челябінська, як би підтвердивши висловлювання відомого американського фахівця з астероїдної проблеми Дональда Йоманса: «Якщо ми не летимо до астероїдів, то ми не летимо до астероїдів. ». Тим самим було наголошувалося на важливості ще однієї сторони дослідження астероїдів - астероїдної небезпеки та вирішення завдань, пов'язаних з можливістю зіткнення астероїдів із Землею.

Несподіваний спосіб дослідження астероїдів був запропонований проектом з переміщення астероїда (Asteroid Redirect Mission), або, як його називають, проектом Keck. Його концепцію розробив Інститут космічних досліджень імені Кека у Пасадені (Каліфорнія). Вільям Майрон Кек - відомий американський філантроп, який заснував у 1954 році фонд підтримки наукових досліджень у США. У проекті як вихідну умову приймалося, що завдання дослідження астероїда вирішується за участю людини, інакше кажучи, місія до астероїда має бути пілотована. Але в цьому випадку тривалість усього польоту з поверненням на Землю неминуче становитиме принаймні кілька місяців. І що найнеприємніше для пілотованої експедиції, у разі аварійної ситуації цей час не може бути скорочено до прийнятних меж. Тому було запропоновано, замість летіти до астероїда, вчинити навпаки: доставити, використовуючи безпілотні апарати, астероїд до Землі. Але не на поверхню, як само собою вийшло з челябінським астероїдом, а на орбіту, подібну до місячної, і відправити пілотований корабель до астероїда, що став близьким. Цей корабель зблизиться з ним, захопить і космонавти вивчать його, візьмуть зразки породи і доставлять їх на Землю. А за аварійної ситуації космонавти зможуть повернутися на Землю за час у межах тижня. Як основний кандидат на роль астероїда NASA, що переміщується таким чином, вже обрало навколоземний астероїд 2011 MD, що відноситься до амурів. Його діаметр від 7 до 15 метрів, щільність 1 г/см 3 тобто він може виглядати як пухка купа щебеню масою близько 500 тонн. Його орбіта дуже близька до орбіти Землі, нахилена до екліптики на 2,5 градуси, а період дорівнює 396,5 діб, чому відповідає велика піввісь в 1,056 а. Цікаво відзначити, що астероїд відкрили 22 червня 2011 року, а 27 червня він пролетів дуже близько від Землі – всього за 12 000 кілометрів.

Місію із захоплення астероїда на орбіту супутника Землі планують на початок 2020-х років. Космічний апарат, призначений для захоплення астероїда та його переведення на нову орбіту, буде забезпечений електроракетними двигунами малої тяги, що працюють на ксеноні. До складу операцій зі зміни орбіти астероїда входить і гравітаційний маневр у Місяця. Суть цього маневру полягає у такому управлінні рухом за допомогою електроракетних двигунів, що забезпечить проліт околиці Місяця. При цьому рахунок впливу її гравітаційного поля швидкість астероїда змінюється від початкової гіперболічної (тобто призводить до відходу з поля земного тяжіння) до швидкості супутника Землі.

Освіта та еволюція астероїдів

Як уже згадувалося в розділі про історію відкриття астероїдів, перші з них були виявлені в ході пошуків гіпотетичної планети, яка мала відповідно до закону Боде (зараз він визнаний помилковим) перебувати на орбіті між Марсом і Юпітером. Виявилося, що поблизу орбіти так і не виявленої планети є пояс астероїдів. Це стало підставою для побудови гіпотези, згідно з якою цей пояс утворився внаслідок її руйнування.

Планету назвали Фаетон на ім'я сина давньогрецького бога Сонця Геліоса. Розрахунки, що моделюють процес руйнування Фаетона, не підтвердили цю гіпотезу у всіх її різновидах, починаючи від розриву планети гравітацією Юпітера та Марса і закінчуючи зіткненням з іншим небесним тілом.

Утворення та еволюцію астероїдів можна розглядати лише як складову процесів виникнення Сонячної системи загалом. Нині загальноприйнята теорія передбачає, що Сонячна система виникла з первозданного газопилового скупчення. Зі скупчення утворився диск, неоднорідності якого призвели до виникнення планет і малих тіл Сонячної системи. На користь цієї гіпотези говорять сучасні астрономічні спостереження, що дозволяють виявляти розвиток планетних систем молодих зірок у ранніх стадіях. Комп'ютерне моделювання також підтверджує її, конструюючи картини, напрочуд схожі на знімки планетних систем на певних фазах їх розвитку.

На початковій стадії формування планет виникали звані планетезимали - «зародки» планет, куди потім у силу гравітаційного впливу налипав пил. Як приклад такої початкової фази утворення планет вказують на астероїд Лютеція. Цей досить великий астероїд, що досягає в поперечнику 130 кілометрів, складається з твердої частини і товстого (до кілометра) шару пилу, що налипнув, а також розкиданих по поверхні валунів. У міру наростання маси протопланет збільшувалася сила тяжіння і внаслідок цього сила стиснення небесного тіла, що формується. Відбувалися нагрівання речовини та її розплавлення, що веде до розшарування протопланети за щільністю її матеріалів, та перехід тіла до сферичної форми. Більшість дослідників схиляються до гіпотези, що в ході початкових фаз еволюції Сонячної системи утворилося набагато більше протопланет, ніж планет та малих небесних тіл, що спостерігаються сьогодні. У той час газові гіганти - Юпітер і Сатурн - мігрували всередину системи, ближче до Сонця. Це привнесло істотний безлад у рух тіл Сонячної системи, що виникають, і викликало розвиток процесу, названого періодом важкого бомбардування. В результаті резонансних впливів з боку головним чином Юпітера частина небесних тіл, що утворилися, була викинута на околиці системи, а частина скинута на Сонце. Цей процес йшов від 4,1 до 3,8 мільярда років тому. Сліди періоду, який називають пізньою стадією важкого бомбардування, залишилися у вигляді багатьох кратерів ударного походження на Місяці та Меркурії. Те саме відбувалося з тілами, що утворюються між Марсом і Юпітером: частота зіткнень між ними була досить високою, щоб не дати їм перетворитися на об'єкти більші і більш правильної форми, ніж ми спостерігаємо сьогодні. Передбачається, що серед них є фрагменти тіл, які пройшли певні фази еволюції, а потім розкололися при зіткненнях, а також об'єкти, які не встигли стати частинами більших тіл і, таким чином, є зразками древніших утворень. Як згадувалося, астероїд Лютеція саме такий зразок. Підтвердженням цього стали проведені космічним апаратом «Розетта» дослідження астероїда, включаючи зйомку під час прольоту в липні 2010 року.

Отже, в еволюції головного астероїдного поясу істотна роль належить Юпітеру. В силу його гравітаційного впливу ми отримали картину розподілу астероїдів усередині головного поясу, що нині спостерігається. Що стосується поясу Койпера, то до ролі Юпітера тут додається вплив Нептуна, що призводить до викиду небесних об'єктів у цю віддалену область Сонячної системи. Передбачається, що вплив планет-гігантів простягається і на ще більш далеку хмару Оорта, яка, проте, сформувалася ближче до Сонця, ніж зараз. На ранніх фазах еволюції зближення з планетами-гігантами первородні об'єкти (планетезималі) у своєму природному русі виконували те, що ми називаємо гравітаційними маневрами, поповнюючи простір, що відноситься до хмари Оорта. Будучи на настільки великих відстанях від Сонця, вони схильні до впливу і з боку зірок нашої Галактики - Чумацького Шляху, що призводить до їхнього хаотичного переходу на траєкторії повернення в близьку область навколосонячного простору. Ми спостерігаємо ці планети зимали як довгоперіодичні комети. Як приклад можна вказати найяскравішу комету ХХ століття - комету Хейла-Боппа, відкриту 23 липня 1995 року і досягну перигелія 1997-го. Період її звернення навколо Сонця становить 2534, а афелій знаходиться на відстані 185 а. від сонця.

Астероїдно-кометна небезпека

Численні кратери на поверхні Місяця, Меркурія та інших тіл Сонячної системи часто згадуються як ілюстрація рівня астероїдно-кометної небезпеки для Землі. Але таке посилання не є цілком коректним, оскільки переважна частка цих кратерів утворилася в «період важкого бомбардування». Проте на поверхні Землі за допомогою сучасних технологій, включаючи аналіз супутникової зйомки, можна виявити сліди зіткнень з астероїдами, які відносяться до значно пізніших періодів еволюції Сонячної системи. Найбільший і найдавніший з відомих кратерів – Вредефорт – знаходиться у Південній Африці. Його діаметр близько 250 кілометрів, вік оцінюється у два мільярди років.

Кратер Чіксулуб на березі півострова Юкатан у Мексиці утворився після удару астероїда 65 мільйонів років тому, еквівалентної енергії вибуху в 100 тератон (10 12 тонн) тротилу. В даний час вважають, що зникнення динозаврів було наслідком цієї катастрофічної події, що викликала цунамі, землетрусу, виверження вулканів і кліматичні зміни через пиловий шар, що утворився в атмосфері, що закрив Сонце. Один із наймолодших - кратер Беррінджера - знаходиться в пустелі штату Арізона, США. Його діаметр 1200 метрів, глибина 175 метрів. Він виник 50 тисяч років тому внаслідок удару залізного метеорита діаметром близько 50 метрів та масою кілька сотень тисяч тонн.

Усього зараз налічують близько 170 кратерів ударного походження, утворених падінням небесних тіл. Найбільшу увагу привернула подія під Челябінськом, коли 15 лютого 2013 року у цьому районі увійшов в атмосферу астероїд, розмір якого оцінили приблизно 17 метрів та масу 13 000 тонн. Він вибухнув у повітрі на висоті 20 кілометрів, найбільша його частина масою 600 кілограмів упала в озеро Чебаркуль.

Його падіння не призвело до жертв, руйнування були помітні, але не катастрофічні: на досить великій території вибиті шибки, обвалився дах Челябінського цинкового заводу, осколками стекол поранено близько 1500 людей. Вважають, що катастрофи не сталося через елемент везіння: траєкторія падіння метеорита була пологою, інакше наслідки виявилися б значно важчими. Енергія вибуху еквівалентна 0,5 мегатонни тротилу, що відповідає 30 бомбам, скинутим на Хіросіму. Челябінський астероїд став докладніше описаним подією такого масштабу після вибуху Тунгуського метеорита 17 (30) червня 1908 року. Згідно з сучасними оцінками, падіння небесних тіл, подібних до Челябінського, у всьому світі відбувається приблизно один раз на 100 років. Що стосується Тунгуської події, коли були випалені та повалені дерева на площі діаметром 50 кілометрів внаслідок вибуху на висоті 18 кілометрів з енергією 10–15 мегатонн тротилу, то такі катастрофи трапляються приблизно один раз на 300 років. Однак відомі випадки, коли тіла меншого розміру, що стикаються із Землею частіше за згадані, завдавали помітних збитків. Як приклад можна назвати чотириметровий астероїд, що впав у Сіхоте-Аліні на північний схід від Владивостока 12 лютого 1947 року. При тому, що астероїд був невеликим, він складався майже цілком із заліза і виявився найбільшим із залізних метеоритів, що коли-небудь спостерігалися на поверхні Землі. На висоті 5 кілометрів він вибухнув, і спалах був яскравіший за Сонце. Територія епіцентру вибуху (його проекція на земну поверхню) була безлюдною, але на площі з діаметром 2 кілометри пошкоджено ліс і утворилося понад сотню кратерів діаметром до 26 метрів. Якби такий об'єкт упав на велике місто, загинули б сотні та навіть тисячі людей.

У той самий час цілком очевидно, що ймовірність загибелі конкретної людини внаслідок падіння астероїду дуже низька. Це не виключає того, що можуть пройти сотні років без суттєвих жертв, а потім падіння великого астероїда призведе до смерті мільйонів людей. У табл. 1 наведені ймовірності падіння астероїда, співвіднесені з рівнем смертності від інших подій.

Невідомо, коли трапиться наступне падіння астероїда, порівнянне чи важче за своїми наслідками з челябінською подією. Він може впасти і через 20 років, і за кілька століть, але може і завтра. Отримання раннього попередження про подію на зразок челябінського не просто бажане - воно необхідне для ефективного відхилення потенційно небезпечних об'єктів розміром, скажімо, понад 50 метрів. Що стосується зіткнень із Землею астероїдів менших розмірів, то ці події трапляються частіше, ніж нам здається: приблизно один раз на два тижні. Це ілюструє наведена карта падіння астероїдів розмірами метр і більше протягом останніх двадцяти років, підготовлена ​​НАСА.

.

Способи відхилення потенційно небезпечних навколоземних об'єктів

Відкриття у 2004 році астероїда Апофіс, ймовірність зіткнення якого із Землею у 2036 році тоді розглядали як досить високе, призвело до суттєвого зростання інтересу до проблеми астероїдно-кометного захисту. Було розгорнуто роботи з виявлення та каталогізації небезпечних небесних об'єктів, запущено програми досліджень щодо вирішення завдання запобігання їх зіткненням із Землею. В результаті різко зросла кількість знайдених астероїдів і комет, так що на цей час їх відкрито більше, ніж стало відомо до початку робіт за програмою. Пропонувалися й різні способи відхилення астероїдів від траєкторій зіткнення із Землею, включаючи досить екзотичні. Наприклад, покривати поверхні небезпечних астероїдів фарбою, яка змінить їх відбивні характеристики, призвівши до необхідного відхилення траєкторії астероїда рахунок тиску сонячного світла. Продовжувалися дослідження щодо способів зміни траєкторій небезпечних об'єктів шляхом зіткнення з ними космічних апаратів. Останні способи видаються досить перспективними та не потребують застосування технологій, що виходять за межі можливостей сучасної ракетно-космічної техніки. Однак їх ефективність обмежується масою космічного апарату, що наводиться. Для найпотужнішого російського носія "Протон-М" вона не може перевищувати 5-6 тонн.

Оцінимо зміну швидкості, наприклад Апофісу, маса якого близько 40 мільйонів тонн: зіткнення з ним космічного апарату масою 5 тонн при відносній швидкості 10 км/с дасть 1,25 міліметра в секунду. Якщо удару завдати задовго до очікуваного зіткнення, створити необхідне відхилення можна, але це «задовго» складе багато десятків років. Так далеко спрогнозувати траєкторію астероїда з прийнятною точністю в даний час неможливо, особливо враховуючи, що існує невизначеність у знанні параметрів динаміки удару і, отже, в оцінці очікуваної зміни вектора швидкості астероїда. Таким чином, для відхилення небезпечного астероїда від зіткнення із Землею потрібно знайти можливість направити на нього потужніший снаряд. Як такий можна запропонувати інший астероїд з масою, що значно перевищує масу космічного апарату, скажімо 1500 тонн. Але для управління рухом такого астероїда знадобиться забагато палива, щоб на практиці реалізувати ідею. Тому для необхідної зміни траєкторії астероїда-снаряда запропонували використовувати так званий гравітаційний маневр, який не вимагає сам по собі будь-якої витрати палива.

Під гравітаційним маневром розуміють обліт космічним об'єктом (у разі - астероїдом-снарядом) досить потужного тіла - Землі, Венери, інших планет Сонячної системи, і навіть їх супутників. Сенс маневру полягає в такому виборі параметрів траєкторії щодо тіла, що облітається (висоти, початкового положення і вектора швидкості), який дозволить за рахунок його гравітаційного впливу змінити орбіту об'єкта (у нашому випадку - астероїда) навколо Сонця так, що він опиниться на траєкторії зіткнення. Іншими словами, замість того, щоб повідомити керований об'єкт імпульс швидкості за допомогою ракетного двигуна, ми отримуємо цей імпульс за рахунок тяжіння планети, або, як його ще називають, ефекту пращі. Причому величина імпульсу може бути значною – 5 км/с і більше. Щоб його створити стандартним ракетним двигуном, необхідно витратити кількість палива, яка в 3,5 рази більша за масу апарату. А для методу гравітаційного маневру паливо необхідне лише для того, щоб вивести апарат на розрахункову траєкторію маневру, що зменшує його витрати на два порядки. Слід зазначити, що такий спосіб зміни орбіт космічних апаратів не є новим: його запропонував на початку тридцятих років минулого століття піонер радянської ракетної техніки Ф.А. Цандер. Нині таку методику широко застосовують у практиці космічних польотів. Досить ще раз назвати, наприклад, європейський космічний апарат «Розетта»: при реалізації місії за десять років він виконав три гравітаційні маневри біля Землі та один біля Марса. Можна згадати радянські космічні апарати «Вега-1» та «Вега-2», які вперше облетіли комету Галлея, - на шляху до неї вони зробили гравітаційні маневри з використанням поля тяжіння Венери. Для досягнення Плутона у 2015 році космічний апарат НАСА New Horizons застосував маневр у полі Юпітера. Цими прикладами список місій, які використовують гравітаційний маневр, далеко ще не вичерпується.

Використовувати гравітаційний маневр для наведення щодо невеликих навколоземних астероїдів на небезпечні небесні об'єкти для їх відхилення від траєкторії зіткнення із Землею запропонували співробітники Інституту космічних досліджень Російської академії наук на міжнародній конференції з проблеми астероїдної небезпеки, організованої на Мальті. А наступного року з'явилася журнальна публікація з викладом цієї концепції та її обґрунтуванням.

Для підтвердження реалізованості концепції як приклад небезпечного небесного об'єкта було обрано астероїд Апофіс.

Спочатку прийняли умову, що небезпека астероїда встановлюється приблизно за десять років до його зіткнення із Землею. Відповідно, будувався сценарій відхилення астероїда від траєкторії, що проходить через неї. Насамперед зі списку навколоземних астероїдів, орбіти яких відомі, вибрали один, який переведуть на околицю Землі на орбіту, придатну до виконання гравітаційного маневру, що забезпечує потрапляння астероїда в Апофіс пізніше 2035 року. Як критерій відбору прийняли величину імпульсу швидкості, яку треба повідомити астероїду для його переведення на таку траєкторію. Максимально допустимим визнали імпульс 20 м/с. Далі чисельний аналіз можливих операцій з наведення астероїда на Апофіс проводили відповідно до наступного сценарію польоту.

Після виведення головного блоку ракети-носія "Протон-М" на низьку навколоземну орбіту за допомогою розгінного блоку "Бриз-М" космічний апарат переводять на траєкторію перельоту до астероїда-снаряду з наступною посадкою на його поверхню. Апарат закріплюється на поверхні і рухається разом з астероїдом до точки, в якій включає двигун, повідомляючи астероїду імпульс, що переводить його на розраховану траєкторію гравітаційного маневру - обльоту Землі. У процесі руху проводять необхідні вимірювання визначення параметрів руху як астероїда-мети, і астероїда-снаряда. За результатами вимірювань обчислюють траєкторію снаряда та виробляють її корекцію. За допомогою рухової установки апарату астероїду повідомляють імпульси швидкості, що виправляють помилки параметрів траєкторії руху до мети. Такі самі операції виконуються і на траєкторії перельоту апарату до астероїда-снаряду. Ключовим параметром у розробці та оптимізації сценарію є імпульс швидкості, який потрібно повідомити астероїду-снаряду. Для кандидатів на цю роль визначають дати повідомлення імпульсу, прибуття астероїда до Землі та зіткнення з небезпечним об'єктом. Ці параметри підбираються таким чином, щоб величина імпульсу, повідомленого астероїда-снаряду, була мінімальною. У процесі досліджень як кандидатів проаналізовано весь список астероїдів, параметри орбіт яких на сьогодні відомі, - їх близько 11 000.

Через війну розрахунків знайшли п'ять астероїдів, характеристики яких, включаючи розміри, наведено у табл. 2. До неї потрапили астероїди, розміри яких помітно перевищують величини, що відповідають максимально допустимій масі: 1500–2000 тонн. У цьому потрібно зробити два зауваження. Перше: для аналізу використали далеко не повний список навколоземних астероїдів (11 000), тоді як, за сучасними оцінками, їх щонайменше 100 000. Друге: розглядається реальна можливість використовувати як снаряд не астероїд цілком, а, наприклад, що знаходяться на його поверхні валуни, маса яких укладається в зазначені межі (можна згадати астероїд Ітокава). Зауважимо, що саме такий підхід оцінюється як реалістичний в американському проекті щодо доставки малого астероїда на місячну орбіту. З табл. 2 видно, що найменший імпульс швидкості - всього 2,38 м/с - необхідний, якщо використовувати як снаряд астероїд 2006 XV4. Щоправда, сам він завеликий і перевищує передбачуваний ліміт 1500 тонн. Але якщо використовувати його фрагмент або валун на поверхні з такою масою (за його наявності), то вказаний імпульс створить стандартний ракетний двигун зі швидкістю закінчення газів 3200 м/с, витративши 1,2 тонни палива. Як показали розрахунки, на поверхню цього астероїда можна посадити апарат із загальною масою понад 4,5 тонни, тому доставка палива не створить проблем. А застосування електроракетного двигуна дозволить знизити витрату палива (точніше – робочого тіла) до 110 кілограмів.

Однак слід враховувати, що наведені в таблиці дані щодо необхідних імпульсів швидкості відносяться до ідеального випадку, коли потрібна зміна вектора швидкості реалізується абсолютно точно. Насправді це не так, і, як зазначалося, необхідно мати запас робочого тіла для корекцій орбіти. При досягнутих на цей час точностях на корекцію може знадобитися сумарно до 30 м/с, що перевищує номінальні значення величини зміни швидкості на вирішення завдання перехоплення небезпечного об'єкта.

У нашому випадку, коли керований об'єкт має масу на три порядки більше, потрібне інше рішення. Воно існує - це застосування електроракетного двигуна, що дозволяє знизити витрату робочого тіла вдесятеро для того ж імпульсу, що коригує. Крім того, для підвищення точності наведення пропонується використовувати навігаційну систему, що включає в себе невеликий апарат, забезпечений приймачем, який завчасно розміщують на поверхні небезпечного астероїда, і два субсупутники, що супроводжують основний апарат. За допомогою приймачів вимірюють відстань між апаратами та їх відносні швидкості. Така система дозволяє забезпечити попадання астероїда-снаряда в ціль з відхиленням в межах 50 метрів за умови використання на останній фазі підльоту до мети невеликого хімічного двигуна з тягою кілька десятків кілограмів, що видає імпульс швидкості в межах 2 м/с.

З питань, що виникають під час обговорення реалізованості концепції використання малих астероїдів для відхилення небезпечних об'єктів, важливим є питання ризику зіткнення із Землею астероїда, переведеного на траєкторію гравітаційного маневру навколо неї. У табл. 2 наводяться відстані астероїдів від центру Землі в перигеї і під час гравітаційного маневру. Для чотирьох вони перевищують 15 000 кілометрів, а астероїд 1994 GV дорівнює 7427,54 кілометра (середній радіус Землі - 6371 кілометр). Відстані виглядають безпечними, але гарантувати відсутність будь-якого ризику все ж таки не можна, якщо розміри астероїда такі, що він може досягти поверхні Землі, не згорівши в атмосфері. Як гранично допустимий розмір розглядають діаметр 8-10 метрів за умови, що астероїд не залізний. Радикальний спосіб вирішення проблеми – використовувати для маневру Марс чи Венеру.

Захоплення астероїдів для проведення досліджень

Базова ідея проекту Asteroid Redirect Mission (ARM) - переклад астероїда на іншу орбіту, зручнішу для проведення досліджень з безпосередньою участю людини. Як така була запропонована орбіта, близька до місячної. Як ще один варіант зміни астероїдної орбіти в ІКІ РАН розглянуті способи управління рухом астероїдів з використанням гравітаційних маневрів у Землі, подібні до тих, що були розроблені для наведення малих астероїдів на небезпечні навколоземні об'єкти.

Як мету таких маневрів розглядають переведення астероїдів на орбіти, резонансні з орбітальним рухом Землі, зокрема із співвідношенням періодів астероїда та Землі 1:1. Серед навколоземних астероїдів є тринадцять, які можна перевести на резонансні орбіти у зазначеному співвідношенні та за нижньої допустимої межі радіусу перигею – 6700 кілометрів. Для цього будь-якому з них достатньо повідомити імпульс швидкості, що не перевищує 20 м/с. Їхній список представлений у табл. 3, де вказані величини імпульсів швидкості, що переводять астероїд на траєкторію гравітаційного маневру у Землі, в результаті якого період його орбіти стає рівним до земного, тобто одного року. Там же наведені максимальні та мінімальні маневром швидкості астероїда в його геліоцентричному русі. Цікаво відзначити, що максимальні швидкості можуть бути дуже великими, дозволяючи в результаті маневру закинути астероїд досить далеко від Сонця. Наприклад, астероїд 2012 VE77 вдасться відправити на орбіту з афелієм на відстані орбіти Сатурна, а решта – за межі орбіти Марса.

Перевага резонансних астероїдів у тому, що вони повертаються на околицю Землі щорічно. Це дає можливість хоч щороку відправляти космічний апарат з посадкою на астероїд і доставляти на Землю зразки ґрунту, причому на повернення апарату, що спускається на Землю, майже не потрібно витрачати паливо. У цьому плані астероїд на резонансній орбіті має переваги щодо астероїда на орбіті, подібній до місячної, як планується в проекті Keck, оскільки він для повернення вимагають помітну витрату палива. Для безпілотних місій це може стати вирішальним, але для пілотованих польотів, коли необхідно забезпечити якнайшвидше повернення апарата на Землю в аварійній ситуації (протягом тижня або навіть раніше), перевага може виявитися на стороні проекту ARM.

З іншого боку, щорічне повернення резонансних астероїдів до Землі дозволяє періодично проводити гравітаційні маневри, щоразу змінюючи їхню орбіту для оптимізації умов досліджень. Орбіта при цьому має залишатися резонансною, що нескладно здійснити, роблячи багаторазові гравітаційні маневри. Використовуючи такий підхід, можна перевести астероїд на орбіту, ідентичну земній, але трохи нахилену до площини (до екліптики). Тоді астероїд зближуватиметься із Землею двічі на рік. До сімейства орбіт, що отримуються в результаті послідовності гравітаційних маневрів, входить орбіта, площина якої лежить в екліптиці, але має дуже більший ексцентриситет і, як у астероїда 2012 VE77, досягає орбіти Марса.

Якщо далі розвинути технологію гравітаційних маневрів у планет, що включає побудову резонансних орбіт, виникає ідея використовувати Місяць. Справа в тому, що гравітаційний маневр у планети у чистому вигляді не дозволяє захопити об'єкт на орбіту супутника, оскільки при обльоті планети енергія його відносного руху не змінюється. Якщо ж при цьому він облетить природний супутник планети (Місяць), то його енергію можна зменшити. Проблема в тому, що зменшення має бути достатнім для переходу на орбіту супутника, тобто початкова швидкість щодо планети має бути невеликою. Якщо ця вимога не виконана, об'єкт залишить околицю Землі назавжди. Але якщо вибрати геометрію комбінованого маневру так, що в результаті астероїд залишиться на резонансній орбіті, через рік можна повторити маневр. Таким чином, існує можливість захопити астероїд на орбіту супутника Землі, застосувавши гравітаційні маневри у Землі зі збереженням умови резонансу та координованого обльоту Місяця.

Очевидно, що окремі приклади, що підтверджують можливість реалізації концепції управління рухом астероїдів за допомогою гравітаційних маневрів, не гарантують вирішення проблеми астероїдно-кометної небезпеки для будь-якого небесного об'єкта, що загрожує зіткненням із Землею. Може статися, що в конкретному випадку не знайдеться відповідного астероїда, який можна направити. Але, як показують останні результати розрахунків, проведені з урахуванням найсвіжіших каталогізованих астероїдів, при гранично допустимому імпульсі швидкості, необхідному для переведення астероїда в околицю планети, що дорівнює 40 м/с, кількість відповідних астероїдів становить 29, 193 і 7 Землі та Марса відповідно. Вони входять до списку небесних тіл, рухом яких можна керувати засобами сучасної ракетно-космічної техніки. Список стрімко поповнюється, оскільки зараз відкривають у середньому від двох до п'яти астероїдів на день. Так, за період з 1 до 21 листопада 2014 року відкрито 58 навколоземних астероїдів. Досі на рух природних небесних тіл ми не могли впливати, але настає нова фаза розвитку цивілізації, коли це стає можливим.

Словник до статті

Закон Боді(Правило Тіціуса - Боде, встановлене в 1766 німецьким математиком Йоганном Тіціусом і переформульоване в 1772 німецьким астрономом Йоган Боде) описує відстані між орбітами планет Сонячної системи і Сонцем, а також між планетами і орбітами її природних супутників. Одне з його математичних формулювань: Ri = (D i + 4) / 10, де D i = 0, 3, 6, 12 ... n, 2n, а Ri - середній радіус орбіти планети в астрономічних одиницях (а. е.).

Цей емпіричний закон виконується більшість планет із точністю до 3%, але, схоже, фізичного сенсу немає. Є, проте, припущення, що у стадії формування Сонячної системи внаслідок гравітаційних збурень виникла регулярна кільцева структура областей, у яких орбіти протопланет виявилися стабільними. Пізніше вивчення Сонячної системи показало, що закон Боде, взагалі кажучи, далеко не завжди виконується: орбіти Нептуна і Плутона, наприклад, знаходяться набагато ближче до Сонця, ніж він передбачає (див. таблицю).

(L-точки або точки лібрації, від лат. Libration- розгойдую) - точки в системі двох масивних тіл, наприклад Сонця і планети або планети та її природного супутника. Тіло істотно меншої маси - астероїд або космічна лабораторія - залишатиметься в будь-якій з точок Лагранжа, коливаючи невелику амплітуду, за умови, що на нього діють лише сили тяжіння.

Крапки Лагранжа лежать у площині орбіти обох тіл і позначені індексами від 1 до 5. Перші три - колініарні - лежать на прямій, що з'єднує центри масивних тіл. Точка L 1 знаходиться між масивними тілами, L 2 - менш масивним, L 3 - більш масивним. Положення астероїда у цих точках найменш стійке. Точки L 4 і L 5 - трикутні, або троянські, - знаходяться на орбіті по обидва боки від лінії, що з'єднує тіла великої маси, під кутами 60 про лінії, що з'єднує їх (наприклад, Сонце і Землю).

Точка L 1 системи Земля - ​​Місяць - зручне місце для розміщення орбітальної станції, що дозволяє космонавтам дістатися до Місяця з мінімальними витратами палива, або обсерваторії для спостереження за Сонцем, яке в цій точці ніколи не заступається ні Землею, ні Місяцем.

Точка L 2 системи Сонце – Земля зручна для будівництва космічних обсерваторій та телескопів. Об'єкт у цій точці необмежено довго зберігає орієнтацію щодо Землі та Сонця. У ній вже знаходяться американські лабораторії "Планк", "Гершель", WMAP, Gaia та ін.

У точку L 3 , по той бік від Сонця, письменники-фантасти неодноразово поміщали якусь планету - Протиземлю, яка чи то прибула здалеку, чи створена одночасно із Землею. Сучасні спостереження її виявили.

Ексцентриситет(рис. 1) - число, що характеризує форму кривої другого порядку (еліпса, параболи та гіперболи). Математично воно дорівнює відношенню відстані будь-якої точки кривої до її фокусу до відстані від цієї точки до прямої, званої директрисою. У еліпсів – орбіт астероїдів та більшості інших небесних тіл – є дві директорки. Їхні рівняння: x = ±(a/e), де a - велика піввісь еліпса; e – ексцентриситет – величина, постійна для будь-якої даної кривої. Ексцентриситет еліпса менше 1 (у параболи е = 1, у гіперболі е > 1); коли е > 0, форма еліпса наближається до кола, при е > 1 еліпс стає дедалі більше витягнутим і стиснутим, межі вироджуючись у відрізок - власну велику вісь 2а. Інше, більш просте і наочне визначення ексцентриситету еліпса - відношення різниці його максимальної та мінімальної відстані до фокусу до їх суми, тобто довжині великої осі еліпса. Для навколосонячних орбіт це відношення різниці видалення небесного тіла від Сонця в афелії та перигелії до їхньої суми (великої осі орбіти).

сонячний вітер- постійний потік плазми сонячної корони, тобто заряджених частинок (протонів, електронів, ядер гелію, іонів кисню, кремнію, заліза, сірки) за радіальними напрямками від Сонця. Він займає сферичний обсяг радіусом щонайменше 100 а. е., межу обсягу визначає рівність динамічного тиску сонячного вітру та тиску міжзоряного газу, магнітного поля Галактики та галактичних космічних променів.

Екліптика(Від грец. ekleipsis- затемнення) - велике коло небесної сфери, яким відбувається видимий річний рух Сонця. Насправді, оскільки Земля рухається навколо Сонця, екліптика – це перетин небесної сфери площиною земної орбіти. Лінія екліптики проходить 12 сузір'ями Зодіаку. Її грецька назва пов'язана з тим, що з давніх-давен відомо: сонячні та місячні затемнення відбуваються, коли Місяць знаходиться поблизу точки перетину її орбіти з екліптикою.

Складене зображення (в масштабі) астероїдів, знятих у високій роздільній здатності. На 2011 рік це були, від більшого до меншого: (4) Веста, (21) Лютеція, (253) Матільда, (243) Іда та його супутник Дактиль, (433) Ерос, (951) Гаспра, (2867) Штейнс, (25143) Ітокава

Астероїд (поширений до 2006 року синонім - мала планета) - відносно невелике небесне тіло, що рухається орбітою навколо. Астероїди значно поступаються за масою та розмірами, мають неправильну форму і не мають, хоча при цьому і у них можуть бути.

Визначення

Порівняльні розміри астероїда (4) Веста, карликової планети Церера та Місяця. Роздільна здатність 20 км на піксель

Термін астероїд (від др.-грец. ἀστεροειδής - «подібний до зірки», з ἀστήρ - «зірка» і εἶδος - «вид, зовнішність, якість») був придуманий композитором Чарлзом Берні і введений Вільямом Гершелем спостереження виглядали як точки - на відміну від планет, які при спостереженні в телескоп виглядають дисками. Точне визначення терміну «астероїд» досі не є встановленим. До 2006 року астероїди також називали малими планетами.

Головний параметр, яким проводиться класифікація, - розмір тіла. Астероїдами вважаються тіла з діаметром понад 30 м, тіла меншого розміру називають .

У 2006 році Міжнародний астрономічний союз відніс більшість астероїдів до .

Астероїди у Сонячній системі

Головний пояс астероїдів (білий колір) та троянські астероїди Юпітера (зелений колір)

На даний момент у Сонячній системі виявлено сотні тисяч астероїдів. Станом на 11 січня 2015 р. у базі даних налічувалося 670 474 об'єкти, з яких для 422 636 точно визначено орбіти та їм присвоєно офіційний номер, понад 19 000 з них мали офіційно затверджені найменування. Передбачається, що у Сонячній системі може бути від 1,1 до 1,9 мільйона об'єктів, що мають розміри більше 1 км. Більшість відомих на даний момент астероїдів зосереджено в межах розташованого між орбітами і .

Найбільшим астероїдом у Сонячній системі вважалася, що має розміри приблизно 975×909 км, проте з 24 серпня 2006 року вона набула статусу. Два інших найбільших астероїда (2) Паллада і мають діаметр ~500 км. (4) Веста є єдиним об'єктом пояса астероїдів, який можна спостерігати неозброєним оком. Астероїди, що рухаються іншими орбітами, також можуть бути спостерігаються в період проходження поблизу (наприклад, (99942) Апофіс).

Загальна маса всіх астероїдів головного поясу оцінюється в 3,0-3,6 · 10 21 кг, що становить близько 4% від маси . Маса Церери - 9,5·10 20 кг, тобто близько 32 % від загальної, а разом із трьома найбільшими астероїдами (4) Веста (9 %), (2) Паллада (7 %), (10) Гігея (3 % ) - 51%, тобто абсолютна більшість астероїдів мають незначну за астрономічними мірками масу.

Вивчення астероїдів

Вивчення астероїдів почалося після відкриття 1781 року Вільямом Гершелем планети. Його середня геліоцентрична відстань виявилася відповідною правилу Тіціуса - Боде.

Наприкінці XVIII століття Франц Ксавер організував групу із 24 астрономів. З 1789 року ця група займалася пошуками планети, яка, згідно з правилом Тіціуса-Боде, мала знаходитися на відстані близько 2,8 астрономічних одиниць від Сонця - між орбітами Марса і Юпітера. Завдання полягало в описі координат усіх зірок в області зодіакальних сузір'їв на певний момент. Наступні ночі координати перевірялися, і виділялися об'єкти, які зміщувалися більшу відстань. Передбачуване усунення шуканої планети мало становити близько 30 кутових секунд на годину, що мало бути легко помічено.

За іронією долі, перший астероїд, Церера, був виявлений італійцем Піацці, який не брали участі в цьому проекті, випадково, в 1801 році, в першу ж ніч століття. Три інших - (2) Паллада, (3) Юнона та (4) Веста були виявлені в наступні кілька років - останній, Веста, в 1807 році. Ще через 8 років безплідних пошуків більшість астрономів вирішили, що там більше нічого немає, і припинили дослідження.

Проте Карл Людвіг Хенке виявив наполегливість, і 1830 року відновив пошук нових астероїдів. Через п'ятнадцять років він виявив Астрею, перший новий астероїд за 38 років. Він також виявив Гебу менш ніж за два роки. Після цього інші астрономи підключилися до пошуків, і далі виявлялося щонайменше одного нового астероїда на рік (крім 1945 року).

У 1891 році Макс Вольф вперше використав для пошуку астероїдів метод астрофотографія, при якому на фотографіях з довгим періодом експонування астероїди залишали короткі світлі лінії. Цей метод значно прискорив виявлення нових астероїдів порівняно з раніше використовуваними методами візуального спостереження: Макс Вольф поодинці виявив 248 астероїдів, починаючи з (323) Брюсія, тоді як до нього було виявлено трохи більше 300. Зараз, через століття, 385 тисяч астероїдів офіційний номер, а 18 тисяч із них - ще й ім'я.

У 2010 році дві незалежні групи астрономів зі США, Іспанії та Бразилії заявили, що одночасно виявили водяний лід на поверхні одного з найбільших астероїдів головного поясу - Феміди. Це відкриття дозволяє зрозуміти походження води Землі. На початку існування Земля була занадто гаряча, щоб утримати достатню кількість води. Ця речовина мала прибути пізніше. Передбачалося, що воду на Землю могли занести комети, але ізотопний склад земної води та води у кометах не збігається. Тому можна припустити, що вода на Землю була занесена під час її зіткнення з астероїдами. Дослідники також виявили на Феміді складні вуглеводні, зокрема молекули - попередники життя.

Найменування астероїдів

Спочатку астероїдам давали імена героїв римської та грецької міфології, пізніше відкривачі отримали право називати їх як завгодно – наприклад, своїм ім'ям. Спочатку астероїдам давалися переважно жіночі імена, чоловічі імена отримували лише астероїди, що мають незвичайні орбіти (наприклад, Ікар, що наближається до Сонця ближче). Пізніше і це правило перестало дотримуватися.

Отримати ім'я може будь-який астероїд, лише той, орбіта якого більш-менш надійно обчислена. Були випадки, коли астероїд отримував ім'я десятки років після відкриття. Доки орбіта не обчислена, астероїду дається тимчасове позначення, що відображає дату його відкриття, наприклад, 1950 DA. Цифри позначають рік, перша літера - номер півмісяця на рік, у якому астероїд було відкрито (у наведеному прикладі друга половина лютого). Друга буква позначає порядковий номер астероїда у вказаному півмісяці, у прикладі астероїд було відкрито першим. Так як півмісяців 24, а англійських букв - 26, в позначенні не використовуються дві літери: I (через схожість з одиницею) і Z. Якщо кількість астероїдів, відкритих протягом півмісяця, перевищить 24, знову повертаються до початку алфавіту, приписуючи другий літері індекс 2, при наступному поверненні - 3, і т.д.

Після отримання імені офіційне найменування астероїда складається з числа (порядкового номера) та назви - (1) Церера, (8) Флора і т.д.

Визначення форми та розмірів астероїда

Астероїд (951) Гаспра. Одне з перших зображень астероїда отриманих з космічного апарату. Передано космічним зондом «Галілео» під час його прольоту повз Гаспру у 1991 році (колір посилено)

Перші спроби виміряти діаметри астероїдів, використовуючи метод прямого вимірювання видимих ​​дисків за допомогою ниткового мікрометра, зробили Вільям Гершель у 1802 та Йоганн Шрьотер у 1805 роках. Після них у XIX столітті аналогічним способом проводилися вимірювання найяскравіших астероїдів іншими астрономами. Основним недоліком даного методу були значні розбіжності результатів (наприклад, мінімальні та максимальні розміри Церери, отримані різними вченими, відрізнялися вдесятеро).

Сучасні способи визначення розмірів астероїдів включають методи поляриметрії, радіолокаційний, спекл-інтерферометрії, транзитний і теплової радіометрії.

Одним із найпростіших і якісних є транзитний метод. Під час руху астероїда щодо Землі він іноді проходить і натомість віддаленої зірки, це явище називається покриття зірок астероїдом. Вимірявши тривалість зниження яскравості даної зірки та знаючи відстань до астероїда, можна досить точно визначити його розмір. Даний метод дозволяє досить точно визначати розміри великих астероїдів на кшталт Палади.

Метод поляриметрії полягає у визначенні розміру на підставі яскравості астероїду. Чим більше астероїд, тим більше сонячного світла він відбиває. Однак яскравість астероїда сильно залежить від альбедо поверхні астероїда, що в свою чергу визначається складом порід, що його складають. Наприклад, астероїд Веста через високий альбедо своєї поверхні відбиває в 4 рази більше світла, ніж Церера і є найпомітнішим астероїдом на небі, який іноді можна спостерігати неозброєним оком.

Проте саме альбедо також можна визначити досить легко. Справа в тому, що чим менша яскравість астероїда, тобто чим менше він відображає сонячної радіації у видимому діапазоні, тим більше він її поглинає і, нагріваючись, випромінює її потім у вигляді тепла в інфрачервоному діапазоні.

Метод поляриметрії може бути також використаний визначення форми астероїда, шляхом реєстрації зміни його блиску в процесі обертання, так і для визначення періоду цього обертання, а також для виявлення великих структур на поверхні. Крім того, результати, одержані за допомогою інфрачервоних телескопів, використовуються для визначення розмірів методом теплової радіометрії.

Класифікація астероїдів

Загальна класифікація астероїдів заснована на характеристиках їх орбіт і опис видимого спектра сонячного світла, що відображається їх поверхнею.

Групи орбіт та сімейства

Астероїди об'єднують у групи та сімейства на основі характеристик їх орбіт. Зазвичай група отримує назву на ім'я першого астероїда, який був виявлений на цій орбіті. Групи - щодо вільні освіти, тоді як сімейства - більш щільні, утворені у минулому під час руйнування великих астероїдів від зіткнень коїться з іншими об'єктами.

Спектральні класи

У 1975 році Кларк Р. Чапмен (Clark R. Chapman), Девід Моррісон (David Morrison) та Бен Целлнер (Ben Zellner) розробили систему класифікації астероїдів, що спирається на показники кольору, альбедо та характеристики спектра відбитого сонячного світла. Спочатку ця класифікація визначала лише три типи астероїдів:

Клас С – вуглецеві, 75 % відомих астероїдів.
Клас S – силікатні, 17 % відомих астероїдів.
Клас M – металеві, більшість інших.

Цей список був пізніше розширений і кількість типів продовжує зростати в міру того, як детально вивчається дедалі більше астероїдів:

Клас A - характеризуються досить високим альбедо (між 0,17 і 0,35) і червоним кольором у видимій частині спектра.
Клас B - в цілому відносяться до астероїдів класу C, але майже не поглинають хвилі нижче 0,5 мкм, а їх спектр злегка блакитний. Альбедо загалом вище, ніж в інших вуглецевих астероїдів.
Клас D - характеризуються дуже низьким альбедо (0,02-0,05) і рівним червоним спектром без чітких ліній поглинання.
Клас E - поверхня цих астероїдів містить у своєму складі такий мінерал, як енстатит і може мати схожість з ахондрити.
Клас F - загалом схожі з астероїдами класу B, але без слідів "води".
Клас G - характеризується низьким альбедо і майже плоским (і безбарвним) у видимому діапазоні спектром відбиття, що свідчить про сильне ультрафіолетове поглинання.
Клас P - як і астероїди класу D, характеризуються досить низьким альбедо, (0,02-0,07) і рівним червоним спектром без чітких ліній поглинання.
Клас Q - на довжині хвилі 1 мкм у спектрі цих астероїдів присутні яскраві та широкі лінії олівіну та піроксену та, крім того, особливості, що вказують на наявність металу.
Клас R - характеризуються відносно високим альбедо і червоним діапазоном відбиття на довжині 0,7 мкм.
Клас T - характеризується низьким альбедо і червоним спектром (з помірним поглинанням на довжині хвилі 0,85 мкм), який схожий на спектр астероїдів P-і D-класів, але по нахилу займає проміжне положення.
Клас V - астероїди цього класу помірно яскраві і досить близькі до більш загального класу S, які також в основному складаються з каменю, силікатів і заліза (хондритів), але відрізняються S більш високим вмістом піроксену.
Клас J - це клас астероїдів, що утворилися, ймовірно, із внутрішніх частин Вести. Їхні спектри близькі до спектрів астероїдів V класу, але їх відрізняє особливо сильні лінії поглинання на довжині хвилі 1 мкм.

Слід враховувати, що кількість відомих астероїдів, віднесених до якогось типу, не обов'язково відповідає дійсності. Деякі типи досить складні визначення, і тип певного астероїда може бути змінений при більш ретельних дослідженнях.

Проблеми спектральної класифікації

Спочатку спектральна класифікація ґрунтувалася на трьох типах матеріалу, що становить астероїди:

Клас С – вуглець (карбонати).
Клас S – кремній (силікати).
Клас M – метал.

Проте існують сумніви, що така класифікація однозначно визначає склад астероїда. У той час, як різний спектральний клас астероїдів вказує на їх різний склад, немає доказів того, що астероїди одного спектрального класу складаються з однакових матеріалів. В результаті вчені не прийняли нової системи, і впровадження спектральної класифікації зупинилося.

Розподіл за розмірами

Кількість астероїдів помітно зменшується із зростанням їх розмірів. Хоча це в цілому відповідає статечному закону, є піки при 5 км і 100 км, де більше астероїдів, ніж очікувалося б відповідно до логарифмічного розподілу.

Освіта астероїдів

У липні 2015 року було повідомлено про відкриття камерою DECam телескопа імені Віктора Бланка 11-го та 12-го троянців Нептуна – 2014 QO441 та 2014 QP441. Таким чином, кількість троянців у точці L4 Нептуна збільшилася до 9. Також цим оглядом було виявлено 20 інших об'єктів, що одержали позначення Центру малих планет, у тому числі 2013 RF98, що має один з найбільших періодів обігу.

Об'єктам цієї групи надаються імена кентаврів античної міфології.

Першим відкритим кентавром був Хірон (1977). При наближенні до перигелію у нього спостерігається кома, характерна для комет, тому Хірон вважається за класифікацією одночасно і кометою (95P/Chiron), і астероїдом (2060 Chiron), хоча він значно більше типової комети.



Астероїди – порівняно невеликі небесні тіла, що рухаються орбітою навколо Сонця. Вони значно поступаються за розмірами та масою планет, мають неправильну форму і не мають атмосфери.

У цьому розділі сайту сайт кожен зможе дізнатися багато цікавих фактів про астероїди. Можливо, з деякими Ви вже знайомі, інші будуть новими для Вас. Астероїди – цікавий спектр Космосу, і ми пропонуємо Вам ознайомитись з ними якомога детальніше.

Термін "астероїд" вперше був придуманий відомим композитором Чарльзом Берні і використаний Вільямом Гершелем на основі того, що дані об'єкти при перегляді в телескоп виглядають як точки зірок, тоді як планети виглядають дисками.

До цього часу немає точного визначення терміна «астероїд». Астероїди до 2006 року прийнято називати малими планетами.

Основний параметр, яким їх класифікують, – розмір тіла. До астероїдів відносять тіла з діаметром більше 30 м, а тіла, які мають менший розмір, називають метеоритами.

Міжнародний астрономічний союз у 2006 році відніс більшість астероїдів до малих тіл нашої Сонячної системи.

На сьогоднішній день у Сонячній системі виявлено сотні тисяч астероїдів. Станом на 11 січня 2015 року в базі даних 670474 об'єкти, з яких у 422636 визначено орбіти, вони мають офіційний номер, понад 19 тис. з них мали офіційні найменування. На думку вчених, у Сонячній системі може бути від 1,1 до 1,9 млн. об'єктів, розміром більше 1 км. Більшість астероїдів, відомих на даний момент, знаходиться в межах поясу астероїдів між орбітами Юпітера і Марса.

Найбільший астероїд у Сонячній системі – Церера, що має розміри приблизно 975х909 км, але з 24 серпня 2006 р. її віднесли до карликових планет. Інші два великих астероїда (4) Веста і (2) Паллада мають діаметр близько 500 км. (4) Веста – це єдиний об'єкт поясу астероїдів, який видно неозброєним оком. Всі астероїди, які рухаються іншими орбітами, можуть простежуватися в період проходження поблизу нашої планети.

Щодо загальної ваги всіх астероїдів головного поясу, то його оцінюють у 3,0 – 3,6 1021 кг, що становить приблизно 4% від ваги Місяця. Однак на масу Церери припадає близько 32% від усієї маси (9,5 1020 кг), а разом із трьома іншими великими астероїдами – (10) Гігея, (2) Паллада, (4) Веста – 51%, тобто більшість астероїдів відрізняються нікчемною масою за астрономічними мірками.

Вивчення астероїдів

Після того як Вільям Гершель в 1781 відкрив планету Уран, почалися перші відкриття астероїдів. Середня геліоцентрична відстань астероїдів відповідає правилу Тіціуса-Боде.

Франц Ксавер наприкінці 18 століття створив групу із двадцяти чотирьох астрономів. Починаючи з 1789 року, дана група спеціалізувалася на пошуках планети, яка згідно з правилом Тіціуса-Боде повинна розташовуватися на відстані приблизно 2,8 астрономічних одиниць (а.е.) від Сонця, а саме між орбітами Юпітера і Марса. Основне завдання полягала у описі координат зірок, що у області зодіакальних сузір'їв на конкретний момент. Координати перевірялися наступні ночі, виділялися об'єкти, що зміщуються великі відстані. За їхнім припущенням зміщення планети, що шукається, повинно становити близько тридцяти кутових секунд на годину, що було б дуже помітно.

Перший астероїд, Церера, було виявлено італійцем Піації, який брав участь у цьому проекті, цілком випадково, у першу ж ніч століття – 1801 рік. Три інших – (2) Паллада, (4) Веста та (3) Юнона – були виявлені у наступні кілька років. Найостаннішою (1807 року) була Веста. Ще через вісім років безглуздих пошуків багато астрономів вирішили, що там більше нема чого шукати, і відмовилися від будь-яких спроб.

Але Карл Людвіг Хенке виявляв наполегливість і в 1830 знову приступив до пошуку нових астероїдів. Через 15 років він виявив Астрею, яка була першим астероїдом за 38 років. І вже за 2 роки виявив Гебу. Після цього до роботи підключилися інші астрономи, а потім виявлялося не менше одного нового астероїда на рік (крім 1945 р.).

Метод астрофотографія для пошуку астероїдів вперше використав Макс Вольф у 1891 році, згідно з яким на фото з довгим періодом експонування астероїди залишали світлі короткі лінії. Такий метод суттєво прискорив виявлення нових астероїдів порівняно з методами візуального спостереження, використаними раніше. Поодинці Максу Вольфу вдалося виявити 248 астероїдів, тоді як до нього вдалося знайти більше 300. У наш час 385 000 астероїдів мають офіційний номер, а 18 000 з них - ще й ім'я.

П'ять років тому дві незалежні групи астрономів із Бразилії, Іспанії та США заявили, що одночасно виявили водяний лід на поверхні Феміди, одного з найбільших астероїдів. Їхнє відкриття дозволило дізнатися про походження води на нашій планеті. На початку свого існування вона була занадто гаряча, не в змозі утримати велику кількість води. Ця речовина виникла пізніше. Вчені припустили, що воду на Землю занесли комети, але лише ізотопні склади води в кометах та земній воді не збігаються. Тому можна припустити, що вона потрапила на Землю під час її зіткнення з астероїдами. Разом з тим, вчені виявили на Феміді складні вуглеводні, в т.ч. молекули – попередники життя.

Назва астероїдів

Спочатку астероїдам давали імена героїв грецької та римської міфології, пізніше відкривачі могли називати їх, як їм заманеться, аж до свого імені. Спочатку астероїдам майже завжди давали жіночі імена, чоловічі отримували тільки ті астероїди, які мали незвичайні орбіти. З часом це правило дотримуватися перестало.

Не будь-який астероїд може отримати ім'я, а тільки той, орбіта якого надійно обчислена. Нерідко траплялися випадки, коли астероїд називали через багато років після відкриття. Поки орбіта була обчислена, астероїду давалося лише тимчасове позначення, що відображає дату його відкриття, наприклад, 1950 DA. Перша буква означає номер півмісяця на рік (у прикладі, як бачите, це друга половина лютого), відповідно, друга позначає його порядковий номер у зазначеному півмісяці (як бачите, цей астероїд було відкрито першим). Цифри, як неважко здогадатися, позначають рік. Оскільки англійських літер 26, а півмісяців 24, в позначенні ніколи не застосовувалися дві літери: Z та I. У тому випадку, якщо кількість астероїдів, відкритих протягом півмісяця, буде більшою за 24, вчені поверталися до початку алфавіту, а саме прописуючи другу літеру – 2 відповідно при наступному поверненні – 3 і т.д.

Найменування астероїда після отримання імені складається з порядкового номера (числа) та назви – (8) Флора, (1) Церера тощо.

Визначення розмірів та форми астероїдів

Перші спроби виміряти діаметри астероїдів, застосовуючи метод прямого вимірювання видимих ​​дисків за допомогою ниткового мікрометра, зробили Йоганн Шретер та Вільям Гершель у 1805 році. Потім у 19 столітті іншими астрономами таким самим методом проводилися вимірювання найяскравіших астероїдів. Основний недолік такого способу – значні розбіжності результатів (наприклад, максимальні та мінімальні розміри Церери, отримані астрономами, відрізнялися в 10 разів).

Сучасні методи визначення розмірів астероїдів складаються з методів поляриметрії, теплової та транзитної радіометрії, спекл-інтерферометрії, методу радіолокації.

Один із найякісніших і найпростіших – транзитний метод. При русі астероїда щодо Землі може проходити і натомість відокремленої зірки. Таке явище отримало назву «покриття зірок астероїдами». Вимірявши тривалість зниження яскравості зірки та маючи дані про відстань до астероїда, можна точно визначити його розмір. Завдяки такому методу можна точно обчислити розміри великих астероїдів, на кшталт Палади.

Сам метод поляриметрії полягає у визначенні розміру на основі яскравості астероїду. Від величини астероїда залежить кількість сонячного світла, яке він відбиває. Але багато в чому яскравість астероїда залежить від альбедо астероїда, що визначається складом, з якого складається поверхня астероїда. Наприклад, через високий альбедо астероїд Веста відбиває вчетверо більше світла проти Церерою і вважається найпомітнішим астероїдом, який можна помітити навіть неозброєним оком.

Проте саме альбедо також дуже легко визначається. Чим менша яскравість астероїда, тобто чим він менше відображає у видимому діапазоні сонячної радіації, тим більше він її поглинає, після того як він нагрівається, випромінює її у вигляді тепла в інфрачервоному діапазоні.

Також він може бути використаний для обчислення форми астероїда за допомогою реєстрації зміни його блиску під час обертання, так і для визначення періоду даного обертання, а також виявлення найбільших структур на поверхні. До того ж, результати, отримані за допомогою інфрачервоних телескопів, використовуються для визначення розмірів за допомогою теплової радіометрії.

Астероїди та їх класифікація

В основі загальної класифікації астероїдів лежать характеристики їх орбіт, а також опис видимого спектра сонячного світла, що відбивається поверхнею.

Астероїди прийнято об'єднувати у групи та сімейства, спираючись на характеристики їх орбіт. Найчастіше група астероїдів отримує назву на ім'я найпершого виявленого даної орбіті астероїда. Групи – порівняно вільне освіту, тоді як сімейства – більш щільні, сформовані у минулому під час руйнації великих астероїдів внаслідок зіткнення з іншими об'єктами.

Спектральні класи

Бен Целлнер, Девід Моррісон, Кларк Р. Чампен у 1975 році розробили загальну систему класифікації астероїдів, яка спиралася на показники альбедо, кольори та характеристики спектра відбитого сонячного світла. На початку дана класифікація визначала виключно 3 типи астероїдів, а саме:

Клас С – вуглецеві (більшість відомих астероїдів).

Клас S – силікатні (близько 17% відомих астероїдів).

Клас М – металеві.

Цей список у міру вивчення дедалі більшої кількості астероїдів було розширено. З'явилися такі класи:

Клас А – відрізняються високим альбедо та червонуватим кольором у видимій частині спектру.

Клас B - відносяться до астероїдів класу C, ось тільки вони не поглинають хвилі нижче 0,5 мікрон, а їх спектр трохи блакитний. У цілому нині альбедо вище проти іншими вуглецевими астероїдами.

Клас D - мають низьке альбедо і рівний червоний діапазон.

Клас E – поверхня даних астероїдів містить у своєму складі енстатит і має подібність до ахондритів.

Клас F – схожі з астероїдами B класу, але немає слідів «води».

Клас G – мають низьке альбедо та практично плоский спектр відображення у видимому діапазоні, що говорить про сильне УФ-поглинання.

Клас P - так само, як і астероїди D-класу, відрізняються низьким альбедо і рівним червонуватим спектром, що не має чітких ліній поглинання.

Клас Q – мають широкі та яскраві лінії піроксену та олівіну на довжині хвилі в 1 мікрон та особливості, що говорять про наявність металу.

Клас R - відрізняються порівняно високим альбедо і на довжині 0,7 мкм мають червоний діапазон відбиття.

Клас Т - відрізняються червоним діапазоном і низьким альбедо. Спектр схожий на астероїди D та P класів, але займає проміжне положення за нахилом.

Клас V - характеризуються помірними яскравими і схожими до більш загального S-класу, які теж переважно складаються з силікатів, каменю та заліза, але відрізняються високим вмістом піроксену.

Клас J – клас астероїдів, які утворилися, ймовірно, з внутрішніх частин Вести. Незважаючи на те, що їх спектри наближені до спектрів астероїдів класу V, на довжині хвиль 1 мікрон їх відрізняють сильні лінії поглинання.

Варто враховувати, що кількість відомих астероїдів, які належать до певного типу, необов'язково відповідає дійсності. Багато типів складні визначення, тип якогось астероїда може змінюватися при докладніших дослідженнях.

Розподіл астероїдів за розмірами

Зі зростанням розмірів астероїдів їх кількість помітно зменшувалася. Незважаючи на те, що в цілому це відповідає статечному закону, існують піки при 5 і 100 кілометрах, де більше астероїдів, ніж це прогнозувалося відповідно до логарифмічного розподілу.

Як утворювалися астероїди

Вчені вважають, що в поясі астероїдів планетезималі еволюціонували так само, як і в інших областях сонячної туманності доти, поки планета Юпітер не досягла своєї нинішньої маси, після чого в результаті орбітальних резонансів з Юпітером з пояса 99% планетезималей було викинуто. Моделювання та стрибки спектральних властивостей і розподілів швидкостей обертань показують, що астероїди, що мають діаметр більше 120 кілометрів, сформувалися в результаті акреції в цю ранню епоху, тоді як менші тіла являють собою уламки від зіткнень між різними астероїдами після або під час розсіювання гравітацією Юпітера . Вести та Церера набули габаритного розміру для гравітаційної диференціації, під час якої важкі метали поринули до ядра, а з відносно скельних порід сформувалася кора. Що стосується моделі Ніцци, безліч об'єктів пояса Койпера сформувалися у зовнішньому поясі астероїдів, на відстані більше 2,6 астрономічних одиниць. Причому пізніше більшість із них були викинуті гравітацією Юпітера, але ті, що збереглися, можуть належати до астероїдів класу D, зокрема і Церера.

Загроза та небезпека від астероїдів

Незважаючи на те, що наша планета суттєво більша за всіх астероїдів, зіткнення з тілом, що має розмір більше 3 кілометрів, може стати причиною знищення цивілізації. Якщо розмір менший, але більше 50 м у діаметрі, то він може призвести до гігантських економічних збитків, включаючи численні жертви.

Чим важче і більше астероїд, тим, відповідно, він становить більшу небезпеку, але й виявити його в даному випадку значно простіше. На даний момент найнебезпечнішим є астероїд Апофіс, діаметр якого становить близько 300 метрів, при зіткненні з ним може бути знищене ціле місто. Але, на думку вчених, загалом жодної загрози людству при зіткненні із Землею він не несе.

Астероїд 1998 QE2 наблизився до планети 1 червня 2013 року на найближчу відстань (5,8 млн км) за останні двісті років.

Астероїди є небесними тілами, які були утворені за рахунок взаємного тяжіння щільного газу і пилу, що обертаються по орбіті навколо нашого Сонця на ранньому етапі його формування. Деякі з таких об'єктів, на зразок астероїда, досягли достатньої маси, щоб сформувати розплавлене ядро. У момент досягнення Юпітера своєї маси, більшість планетозималей (майбутніх протопланет) була розколота і викинута з початкового поясу астероїдів між Марсом і . У цю епоху сформувалася частина астероїдів з допомогою зіткнення масивних тіл у межах впливу гравітаційного поля Юпітера.

Класифікація з орбіт

Астероїди класифікуються за такими ознаками як видиме відображення сонячного світла і характеристики орбіт.

Відповідно до характеристик орбіт астероїди поєднують у групи, серед яких можуть виділяти сімейства. Групою астероїдів вважається кілька таких тіл, властивості орбіт яких схожі, тобто: піввісь, ексцентриситет і орбітальний нахил. Сімейством астероїдів слід вважати групу астероїдів, які не просто рухаються близькими орбітами, але ймовірно є фрагментами одного великого тіла, і утворені в результаті його розколу.

Найбільші з відомих сімей можуть налічувати кілька сотень астероїдів, найбільш компактні ж – у межах десяти. Приблизно 34% тіл астероїдів є членами сімей астероїдів.

Внаслідок утворення більшості груп астероїдів Сонячної системи, їхнє батьківське тіло було знищено, проте зустрічаються і такі групи, батьківське тіло яких уціліло (наприклад).

Класифікація за спектром

Спектральна класифікація ґрунтується на спектрі електромагнітного випромінювання, що є результатом відбиття астероїдом сонячного світла. Реєстрація та обробка даного спектру дає можливість вивчити склад небесного тіла та визначити астероїд в один із наступних класів:

• Група вуглецевих астероїдів або групи C. Представники цієї групи складаються здебільшого з вуглецю, а також елементів, які входили до складу протопланетного диска нашої Сонячної системи на перших етапах її формування. Водень та гелій, а також інші леткі елементи практично відсутні у вуглецевих астероїдах, проте можлива наявність різних корисних копалин. Іншою відмінністю подібних тіл є низьке альбедо – здатність, що відображає, що вимагає використання більш потужних інструментів спостереження, ніж при дослідженні астероїдів інших груп. Понад 75% астероїдів Сонячної системи є представниками C-групи. Найбільш відомими тілами цієї групи є Гігея, Паллада, і колись Церера.
• Група кремнієвих астероїдів чи S-група. Астероїди такого типу складаються в основному із заліза, магнію та деяких інших кам'янистих мінералів. Тому кремнієві астероїди також називаються кам'яними. Такі тіла має досить високий показник альбедо, що дозволяє спостерігати за деякими з них (наприклад, Іріда) просто за допомогою бінокля. Число кремнієвих астероїдів у Сонячній системі становить 17% від загальної кількості, і вони найпоширеніші на відстані до 3-х астрономічних одиниць від Сонця. Найбільші представники S-групи: Юнона, Амфітріта та Геркуліна.