क्षुद्रग्रह विवरण. क्षुद्रग्रह - पत्रिका "अंतरिक्ष के बारे में सब कुछ"। सौरमंडल में सबसे बड़े क्षुद्रग्रह

क्षुद्रग्रह क्या है? देर-सबेर अंतरिक्ष अन्वेषण में रुचि रखने वाला प्रत्येक व्यक्ति यह प्रश्न पूछना शुरू कर देता है। इस विषय पर विस्तृत जानकारी प्राप्त करने की चाहत में, लोग अक्सर वयस्क दर्शकों के लिए डिज़ाइन की गई विभिन्न वैज्ञानिक साइटों पर ठोकर खाते हैं। ऐसे पोर्टलों पर, एक नियम के रूप में, लगभग सभी लेख बड़ी संख्या में वैज्ञानिक शब्दों और अवधारणाओं से भरे होते हैं जिन्हें समझना आम लोगों के लिए बहुत मुश्किल होता है। लेकिन स्कूली बच्चों या छात्रों को क्या करना चाहिए, उदाहरण के लिए, जिन्हें अंतरिक्ष के विषय पर एक रिपोर्ट तैयार करने और अपने शब्दों में यह बताने की ज़रूरत है कि क्षुद्रग्रह क्या है? यदि आप इस समस्या से चिंतित हैं, तो हम अनुशंसा करते हैं कि आप हमारा प्रकाशन पढ़ें। इस लेख में आपको इस विषय पर सभी आवश्यक जानकारी मिलेगी और क्षुद्रग्रह क्या है, इस प्रश्न का उत्तर सरल और समझने योग्य भाषा में मिलेगा। इच्छुक? फिर हम आपके सुखद पढ़ने की कामना करते हैं!

"क्षुद्रग्रह" शब्द की उत्पत्ति

इससे पहले कि हम लेख के मुख्य विषय पर आगे बढ़ें, आइए सबसे पहले इतिहास पर एक नजर डालते हैं। बहुत से लोग "क्षुद्रग्रह" शब्द के अनुवाद में रुचि रखते हैं और हम इस मुद्दे को नजरअंदाज नहीं कर सकते। यह अवधारणा ग्रीक शब्द एस्टर और इडोस से आई है। पहले का अनुवाद "स्टार" के रूप में किया गया है, और दूसरे का - "दृश्य" के रूप में किया गया है।

क्षुद्रग्रह क्या है

क्षुद्रग्रह छोटे ब्रह्मांडीय पिंड हैं जो हमारी आकाशगंगा के मुख्य पिंड - सूर्य के चारों ओर कक्षा में घूम रहे हैं। ग्रहों के विपरीत, उनका कोई नियमित आकार, बड़ा आकार या वातावरण नहीं होता है। ऐसे एक पिंड का कुल द्रव्यमान ग्लोब के द्रव्यमान के 0.001 से अधिक नहीं होता है। इसके बावजूद, कुछ क्षुद्रग्रहों के पास अपने स्वयं के चंद्रमा हैं।

ऐसी अंतरिक्ष वस्तुओं को "क्षुद्रग्रह" शब्द से पुकारने वाले पहले व्यक्ति विलियम हर्शेल थे। विशेषज्ञों के बीच, एक विशेष वर्गीकरण है जिसके अनुसार केवल वे पिंड जिनका व्यास 30 मीटर तक पहुंचता है, उन्हें क्षुद्रग्रह माना जा सकता है।

सौरमंडल में सबसे बड़े क्षुद्रग्रह

इस प्रकार का सबसे बड़ा ब्रह्मांडीय पिंड सेरेस नामक क्षुद्रग्रह माना जाता है। इसका आयाम इतना बड़ा (975×909 किलोमीटर) है कि 2006 में इसे आधिकारिक तौर पर बौने ग्रह का दर्जा दिया गया था। दूसरे स्थान पर पल्लास और वेस्टा वस्तुएं हैं, जिनका व्यास लगभग 500 किलोमीटर है। वेस्टा क्षुद्रग्रह बेल्ट में स्थित है (जिसकी चर्चा नीचे की जाएगी) और इसे हमारे गृह ग्रह से नग्न आंखों से देखा जा सकता है।

अनुसंधान का इतिहास

क्षुद्रग्रह क्या है? हमें लगता है कि हमने पहले ही इसका पता लगा लिया है। और अब हम एक बार फिर आपको हमारे इतिहास के जंगलों में उतरने के लिए आमंत्रित करते हैं ताकि यह पता लगाया जा सके कि लेख में चर्चा किए गए खगोलीय पिंडों के अध्ययन के मूल में कौन था।

यह सब 18वीं शताब्दी के अंत में शुरू हुआ, जब फ्रांज ज़ेवर ने 20 से अधिक खगोलविदों की भागीदारी के साथ एक ऐसे ग्रह की खोज शुरू की जो बृहस्पति की कक्षा और मंगल की कक्षा के बीच स्थित हो। ज़ेवर का लक्ष्य उस समय ज्ञात राशि चक्र नक्षत्रों के सभी निकायों का अध्ययन करना था। कुछ समय बाद, निर्देशांक परिष्कृत होने लगे और शोधकर्ताओं ने बदलती वस्तुओं पर ध्यान देना शुरू कर दिया।

ऐसा माना जाता है कि क्षुद्रग्रह सेरेस की खोज 1 जनवरी, 1801 को इतालवी खगोलशास्त्री पियाज़ी द्वारा गलती से की गई थी। दरअसल, इस खगोलीय पिंड की कक्षा की गणना ज़ेवियर खगोलविदों द्वारा बहुत पहले की गई थी। कुछ साल बाद, शोधकर्ताओं को जूनो, पलाडा और वेस्टा भी मिले।

कार्ल लुडविग हेन्के ने क्षुद्रग्रहों के अध्ययन में विशेष योगदान दिया। 1845 में उन्होंने एस्ट्राया की खोज की, और 1847 में - हेबे की। हेन्के की खूबियों ने खगोल विज्ञान के विकास को गति दी और उनके शोध के बाद लगभग हर साल नए क्षुद्रग्रह पाए जाने लगे।

1891 में मैक्स वुल्फ ने एस्ट्रोफोटोग्राफी की विधि का आविष्कार किया, जिसकी बदौलत वह लगभग 250 ऐसी अंतरिक्ष वस्तुओं को पहचानने में सक्षम हुए।

आज तक, कई हजार क्षुद्रग्रहों की खोज की जा चुकी है। इन खगोलीय पिंडों को कोई भी नाम देने की अनुमति है, लेकिन इस शर्त पर कि उनकी कक्षा की सटीक और सटीक गणना की गई हो।

क्षुद्रग्रह बेल्ट

इस प्रकार की लगभग सभी अंतरिक्ष वस्तुएँ एक बड़े वलय के भीतर स्थित हैं जिसे क्षुद्रग्रह बेल्ट कहा जाता है। वैज्ञानिकों के शोध के अनुसार इसमें लगभग 200 छोटे ग्रह हैं, जिनका औसत आकार 100 किलोमीटर से अधिक है। यदि हम उन निकायों के बारे में बात करते हैं जिनका आकार एक किलोमीटर से अधिक नहीं है, तो उनकी संख्या और भी अधिक है: 1 से 2 मिलियन तक!

बार-बार टकराने के कारण इस बेल्ट में स्थित कई क्षुद्रग्रह अन्य समान ब्रह्मांडीय पिंडों के टुकड़े हैं। यह इस तथ्य को स्पष्ट करता है कि बेल्ट में बहुत कम वस्तुएं हैं जिनके अपने उपग्रह हैं। लेकिन बड़े क्षुद्रग्रहों के पास अपने उपग्रहों की कमी होने का एकमात्र कारण टकराव नहीं है। इन प्रक्रियाओं में एक विशेष भूमिका प्रत्यक्ष प्रभावों के बाद नई वस्तुओं के निर्माण के कारण होने वाले गुरुत्वाकर्षण में परिवर्तन और आकाशीय क्षुद्रग्रहों के घूर्णन अक्षों के असमान वितरण द्वारा निभाई जाती है। एकमात्र निकाय जिनका सीधा घूर्णन होता है वे पहले उल्लेखित सेरेस, पल्लास और वेस्टा हैं। वे केवल अपने प्रभावशाली आयामों की बदौलत इस स्थिति को बनाए रखने में सक्षम थे, जो उन्हें बड़े कोणीय गति प्रदान करते हैं।

क्षुद्रग्रह और उल्कापिंड. क्या अंतर है

"क्षुद्रग्रह" शब्द के अर्थ के बारे में बात करते हुए, हम इस मुद्दे को नजरअंदाज नहीं कर सकते। उल्कापिंड एक ठोस आकाशीय वस्तु है जो अंतरग्रहीय अंतरिक्ष में घूमती है। मुख्य पैरामीटर जिसके द्वारा उल्कापिंड और क्षुद्रग्रह को अलग किया जाता है वह उनका आकार है। जैसा कि पहले उल्लेख किया गया है, केवल एक ब्रह्मांडीय पिंड जिसका व्यास 30 मीटर तक पहुंचता है (या उससे अधिक) को क्षुद्रग्रह माना जा सकता है। इसके विपरीत, उल्कापिंड आकार में बहुत अधिक मामूली होते हैं।

एक अन्य महत्वपूर्ण कारक यह है कि क्षुद्रग्रह और उल्कापिंड, वास्तव में, पूरी तरह से अलग-अलग अंतरिक्ष वस्तुएं हैं। तथ्य यह है कि जिन नियमों के अनुसार वे बाहरी अंतरिक्ष में चलते हैं वे बहुत अलग हैं।

क्षुद्रग्रह एपोफिस

क्षुद्रग्रह एपोफिस क्या है? हमें लगता है कि इस लेख को पढ़ने वालों में ऐसे लोग भी हैं जो इस मुद्दे में रुचि रखते हैं। एपोफिस एक खगोलीय पिंड है जो लगातार पृथ्वी की ओर आ रहा है। इस ब्रह्मांडीय पिंड की खोज 2004 में एरिजोना में स्थित किट पीक वेधशाला के वैज्ञानिकों ने की थी। इसके खोजकर्ता रॉय टकर, डेविड टोलेनोमी और फैब्रीज़ियो बर्नार्डी हैं।

एपोफिस का व्यास 270 मीटर, औसत कक्षीय गति 30.728 किलोमीटर प्रति सेकंड और वजन एक टन से अधिक है।

क्षुद्रग्रह को मूल रूप से 2004 एमएन4 कहा जाता था, लेकिन 2005 में इसका नाम बदलकर प्राचीन मिस्र की पौराणिक कथाओं के दुष्ट राक्षस एपेप के नाम पर रखा गया। प्राचीन मिस्र के निवासियों की मान्यता के अनुसार एपेप एक विशाल जानवर है जो जमीन के नीचे रहता है। मिस्रवासियों के मन में, वह बुराई का वास्तविक अवतार और भगवान रा का मुख्य प्रतिद्वंद्वी था। हर रात, नील नदी के किनारे यात्रा करते समय, रा एपेप के साथ नश्वर युद्ध में प्रवेश करता था। सूर्य देव की हमेशा जीत हुई, और इसलिए एक नया दिन आया।

पृथ्वी के लिए एपेप का खतरा

इस खगोलीय पिंड की खोज के बाद, आम लोगों ने तुरंत एक ही सवाल पूछना शुरू कर दिया: क्या एपोफिस पृथ्वी के निवासियों के लिए खतरनाक है? विशेषज्ञों का पूर्वानुमान इस बात पर निर्भर करता है कि हम अपनी दुनिया के साथ मेल-मिलाप की किस समयावधि के बारे में बात कर रहे हैं। उदाहरण के लिए, 2013 में, इस खगोलीय वस्तु ने पृथ्वी से 14.46 मिलियन किलोमीटर की दूरी पर उड़ान भरी, लेकिन पहले से ही 2029 में, वैज्ञानिकों के अनुसार, यह हमारे ग्रह से 29.4 हजार किलोमीटर दूर पहुंच जाएगा। तुलना के लिए, यह उस ऊंचाई से नीचे है जिस पर भूस्थैतिक उपग्रह स्थित हैं।

इतनी नज़दीकी दूरी के बावजूद, कई शोधकर्ता हमें समझाते हैं कि हमें डरने की कोई बात नहीं है। प्रारंभ में, 2029 में एपोफिस के पृथ्वी पर गिरने की संभावना लगभग 3% आंकी गई थी, लेकिन अब ऐसी संभावना पर बिल्कुल भी विचार नहीं किया जाता है। भविष्य में, क्षुद्रग्रह नग्न आंखों को दिखाई देगा। देखने में यह एक तेजी से घूमने वाले चमकदार बिंदु जैसा दिखेगा।

वैज्ञानिकों ने यह भी कहा कि इस बात की बहुत कम संभावना है कि 2029 में यह ब्रह्मांडीय पिंड अंतरिक्ष में एक ऐसे क्षेत्र में गिर सकता है जिसमें हमारे ग्रह का गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र एपोफिस की कक्षा को बदल सकता है। फरवरी 2013 में, नासा के शोधकर्ताओं ने एक बयान दिया कि 2068 में एक क्षुद्रग्रह पृथ्वी पर गिर सकता है। शोध के नतीजों के मुताबिक, 2029 के बाद यह वस्तु 20 ऐसे गुरुत्वाकर्षण क्षेत्रों में गिर सकती है। लेकिन यहां भी, वैज्ञानिक आम नागरिकों को आश्वस्त करते हैं: 2068 में टकराव की संभावना बेहद कम है।

ऐसे सकारात्मक पूर्वानुमानों के बावजूद शोधकर्ताओं का कहना है कि आराम करने का कोई मतलब नहीं है। एपोफिस का अध्ययन पूरी मानवता के लिए जोखिमों का निर्धारण करना जारी रखेगा।

हमें लगता है कि हमने पता लगा लिया है कि क्षुद्रग्रह एपोफिस क्या है। आइए अब पृथ्वी और किसी अंतरिक्ष वस्तु के बीच संभावित टकराव के विषय पर अधिक वैश्विक नज़र डालें।

क्या संभावना है कि क्षुद्रग्रह की टक्कर से पृथ्वी नष्ट हो जाएगी?

आम लोगों के बीच एक राय है कि बिल्कुल सभी क्षुद्रग्रह हमारे ग्रह के लिए एक बड़ा खतरा पैदा करते हैं। दरअसल, वैज्ञानिकों के शोध से पता चलता है कि फिलहाल ऐसा कोई क्षुद्रग्रह नहीं है जो पृथ्वी को नष्ट कर सके।

केवल वे क्षुद्रग्रह जिनका व्यास 10 किलोमीटर से अधिक है, हमारे ग्रह के लिए गंभीर खतरा पैदा करते हैं। सौभाग्य से, आज वे सभी आधुनिक खगोल विज्ञान के लिए जाने जाते हैं, उनके प्रक्षेप पथ निर्धारित किए गए हैं और पृथ्वी को इससे कोई खतरा नहीं है।

अब आप "क्षुद्रग्रह" शब्द के अर्थ, इन अंतरिक्ष पिंडों के अध्ययन के इतिहास के साथ-साथ ग्रहों के लिए उनके खतरे के बारे में जानते हैं। हमें उम्मीद है कि लेख में दी गई जानकारी आपके लिए दिलचस्प होगी।

क्षुद्रग्रह सौरमंडल के किसी ग्रह के समान एक अपेक्षाकृत छोटा, चट्टानी ब्रह्मांडीय पिंड है। कई क्षुद्रग्रह सूर्य की परिक्रमा करते हैं, और उनमें से सबसे बड़ा समूह मंगल और बृहस्पति की कक्षाओं के बीच स्थित है और इसे क्षुद्रग्रह बेल्ट कहा जाता है। सबसे बड़ा ज्ञात क्षुद्रग्रह, सेरेस, भी यहीं स्थित है। इसका आयाम 970x940 किमी है, यानी लगभग गोलाकार। लेकिन ऐसे भी हैं जिनका आकार धूल के कणों के बराबर है। क्षुद्रग्रह, धूमकेतु की तरह, उस पदार्थ के अवशेष हैं जिनसे अरबों साल पहले हमारे सौर मंडल का निर्माण हुआ था।

वैज्ञानिकों का सुझाव है कि हमारी आकाशगंगा में 1.5 किलोमीटर से अधिक व्यास वाले पांच लाख से अधिक क्षुद्रग्रह पाए जा सकते हैं। हाल के शोध से पता चला है कि उल्कापिंडों और क्षुद्रग्रहों की संरचना समान होती है, इसलिए क्षुद्रग्रह वे पिंड हो सकते हैं जिनसे उल्कापिंड बनते हैं।

क्षुद्रग्रह अन्वेषण

क्षुद्रग्रहों का अध्ययन 1781 में शुरू हुआ, जब विलियम हर्शेल ने दुनिया को यूरेनस ग्रह की खोज की। 18वीं शताब्दी के अंत में, एफ. ज़ेवर ने प्रसिद्ध खगोलविदों के एक समूह को इकट्ठा किया जिन्होंने ग्रह की खोज की। गणना के अनुसार ज़ेवेरा को मंगल और बृहस्पति की कक्षाओं के बीच स्थित होना चाहिए था। पहले तो खोज से कोई नतीजा नहीं निकला, लेकिन 1801 में पहला क्षुद्रग्रह खोजा गया - सेरेस। लेकिन इसके खोजकर्ता इटालियन खगोलशास्त्री पियाज़ी थे, जो ज़ेवर के समूह का हिस्सा भी नहीं थे। अगले कुछ वर्षों में, तीन और क्षुद्रग्रहों की खोज की गई: पलास, वेस्टा और जूनो, और फिर खोज बंद हो गई। केवल 30 साल बाद, कार्ल लुईस हेन्के, जिन्होंने तारों वाले आकाश का अध्ययन करने में रुचि दिखाई, ने अपनी खोज फिर से शुरू की। इस अवधि के बाद से, खगोलविदों ने प्रति वर्ष कम से कम एक क्षुद्रग्रह की खोज की है।

क्षुद्रग्रहों की विशेषताएँ

क्षुद्रग्रहों को परावर्तित सूर्य के प्रकाश के स्पेक्ट्रम के अनुसार वर्गीकृत किया जाता है: उनमें से 75% बहुत गहरे कार्बोनेसियस वर्ग सी क्षुद्रग्रह हैं, 15% भूरे-सिलिसियस वर्ग एस क्षुद्रग्रह हैं, और शेष 10% में धात्विक वर्ग एम और कई अन्य दुर्लभ प्रजातियां शामिल हैं।

क्षुद्रग्रहों के अनियमित आकार की पुष्टि इस तथ्य से भी होती है कि चरण कोण बढ़ने के साथ उनकी चमक बहुत तेज़ी से कम हो जाती है। पृथ्वी से उनकी बड़ी दूरी और उनके छोटे आकार के कारण, क्षुद्रग्रहों के बारे में अधिक सटीक डेटा प्राप्त करना काफी समस्याग्रस्त है। किसी क्षुद्रग्रह पर गुरुत्वाकर्षण बल इतना छोटा होता है कि यह उन्हें गोलाकार आकार देने में सक्षम नहीं होता है। सभी ग्रह. यह गुरुत्वाकर्षण टूटे हुए क्षुद्रग्रहों को अलग-अलग ब्लॉकों के रूप में मौजूद रहने की अनुमति देता है जो बिना छुए एक-दूसरे के करीब रखे जाते हैं। इसलिए, केवल बड़े क्षुद्रग्रह जो मध्यम आकार के पिंडों के साथ टकराव से बचते हैं, वे ग्रहों के निर्माण के दौरान प्राप्त गोलाकार आकार को बरकरार रख सकते हैं।

वैज्ञानिकों का मानना ​​है कि इस बेल्ट में कई लाख क्षुद्रग्रह हैं, और बाह्य अंतरिक्ष में कुल मिलाकर इनकी संख्या लाखों में हो सकती है।

क्षुद्रग्रहों का आकार 6 मीटर से लेकर 1000 किमी व्यास तक होता है। (हालाँकि 1000 किमी की तुलना में 6 मीटर एक छोटी राशि लगती है, यहाँ तक कि एक छोटा क्षुद्रग्रह भी अगर गिर जाए तो एक मजबूत प्रभाव पैदा करेगा।)

कक्षाओं में छोटे परिवर्तन के कारण कभी-कभी क्षुद्रग्रह एक दूसरे से टकराते हैं, जिससे छोटे टुकड़े टूट जाते हैं।

ऐसा होता है कि ये छोटे-छोटे टुकड़े अपनी कक्षाएँ छोड़कर पृथ्वी में समा जाते हैं और फिर उन्हें कहा जाता है।

क्षुद्रग्रह: "सितारों की तरह"

ग्रीक से इन खगोलीय पिंडों का नाम ठीक इसी तरह अनुवादित किया गया है, हालांकि उनका क्षुद्रग्रहों से कोई लेना-देना नहीं है।

इस प्रकार, क्षुद्रग्रह बेल्ट किसी ग्रह के अवशेष नहीं हैं, बल्कि एक ऐसा ग्रह है जो बृहस्पति और अन्य विशाल ग्रहों के प्रभाव के कारण कभी भी बनने में "प्रबंधित" नहीं हुआ।

कक्षा से ख़तरा

सौर मंडल के चारों ओर बड़ी संख्या में क्षुद्रग्रह और बड़े उल्कापिंड घूमते रहते हैं।

उनमें से अधिकांश मंगल और बृहस्पति की कक्षाओं के बीच केंद्रित हैं, लेकिन समय-समय पर इनमें से कुछ अंतरिक्ष वस्तुएं टकराव या गुरुत्वाकर्षण गड़बड़ी के कारण अपनी सामान्य कक्षाएं बदलती हैं और पृथ्वी के पास समाप्त हो जाती हैं।

धूमकेतुओं के साथ ऐसा कम ही होता है, लेकिन क्षुद्रग्रह एक वास्तविक ख़तरा पैदा करते हैं, इसलिए खगोलशास्त्री उनकी गतिविधियों पर बारीकी से नज़र रखते हैं।

अतीत में, पृथ्वी को एक से अधिक बार विभिन्न आकारों के क्षुद्रग्रहों से टकराव सहना पड़ा है। शोधकर्ताओं का मानना ​​है कि ऐसी घटनाओं का परिणाम गठन और मृत्यु था।

20-30 मीटर व्यास वाला एक छोटा क्षुद्रग्रह, 20 किमी/सेकंड की गति से चलते हुए, जब पृथ्वी पर गिरता है, तो टीएनटी समकक्ष में एक मेगाटन की क्षमता वाले परमाणु चार्ज जितनी ऊर्जा छोड़ता है।

इस आकार के क्षुद्रग्रह भारी क्षति पहुंचा सकते हैं, लेकिन ग्रह को वैश्विक तबाही का खतरा नहीं है। इसलिए, "आकाशीय गश्ती दल" का ध्यान छोटे खगोलीय पिंडों पर केंद्रित है, जिनका आयाम आधा किलोमीटर से अधिक है।

उनमें से एक 2004 में खोजा गया क्षुद्रग्रह एपोफिस है, जिसकी कक्षा 2029 में 29 हजार किमी की दूरी पर पृथ्वी के करीब आएगी।

साथ ही, सौ में लगभग एक मौका होता है कि कोई क्षुद्रग्रह हमारे ग्रह से टकरा सकता है, इसलिए अब कक्षा में एपोफिस की सभी गतिविधियों की सावधानीपूर्वक निगरानी की जाती है और यदि टकराव की संभावना वास्तव में अधिक हो जाती है तो इसके विनाश के लिए योजनाएं विकसित की जा रही हैं। .

एपोफिस जैसे ब्रह्मांडीय पिंड के पृथ्वी पर गिरने से 300 किमी के दायरे में गांवों का पूर्ण विनाश हो सकता है, समुद्र में विशाल गांव और अप्रत्याशित पर्यावरणीय परिवर्तन हो सकते हैं।

कुइपर बेल्ट में क्षुद्रग्रह

1992 के बाद से, खगोलविदों ने कुइपर बेल्ट में अधिक से अधिक क्षुद्रग्रहों की खोज शुरू कर दी - आज उनमें से एक हजार से अधिक ज्ञात हैं। वे मंगल और बृहस्पति के बीच बेल्ट बनाने वाले से संरचना में भिन्न हैं।

मुख्य क्षुद्रग्रह बेल्ट में, पिंडों के तीन समूह प्रतिष्ठित हैं: सिलिकेट (पथरीला), धात्विक और कार्बोनेसियस। कुइपर बेल्ट क्षुद्रग्रह लगभग पूरी तरह से मलबे से बने होते हैं।

आधुनिक दूरबीनें क्षुद्रग्रहों की उपस्थिति का अंदाजा नहीं देती हैं, और उनके साथ घनिष्ठ परिचय तभी शुरू हुआ जब वे छोटे ग्रहों के करीब जाने लगे। अधिकांश क्षुद्रग्रह उल्कापिंडों से ढके अनियमित आकार के पिंड निकले।

शोधकर्ता क्षुद्रग्रहों के बीच "परिवारों" की पहचान करते हैं - समान कक्षाओं वाले छोटे क्षुद्रग्रहों के समूह, जो तब बनते हैं जब बड़े क्षुद्रग्रह अन्य वस्तुओं से टकराते हैं। उनमें से तीन अक्सर पृथ्वी की कक्षा के पास आते हैं - ये अमूर, अपोलो और एटेन का परिवार हैं।

क्षुद्र ग्रह छोटा ताराग्रीक में इसका मतलब तारे जैसा होता है.- अनियमित आकार के छोटे ब्रह्मांडीय पिंड, विभिन्न कक्षाओं में सूर्य को घेरते हुए। ये पिंड 30 मीटर से अधिक व्यास के हैं और इनका अपना वातावरण नहीं है।

उनमें से अधिकांश बेल्ट में स्थित हैं, जो बृहस्पति की कक्षाओं के बीच फैला हुआ है। बेल्ट में टोरस का आकार होता है, और इसका घनत्व 3.2 AU की दूरी से कम हो जाता है।

24 अगस्त 2006 तक, सेरेस को सबसे बड़ा क्षुद्रग्रह (975x909 किमी) माना जाता था, लेकिन उन्होंने इसे बौने ग्रह की उपाधि देते हुए इसकी स्थिति बदलने का फैसला किया। और मुख्य बेल्ट की सभी वस्तुओं का कुल द्रव्यमान छोटा है - 3.0 - 3.6.1021 किलोग्राम, जो द्रव्यमान से 25 गुना कम है।

बौने ग्रह सेरेस का फोटो

संवेदनशील फोटोमीटर ब्रह्मांडीय पिंडों की चमक में परिवर्तन का अध्ययन करना संभव बनाते हैं। परिणाम एक हल्का वक्र है, जिसके आकार का उपयोग क्षुद्रग्रह की घूर्णन अवधि और उसके घूर्णन अक्ष के स्थान को निर्धारित करने के लिए किया जा सकता है। आवृत्ति कई घंटों से लेकर कई सौ घंटों तक होती है। प्रकाश वक्र क्षुद्रग्रह आकार निर्धारित करने में भी मदद कर सकता है। केवल सबसे बड़ी वस्तुएँ ही गेंद के आकार की होती हैं; बाकी वस्तुओं का आकार अनियमित होता है।

चमक में परिवर्तन की प्रकृति के आधार पर, यह माना जा सकता है कि कुछ क्षुद्रग्रहों में उपग्रह हैं, जबकि अन्य बाइनरी सिस्टम या निकाय हैं जो एक-दूसरे की सतहों पर घूमते हैं।

ग्रहों के शक्तिशाली प्रभाव के तहत क्षुद्रग्रहों की कक्षाएँ बदल जाती हैं, और बृहस्पति का उनकी कक्षाओं पर विशेष रूप से मजबूत प्रभाव पड़ता है। इससे यह तथ्य सामने आया है कि ऐसे पूरे क्षेत्र हैं जहां छोटे ग्रह अनुपस्थित हैं, और यदि वे वहां पहुंचने में कामयाब होते हैं, तो यह केवल बहुत कम समय के लिए होता है। ऐसे क्षेत्र, जिन्हें हैच या किर्कवुड गैप कहा जाता है, ब्रह्मांडीय निकायों से भरे क्षेत्रों के साथ वैकल्पिक होते हैं जो परिवार बनाते हैं। क्षुद्रग्रहों का मुख्य भाग परिवारों में विभाजित है, जिनसे संभवतः इनका निर्माण हुआ हैबड़े पिंडों को कुचलना।इन समूहों का नाम उनके सबसे बड़े सदस्य के नाम पर रखा गया है।

3.2 एयू के बाद की दूरी पर। क्षुद्रग्रहों के दो झुंड - ट्रोजन और यूनानी - बृहस्पति की कक्षा में चक्कर लगा रहे हैं। एक झुंड (ग्रीक) गैस विशाल से आगे निकल जाता है, जबकि दूसरा (ट्रोजन) पीछे रह जाता है। ये समूह काफी तेजी से आगे बढ़ते हैं क्योंकि वे "लैग्रेंज बिंदु" पर स्थित होते हैं, जहां उन पर कार्य करने वाले गुरुत्वाकर्षण बल बराबर होते हैं। उनका विचलन कोण समान है - 60°। विभिन्न क्षुद्रग्रहों की टक्करों के विकास के बाद ट्रोजन लंबे समय तक जमा होने में सक्षम थे। लेकिन बहुत करीबी कक्षाओं वाले अन्य परिवार भी हैं, जो उनके मूल शरीर के हाल के क्षय से बने हैं। ऐसी ही एक वस्तु है फ्लोरा परिवार, जिसमें लगभग 60 सदस्य हैं।

पृथ्वी के साथ अंतःक्रिया

मुख्य बेल्ट के अंदरूनी किनारे से कुछ ही दूरी पर पिंडों के समूह हैं जिनकी कक्षाएँ पृथ्वी और स्थलीय ग्रहों की कक्षाओं के साथ प्रतिच्छेद कर सकती हैं। मुख्य वस्तुओं में अपोलो, अमूर और एटेन समूह शामिल हैं। उनकी कक्षाएँ बृहस्पति और अन्य ग्रहों के प्रभाव के आधार पर अस्थिर हैं। ऐसे क्षुद्रग्रहों का समूहों में विभाजन काफी मनमाना है, क्योंकि वे एक समूह से दूसरे समूह में जा सकते हैं। ऐसी वस्तुएं पृथ्वी की कक्षा को पार करती हैं, जिससे संभावित खतरा पैदा होता है। पृथ्वी की कक्षा को समय-समय पर लगभग 2000 वस्तुएँ पार करती हैं जिनका आकार 1 किमी से अधिक है।

वे या तो बड़े क्षुद्रग्रहों के टुकड़े हैं, या धूमकेतु नाभिक हैं जिनसे सारी बर्फ वाष्पित हो गई है। 10 - 100 मिलियन वर्षों में, ये पिंड निश्चित रूप से उस ग्रह पर गिरेंगे जो उन्हें आकर्षित करता है, या सूर्य पर।

पृथ्वी के अतीत में क्षुद्रग्रह

इस तरह की सबसे प्रसिद्ध घटना 65 मिलियन वर्ष पहले एक क्षुद्रग्रह का गिरना था, जब ग्रह पर रहने वाली सभी चीज़ों में से आधी की मृत्यु हो गई थी। ऐसा माना जाता है कि गिरे हुए शरीर का आकार लगभग 10 किमी था, और भूकंप का केंद्र मैक्सिको की खाड़ी था। तैमिर (पोपीगई नदी के मोड़ पर) पर सौ किलोमीटर के गड्ढे के निशान भी खोजे गए। ग्रह की सतह पर लगभग 230 एस्ट्रोब्लेम्स हैं - बड़े प्रभाव वलय संरचनाएँ।

मिश्रण

क्षुद्रग्रहों को उनकी रासायनिक संरचना और आकारिकी के अनुसार वर्गीकृत किया जा सकता है। विशाल सौर मंडल में क्षुद्रग्रह जैसे छोटे पिंड का आकार निर्धारित करना, जो प्रकाश भी उत्सर्जित नहीं करता है, अत्यंत कठिन है। यह फोटोमेट्रिक विधि को लागू करने में मदद करता है - एक खगोलीय पिंड की चमक को मापना। क्षुद्रग्रहों के गुणों का आकलन परावर्तित प्रकाश के गुणों और प्रकृति से किया जाता है। इसलिए, इस पद्धति का उपयोग करके, सभी क्षुद्रग्रहों को तीन समूहों में विभाजित किया गया:

1. कार्बन- टाइप सी। उनमें से सबसे अधिक हैं - 75%। वे प्रकाश को ख़राब रूप से प्रतिबिंबित करते हैं और बेल्ट के बाहर स्थित होते हैं।
2. रेतीले- प्रकार एस। ये पिंड प्रकाश को अधिक दृढ़ता से प्रतिबिंबित करते हैं और आंतरिक क्षेत्र में स्थित होते हैं।
3. धातु- प्रकार एम। उनकी परावर्तनशीलता समूह एस के निकायों के समान है, और वे बेल्ट के मध्य क्षेत्र में स्थित हैं।

क्षुद्रग्रहों की संरचना समान है, क्योंकि उत्तरार्द्ध वास्तव में उनके टुकड़े हैं। उनकी खनिज संरचना विविध नहीं है। केवल लगभग 150 खनिजों की पहचान की गई है, जबकि पृथ्वी पर 1000 से अधिक खनिज हैं।

अन्य क्षुद्रग्रह बेल्ट

इसी तरह की अंतरिक्ष वस्तुएं कक्षा के बाहर मौजूद हैं। सौर मंडल के परिधीय क्षेत्रों में इनकी संख्या काफ़ी है। नेपच्यून की कक्षा से परे कुइपर बेल्ट है, जिसमें 100 से 800 किमी तक के आकार वाली सैकड़ों वस्तुएं हैं।

कुइपर बेल्ट और मुख्य क्षुद्रग्रह बेल्ट के बीच "सेंटौर वर्ग" से संबंधित समान वस्तुओं का एक और संग्रह है। उनका मुख्य प्रतिनिधि क्षुद्रग्रह चिरोन था, जो कभी-कभी धूमकेतु होने का दिखावा करता है, कोमा में ढक जाता है और अपनी पूंछ फैलाता है। इस दो-मुखी प्रकार की लंबाई 200 किमी है और यह इस बात का प्रमाण है कि धूमकेतु और क्षुद्रग्रहों में बहुत कुछ समानता है।

मूल परिकल्पनाएँ

क्षुद्रग्रह क्या है - किसी अन्य ग्रह का टुकड़ा या प्रोटो-मैटर? यह आज भी एक रहस्य है जिसे लोग लंबे समय से सुलझाने की कोशिश कर रहे हैं। यहां दो मुख्य परिकल्पनाएं हैं:

ग्रह का विस्फोट.सबसे रोमांटिक संस्करण विस्फोटित पौराणिक ग्रह फेटन है। ऐसा माना जाता है कि इसमें बुद्धिमान प्राणी रहते थे जो उच्च जीवन स्तर तक पहुंच गए थे। लेकिन एक परमाणु युद्ध छिड़ गया, जिसने अंततः ग्रह को नष्ट कर दिया। लेकिन उल्कापिंडों की संरचना और संरचना के अध्ययन से पता चला कि इतनी विविधता के लिए सिर्फ एक ग्रह का पदार्थ पर्याप्त नहीं है। और उल्कापिंडों की आयु - दस लाख से सैकड़ों लाखों वर्ष तक - दर्शाती है कि क्षुद्रग्रहों का विखंडन लम्बा था। और फेटन ग्रह सिर्फ एक सुंदर परी कथा है।

प्रोटोप्लेनेटरी निकायों का टकराव।यह परिकल्पना प्रबल है. यह क्षुद्रग्रहों की उत्पत्ति को काफी विश्वसनीय रूप से समझाता है। ग्रहों का निर्माण गैस और धूल के बादल से हुआ है। लेकिन बृहस्पति और मंगल के बीच के क्षेत्रों में, यह प्रक्रिया प्रोटोप्लेनेटरी पिंडों के निर्माण में समाप्त हुई, जिनकी टक्कर से क्षुद्रग्रहों का जन्म हुआ। एक संस्करण है कि छोटे ग्रहों में से सबसे बड़े वास्तव में उस ग्रह के भ्रूण हैं जो बनने में विफल रहे।ऐसी वस्तुओं में सेरेस, वेस्टा, पलास शामिल हैं।

सबसे बड़े क्षुद्रग्रह

सेरेस.यह क्षुद्रग्रह बेल्ट में सबसे बड़ी वस्तु है, जिसका व्यास 950 किमी है। इसका द्रव्यमान बेल्ट के सभी पिंडों के कुल द्रव्यमान का लगभग एक तिहाई है। सेरेस एक चट्टानी कोर से बना है जो बर्फीले आवरण से घिरा हुआ है। ऐसा माना जाता है कि बर्फ के नीचे तरल पानी मौजूद है। बौना ग्रह हर 4.6 साल में 18 किमी/सेकंड की गति से सूर्य की परिक्रमा करता है। इसकी घूर्णन अवधि 9.15 घंटे है, और इसका औसत घनत्व 2 ग्राम/सेमी 3 है।

पलास.क्षुद्रग्रह बेल्ट में दूसरी सबसे बड़ी वस्तु, लेकिन सेरेस के बौने ग्रह की स्थिति में स्थानांतरित होने के साथ, यह सबसे बड़ा क्षुद्रग्रह बन गया। इसके पैरामीटर 582x556x500 किमी हैं। तारे के उड़ने में 17 किमी/सेकंड की गति से 4 वर्ष लगते हैं। पलास पर एक दिन 8 घंटे लंबा होता है, और सतह का तापमान 164° K होता है।

वेस्टा.यह क्षुद्रग्रह सबसे चमकीला और एकमात्र ऐसा क्षुद्रग्रह बन गया जिसे प्रकाशिकी के उपयोग के बिना देखा जा सकता है। पिंड का आयाम 578x560x458 किमी है, और केवल विषम आकार वेस्टा को बौने ग्रह के रूप में वर्गीकृत करने की अनुमति नहीं देता है। इसके अंदर एक लौह-निकल कोर है, और इसके चारों ओर एक पत्थर का आवरण है।

वेस्टा में कई बड़े क्रेटर हैं, जिनमें से सबसे बड़ा 460 किमी चौड़ा है और दक्षिणी ध्रुव के पास स्थित है। इस संरचना की गहराई 13 किमी तक पहुंचती है, और इसके किनारे आसपास के मैदान से 4-12 किमी ऊपर उठते हैं।

एवगेनिया।यह 215 किलोमीटर व्यास वाला काफी बड़ा क्षुद्रग्रह है। यह दिलचस्प है क्योंकि इसके दो उपग्रह हैं। वे थे द लिटिल प्रिंस (13 किमी) और एस/2004 (6 किमी)। वे एवगेनिया से क्रमशः 1200 और 700 किमी दूर हैं।

पढ़ना

क्षुद्रग्रहों का विस्तृत अध्ययन पायनियर अंतरिक्ष यान से शुरू हुआ। लेकिन गैलीलियो उपकरण 1991 में गैसप्रा और इडा वस्तुओं की तस्वीरें लेने वाला पहला उपकरण था। NEAR शूमेकर और हायाबुसा उपकरणों द्वारा एक विस्तृत जांच भी की गई। उनके निशाने पर इरोस, मटिल्डा और इटोकावा थे। मिट्टी के कण भी उत्तरार्द्ध से वितरित किए गए थे। 2007 में, डॉन स्टेशन वेस्टा और सेरेस के लिए रवाना हुआ, और 16 जुलाई, 2011 को वेस्टा पहुंचा। इस वर्ष स्टेशन को सेरेस पहुंचना चाहिए, और फिर यह पलास तक पहुंचने का प्रयास करेगा।

यह संभावना नहीं है कि क्षुद्रग्रहों पर कोई जीवन पाया जाएगा, लेकिन वहां निश्चित रूप से बहुत सी दिलचस्प चीजें हैं। आप इन वस्तुओं से बहुत सारी उम्मीदें कर सकते हैं, लेकिन आप केवल एक ही चीज़ नहीं चाहते: उनका अप्रत्याशित आगमन हमारे पास।

क्षुद्रग्रह इडा का आकार और सतह।
उत्तर शीर्ष पर है.
एनीमेशन टाइफून ओनर द्वारा किया गया था।
(कॉपीराइट © 1997 ए. टायफुन ओनर द्वारा)।

1. सामान्य विचार

क्षुद्रग्रह ठोस चट्टानी पिंड हैं, जो ग्रहों की तरह सूर्य के चारों ओर अण्डाकार कक्षाओं में घूमते हैं। लेकिन इन पिंडों का आकार सामान्य ग्रहों की तुलना में बहुत छोटा होता है, इसलिए इन्हें लघु ग्रह भी कहा जाता है। क्षुद्रग्रहों का व्यास कई दसियों मीटर (पारंपरिक रूप से) से लेकर 1000 किमी (सबसे बड़े क्षुद्रग्रह सेरेस के आकार) तक होता है। शब्द "क्षुद्रग्रह" (या "तारा-जैसा") 18वीं शताब्दी के प्रसिद्ध खगोलशास्त्री विलियम हर्शेल द्वारा दूरबीन के माध्यम से देखे जाने पर इन वस्तुओं की उपस्थिति का वर्णन करने के लिए गढ़ा गया था। यहां तक ​​कि सबसे बड़ी जमीन-आधारित दूरबीनों के साथ भी, सबसे बड़े क्षुद्रग्रहों की दृश्यमान डिस्क को अलग करना असंभव है। उन्हें प्रकाश के बिंदु स्रोतों के रूप में देखा जाता है, हालांकि, अन्य ग्रहों की तरह, वे स्वयं दृश्य सीमा में कुछ भी उत्सर्जित नहीं करते हैं, बल्कि केवल आपतित सूर्य के प्रकाश को प्रतिबिंबित करते हैं। कुछ क्षुद्रग्रहों के व्यास को "स्टार ऑकल्टेशन" विधि का उपयोग करके मापा गया था, उन भाग्यशाली क्षणों में जब वे पर्याप्त रूप से उज्ज्वल सितारों के साथ एक ही दृष्टि रेखा में थे। ज्यादातर मामलों में, विशेष खगोल भौतिकी माप और गणना का उपयोग करके उनके आकार का अनुमान लगाया जाता है। वर्तमान में ज्ञात क्षुद्रग्रहों का बड़ा हिस्सा मंगल और बृहस्पति की कक्षाओं के बीच सूर्य से 2.2-3.2 खगोलीय इकाइयों (इसके बाद - एयू) की दूरी पर चलता है। कुल मिलाकर, आज तक लगभग 20,000 क्षुद्रग्रहों की खोज की गई है, जिनमें से लगभग 10,000 पंजीकृत हैं, यानी, उन्हें संख्याएं या यहां तक ​​कि उचित नाम दिए गए हैं, और कक्षाओं की गणना बड़ी सटीकता के साथ की जाती है। क्षुद्रग्रहों के लिए उचित नाम आमतौर पर उनके खोजकर्ताओं द्वारा निर्दिष्ट किए जाते हैं, लेकिन स्थापित अंतरराष्ट्रीय नियमों के अनुसार। सबसे पहले, जब छोटे ग्रहों के बारे में बहुत कम जानकारी थी, तो उनके नाम अन्य ग्रहों की तरह, प्राचीन ग्रीक पौराणिक कथाओं से लिए गए थे। ये पिंड अंतरिक्ष के जिस कुंडलाकार क्षेत्र पर कब्जा करते हैं उसे मुख्य क्षुद्रग्रह बेल्ट कहा जाता है। लगभग 20 किमी/सेकेंड की औसत रैखिक कक्षीय गति के साथ, मुख्य बेल्ट क्षुद्रग्रह सूर्य से दूरी के आधार पर, 3 से 9 पृथ्वी वर्षों तक सूर्य के चारों ओर एक चक्कर लगाते हैं। क्रांतिवृत्त तल के सापेक्ष उनकी कक्षाओं के तलों का झुकाव कभी-कभी 70° तक पहुँच जाता है, लेकिन आम तौर पर 5-10° की सीमा में होता है। इस आधार पर, सभी ज्ञात मुख्य बेल्ट क्षुद्रग्रहों को लगभग समान रूप से फ्लैट (8 डिग्री तक कक्षीय झुकाव के साथ) और गोलाकार उपप्रणालियों में विभाजित किया गया है।

क्षुद्रग्रहों के दूरबीन अवलोकन के दौरान, यह पता चला कि उनमें से अधिकांश की चमक थोड़े समय में (कई घंटों से लेकर कई दिनों तक) बदल जाती है। खगोलविदों ने लंबे समय से माना है कि क्षुद्रग्रहों की चमक में ये परिवर्तन उनके घूर्णन से जुड़े हैं और मुख्य रूप से उनके अनियमित आकार से निर्धारित होते हैं। अंतरिक्ष यान का उपयोग करके प्राप्त क्षुद्रग्रहों की पहली तस्वीरों ने इसकी पुष्टि की और यह भी दिखाया कि इन पिंडों की सतहों पर विभिन्न आकार के गड्ढे या गड्ढे हैं। चित्र 1-3 विभिन्न अंतरिक्ष यान का उपयोग करके प्राप्त क्षुद्रग्रहों की पहली अंतरिक्ष छवियां दिखाते हैं। यह स्पष्ट है कि छोटे ग्रहों के ऐसे रूप और सतहें अन्य ठोस आकाशीय पिंडों के साथ उनकी कई टक्करों के दौरान बनी थीं। सामान्य तौर पर, जब पृथ्वी से देखे गए क्षुद्रग्रह का आकार अज्ञात होता है (क्योंकि यह एक बिंदु वस्तु के रूप में दिखाई देता है), तो वे त्रिअक्षीय दीर्घवृत्त का उपयोग करके इसका अनुमान लगाने का प्रयास करते हैं।

तालिका 1 सबसे बड़े या बस दिलचस्प क्षुद्रग्रहों के बारे में बुनियादी जानकारी प्रदान करती है।

तालिका 1. कुछ क्षुद्रग्रहों के बारे में जानकारी.

एन	छोटा तारा नाम रूसी/अव्य.	व्यास (किमी)	वज़न (10 15 किग्रा)	अवधि ROTATION (घंटा)	कक्षीय. अवधि (साल)	श्रेणी। कक्षा	बड़ा पी/अक्ष ओर्ब. (एयू)	सनक कक्षाओं
1	सेरेस/ सायरस	960 x 932	87000	9,1	4,6	साथ	2,766	0,078
2	पलास/ पलस	570 x 525x 482	318000	7,8	4,6	यू	2,776	0,231
3	जूनो/ जूनो	240	20000	7,2	4,4	एस	2,669	0,258
4	वेस्टा/ वेस्टा	530	300000	5,3	3,6	यू	2,361	0,090
8	फ्लोरा/ फ्लोरा	141		13,6	3,3	एस		0,141
243	इडा/इडा	58 x 23	100	4,6	4,8	एस	2,861	0,045
253	मटिल्डा/ मथिल्डे	66 x 48 x 46	103	417,7	4,3	सी	2,646	0,266
433	इरोज/इरोस	33 x 13 x 13	7	5,3	1,7	एस	1,458	0,223
951	गैसप्रा/ गैसप्रा	19 x 12 x 11	10	7,0	3,3	एस	2,209	0,174
1566	इकारस/ इकारस	1,4	0,001	2,3	1,1	यू	1,078	0,827
1620	भूगोलवेत्ता/ भूगोल	2,0	0,004	5,2	1,4	एस	1,246	0,335
1862	अपोलो/ अपोलो	1,6	0,002	3,1	1,8	एस	1,471	0,560
2060	चिरोन/ चीरों	180	4000	5,9	50,7	बी	13,633	0,380
4179	टाउटैटिस/ टाउटैटिस	4.6 x 2.4 x 1.9	0,05	130	1,1	एस	2,512	0,634
4769	कैस्टेलिया/ कैस्टेलिया	1.8 x 0.8	0,0005		0,4		1,063	0,483

तालिका के लिए स्पष्टीकरण.

1 सेरेस सबसे बड़ा क्षुद्रग्रह है जिसे सबसे पहले खोजा गया था। इसकी खोज 1 जनवरी 1801 को इतालवी खगोलशास्त्री ग्यूसेप पियाज़ी ने की थी और इसका नाम प्रजनन क्षमता की रोमन देवी के नाम पर रखा गया था।

2 पलास दूसरा सबसे बड़ा क्षुद्रग्रह है, दूसरा खोजा गया क्षुद्रग्रह भी है। यह जर्मन खगोलशास्त्री हेनरिक ओल्बर्स द्वारा 28 मार्च, 1802 को किया गया था।

3 जूनो - 1804 में के. हार्डिंग द्वारा खोजा गया।

4 वेस्टा तीसरा सबसे बड़ा क्षुद्रग्रह है, जिसे 1807 में जी. ओल्बर्स द्वारा भी खोजा गया था। इस पिंड के पास ओलिविन मेंटल को कवर करने वाली बेसाल्टिक परत की उपस्थिति का अवलोकन संबंधी साक्ष्य है, जो इसके पदार्थ के पिघलने और विभेदन का परिणाम हो सकता है। इस क्षुद्रग्रह की दृश्य डिस्क की छवि पहली बार 1995 में अमेरिकी अंतरिक्ष टेलीस्कोप का उपयोग करके प्राप्त की गई थी। हबल, कम-पृथ्वी की कक्षा में काम कर रहा है।

8 फ्लोरा इसी नाम से नामित क्षुद्रग्रहों के एक बड़े परिवार का सबसे बड़ा क्षुद्रग्रह है, जिसमें कई सौ सदस्य हैं, जिसकी विशेषता सबसे पहले जापानी खगोलशास्त्री के. हिरयामा ने की थी। इस परिवार के क्षुद्रग्रहों की कक्षाएँ बहुत नज़दीक हैं, जो संभवतः किसी अन्य पिंड के साथ टकराव के दौरान नष्ट हुए एक सामान्य मूल पिंड से उनकी संयुक्त उत्पत्ति की पुष्टि करती हैं।

243 इडा एक मुख्य बेल्ट क्षुद्रग्रह है, जिसकी छवियां 28 अगस्त, 1993 को गैलीलियो अंतरिक्ष यान का उपयोग करके प्राप्त की गईं। इन छवियों ने इडा के एक छोटे उपग्रह की खोज की अनुमति दी, जिसे बाद में डैक्टाइल नाम दिया गया। (चित्र 2 और 3 देखें)।

253 मटिल्डा एक क्षुद्रग्रह है, जिसके चित्र जून 1997 में एनआईएआर अंतरिक्ष यान का उपयोग करके प्राप्त किए गए थे (चित्र 4 देखें)।

433 इरोस एक निकट-पृथ्वी क्षुद्रग्रह है, जिसकी तस्वीरें फरवरी 1999 में एनआईएआर अंतरिक्ष यान का उपयोग करके प्राप्त की गई थीं।

951 गैसप्रा एक मुख्य बेल्ट क्षुद्रग्रह है जिसे पहली बार 29 अक्टूबर, 1991 को गैलीलियो अंतरिक्ष यान द्वारा चित्रित किया गया था (चित्र 1 देखें)।

1566 इकारस एक क्षुद्रग्रह है जो पृथ्वी की ओर आ रहा है और इसकी कक्षा को पार कर रहा है, जिसकी कक्षीय विलक्षणता बहुत बड़ी है (0.8268)।

1620 जियोग्राफ़ एक निकट-पृथ्वी क्षुद्रग्रह है जो या तो एक द्विआधारी वस्तु है या इसका आकार बहुत अनियमित है। यह अपनी धुरी के चारों ओर घूमने के चरण पर इसकी चमक की निर्भरता के साथ-साथ इसकी रडार छवियों से भी पता चलता है।

1862 अपोलो - पिंडों के एक ही परिवार का सबसे बड़ा क्षुद्रग्रह जो पृथ्वी की ओर आ रहा है और उसकी कक्षा को पार कर रहा है। अपोलो की कक्षा की विलक्षणता काफी बड़ी है - 0.56।

2060 चिरोन एक क्षुद्रग्रह-धूमकेतु है जो आवधिक हास्य गतिविधि प्रदर्शित करता है (कक्षा के पेरीहेलियन के पास चमक में नियमित वृद्धि, यानी सूर्य से न्यूनतम दूरी पर, जिसे क्षुद्रग्रह में शामिल अस्थिर यौगिकों के वाष्पीकरण द्वारा समझाया जा सकता है), शनि और यूरेनस की कक्षाओं के बीच एक विलक्षण प्रक्षेप पथ (विलक्षणता 0.3801) के साथ घूम रहा है।

4179 टाउटैटिस एक द्विआधारी क्षुद्रग्रह है जिसके घटकों के संपर्क में आने की संभावना है और इसका आयाम लगभग 2.5 किमी और 1.5 किमी है। इस क्षुद्रग्रह की छवियां अरेसीबो और गोल्डस्टोन स्थित राडार का उपयोग करके प्राप्त की गईं। 21वीं सदी में वर्तमान में ज्ञात सभी निकट-पृथ्वी क्षुद्रग्रहों में से, टाउटैटिस को निकटतम दूरी (लगभग 1.5 मिलियन किमी, 29 सितंबर, 2004) पर होना चाहिए।

4769 कैस्टेलिया एक दोहरा क्षुद्रग्रह है जिसके संपर्क में लगभग समान (0.75 किमी व्यास) घटक हैं। इसकी रेडियो छवि Arecibo में रडार का उपयोग करके प्राप्त की गई थी।

क्षुद्रग्रह 951 गैसप्रा की छवि

चावल। 1. गैलीलियो अंतरिक्ष यान का उपयोग करके प्राप्त क्षुद्रग्रह 951 गैसप्रा की छवि, छद्म रंग में, यानी बैंगनी, हरे और लाल फिल्टर के माध्यम से छवियों के संयोजन के रूप में। सतह के विवरण में सूक्ष्म अंतर को उजागर करने के लिए परिणामी रंगों को विशेष रूप से बढ़ाया जाता है। उजागर चट्टान के क्षेत्र नीले रंग के हैं, जबकि रेजोलिथ (कुचल सामग्री) से ढके क्षेत्र लाल रंग के हैं। छवि के प्रत्येक बिंदु पर स्थानिक रिज़ॉल्यूशन 163 मीटर है। गैसप्रा का आकार अनियमित है और 19 x 12 x 11 किमी के 3 अक्षों के साथ अनुमानित आयाम हैं। सूर्य दाहिनी ओर क्षुद्रग्रह को प्रकाशित करता है।
नासा GAL-09 छवि।

क्षुद्रग्रह 243 इडास की छवि

चावल। 2 गैलीलियो अंतरिक्ष यान द्वारा ली गई क्षुद्रग्रह 243 इडा और उसके छोटे चंद्रमा डैक्टाइल की गलत रंग की छवि। चित्र में दिखाई गई छवि को प्राप्त करने के लिए उपयोग की गई स्रोत छवियां लगभग 10,500 किमी से ली गई थीं। रंग में अंतर सर्फैक्टेंट संरचना में भिन्नता का संकेत दे सकता है। चमकीले नीले क्षेत्रों को लौह युक्त खनिजों से युक्त पदार्थ से लेपित किया जा सकता है। इडा की लंबाई 58 किमी है, और इसकी घूर्णन धुरी दाईं ओर थोड़ा झुकाव के साथ लंबवत उन्मुख है।
नासा GAL-11 छवि।

चावल। 3. 243 इडा के छोटे उपग्रह डैक्टाइल की छवि। यह अभी तक ज्ञात नहीं है कि यह इडा का एक टुकड़ा है, जो किसी प्रकार की टक्कर के दौरान इससे टूट गया है, या एक विदेशी वस्तु है जो इसके गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र द्वारा पकड़ी गई है और एक गोलाकार कक्षा में घूम रही है। यह छवि 28 अगस्त, 1993 को क्षुद्रग्रह के निकटतम दृष्टिकोण से 4 मिनट पहले, लगभग 4000 किमी की दूरी से एक तटस्थ घनत्व फिल्टर के माध्यम से ली गई थी। डैक्टाइल का आयाम लगभग 1.2 x 1.4 x 1.6 किमी है। नासा GAL-04 छवि

क्षुद्रग्रह 253 मटिल्डा

चावल। 4. क्षुद्रग्रह 253 मटिल्डा। NEAR अंतरिक्ष यान से NASA की छवि

2. मुख्य क्षुद्रग्रह बेल्ट कैसे उत्पन्न हो सकती है?

मुख्य बेल्ट में संकेंद्रित पिंडों की कक्षाएँ स्थिर होती हैं और इनका आकार गोलाकार या थोड़ा विलक्षण होता है। यहां वे एक "सुरक्षित" क्षेत्र में चले जाते हैं, जहां उन पर बड़े ग्रहों और मुख्य रूप से बृहस्पति का गुरुत्वाकर्षण प्रभाव न्यूनतम होता है। आज उपलब्ध वैज्ञानिक तथ्य बताते हैं कि यह बृहस्पति ही था जिसने इस बात में मुख्य भूमिका निभाई कि सौर मंडल के जन्म के दौरान मुख्य क्षुद्रग्रह बेल्ट के स्थान पर कोई अन्य ग्रह उत्पन्न नहीं हो सका। लेकिन हमारी सदी की शुरुआत में भी, कई वैज्ञानिक अभी भी आश्वस्त थे कि बृहस्पति और मंगल के बीच एक और बड़ा ग्रह हुआ करता था, जो किसी कारण से नष्ट हो गया। पलास की खोज के तुरंत बाद ओल्बर्स ऐसी परिकल्पना व्यक्त करने वाले पहले व्यक्ति थे। वह इस काल्पनिक ग्रह का नाम भी लेकर आए - फेटन। आइए एक संक्षिप्त विषयांतर करें और सौर मंडल के इतिहास के एक प्रसंग का वर्णन करें - वह इतिहास जो आधुनिक वैज्ञानिक तथ्यों पर आधारित है। यह विशेष रूप से मुख्य बेल्ट क्षुद्रग्रहों की उत्पत्ति को समझने के लिए आवश्यक है। सौर मंडल की उत्पत्ति के आधुनिक सिद्धांत के निर्माण में एक महान योगदान सोवियत वैज्ञानिकों ओ.यू. द्वारा किया गया था। श्मिट और वी.एस. सफ्रोनोव।

लगभग 4.5 अरब वर्ष पहले बृहस्पति की कक्षा में (सूर्य से 5 एयू की दूरी पर) बने सबसे बड़े पिंडों में से एक, अन्य की तुलना में आकार में तेजी से बढ़ने लगा। अस्थिर यौगिकों (एच 2, एच 2 ओ, एनएच 3, सीओ 2, सीएच 4, आदि) के संघनन की सीमा पर होने के कारण, जो सूर्य के करीब प्रोटोप्लेनेटरी डिस्क के क्षेत्र से प्रवाहित होता है और अधिक गर्म होता है, यह शरीर बन गया पदार्थ के संचय का केंद्र जिसमें मुख्य रूप से जमे हुए गैस संघनन शामिल हैं। जब यह पर्याप्त रूप से बड़े द्रव्यमान तक पहुंच गया, तो इसने अपने गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र के साथ क्षुद्रग्रहों के मूल पिंडों के क्षेत्र में, पहले से सूर्य के करीब स्थित संघनित पदार्थ को पकड़ना शुरू कर दिया, और इस तरह बाद के विकास को धीमा कर दिया। दूसरी ओर, छोटे पिंड जो किसी भी कारण से प्रोटो-बृहस्पति द्वारा कब्जा नहीं किए गए थे, लेकिन इसके गुरुत्वाकर्षण प्रभाव के क्षेत्र के भीतर थे, प्रभावी रूप से अलग-अलग दिशाओं में बिखरे हुए थे। इसी तरह, संभवतः शनि के निर्माण क्षेत्र से पिंडों का निष्कासन हुआ था, हालाँकि इतनी तीव्रता से नहीं। इन पिंडों ने क्षुद्रग्रहों या ग्रहाणुओं के मूल पिंडों की बेल्ट में भी प्रवेश किया जो पहले मंगल और बृहस्पति की कक्षाओं के बीच उत्पन्न हुए थे, उन्हें इस क्षेत्र से "बाहर" कर दिया या उन्हें विखंडन के अधीन कर दिया। इसके अलावा, इससे पहले, क्षुद्रग्रहों के मूल पिंडों की क्रमिक वृद्धि उनकी कम सापेक्ष गति (लगभग 0.5 किमी/सेकेंड तक) के कारण संभव थी, जब किसी भी वस्तु की टक्कर उनके एकीकरण में समाप्त होती थी, न कि विखंडन में। अपनी वृद्धि के दौरान बृहस्पति (और शनि) द्वारा क्षुद्रग्रह बेल्ट में फेंके गए पिंडों के प्रवाह में वृद्धि ने इस तथ्य को जन्म दिया कि क्षुद्रग्रहों के मूल पिंडों के सापेक्ष वेग में काफी वृद्धि हुई (3-5 किमी/सेकेंड तक) और बन गई अधिक अराजक. अंततः, क्षुद्रग्रह मूल पिंडों के संचय की प्रक्रिया को आपसी टकराव के दौरान उनके विखंडन की प्रक्रिया ने प्रतिस्थापित कर दिया, और सूर्य से एक निश्चित दूरी पर पर्याप्त रूप से बड़े ग्रह के निर्माण की संभावित संभावना हमेशा के लिए गायब हो गई।

3. क्षुद्रग्रह की कक्षाएँ

क्षुद्रग्रह बेल्ट की वर्तमान स्थिति पर लौटते हुए, इस बात पर जोर दिया जाना चाहिए कि बृहस्पति अभी भी क्षुद्रग्रह कक्षाओं के विकास में प्राथमिक भूमिका निभा रहा है। मुख्य बेल्ट के क्षुद्रग्रहों पर इस विशाल ग्रह के दीर्घकालिक गुरुत्वाकर्षण प्रभाव (4 अरब वर्ष से अधिक) ने इस तथ्य को जन्म दिया है कि कई "निषिद्ध" कक्षाएँ या यहाँ तक कि क्षेत्र भी हैं जिनमें व्यावहारिक रूप से कोई छोटे ग्रह नहीं हैं। , और यदि वे वहां पहुंच भी जाएं, तो वे वहां अधिक समय तक नहीं रह सकते। इन्हें गैप्स या किर्कवुड हैच कहा जाता है, जिसका नाम सबसे पहले इन्हें खोजने वाले वैज्ञानिक डेनियल किर्कवुड के नाम पर रखा गया है। ऐसी कक्षाएँ गुंजायमान होती हैं, क्योंकि उनके साथ चलने वाले क्षुद्रग्रह बृहस्पति के मजबूत गुरुत्वाकर्षण प्रभाव का अनुभव करते हैं। इन कक्षाओं के अनुरूप कक्षीय अवधि बृहस्पति की कक्षीय अवधि के साथ सरल संबंध में हैं (उदाहरण के लिए, 1:2; 3:7; 2:5; 1:3, आदि)। यदि कोई क्षुद्रग्रह या उसका टुकड़ा, किसी अन्य पिंड के साथ टकराव के परिणामस्वरूप, एक गुंजयमान या उसके करीब की कक्षा में गिरता है, तो जोवियन गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र के प्रभाव में उसकी कक्षा की अर्ध-प्रमुख धुरी और विलक्षणता बहुत तेज़ी से बदल जाती है। यह सब क्षुद्रग्रह के गुंजयमान कक्षा को छोड़ने के साथ समाप्त होता है और यहां तक ​​कि मुख्य क्षुद्रग्रह बेल्ट को भी छोड़ सकता है, या यह पड़ोसी निकायों के साथ नए टकराव के लिए बर्बाद हो जाता है। यह किसी भी वस्तु के संबंधित किर्कवुड स्थान को साफ़ करता है। हालाँकि, इस बात पर जोर दिया जाना चाहिए कि यदि हम इसमें शामिल सभी पिंडों के तात्कालिक वितरण की कल्पना करें तो मुख्य क्षुद्रग्रह बेल्ट में कोई अंतराल या खाली स्थान नहीं है। सभी क्षुद्रग्रह, किसी भी समय, क्षुद्रग्रह बेल्ट को समान रूप से भरते हैं, क्योंकि, अण्डाकार कक्षाओं के साथ चलते हुए, वे अपना अधिकांश समय "एलियन" क्षेत्र में बिताते हैं। बृहस्पति के गुरुत्वाकर्षण प्रभाव का एक और, "विपरीत" उदाहरण: मुख्य क्षुद्रग्रह बेल्ट की बाहरी सीमा पर दो संकीर्ण अतिरिक्त "वलय" हैं, इसके विपरीत, क्षुद्रग्रहों की कक्षाओं से बने होते हैं, जिनकी कक्षीय अवधि होती है बृहस्पति की परिक्रमा अवधि के संबंध में अनुपात 2:3 और 1:1 है। यह स्पष्ट है कि 1:1 अनुपात के अनुरूप कक्षीय अवधि वाले क्षुद्रग्रह सीधे बृहस्पति की कक्षा में स्थित हैं। लेकिन वे उससे आगे या पीछे, बृहस्पति की कक्षा की त्रिज्या के बराबर दूरी पर चलते हैं। जो क्षुद्रग्रह अपनी गति में बृहस्पति से आगे हैं उन्हें "ग्रीक" कहा जाता है, और जो इसके पीछे चलते हैं उन्हें "ट्रोजन" कहा जाता है (इसलिए उनका नाम ट्रोजन युद्ध के नायकों के नाम पर रखा गया है)। इन छोटे ग्रहों की गति काफी स्थिर है, क्योंकि वे तथाकथित "लैग्रेंज बिंदु" पर स्थित हैं, जहां उन पर कार्य करने वाले गुरुत्वाकर्षण बल बराबर होते हैं। क्षुद्रग्रहों के इस समूह का सामान्य नाम "ट्रोजन" है। ट्रोजन के विपरीत, जो विभिन्न क्षुद्रग्रहों के लंबे टकराव के विकास के दौरान लैग्रेंज बिंदुओं के आसपास धीरे-धीरे जमा हो सकते हैं, उनके घटक निकायों की बहुत करीबी कक्षाओं वाले क्षुद्रग्रहों के परिवार हैं, जो संभवतः उनके अपेक्षाकृत हाल के क्षय के परिणामस्वरूप बने थे संगत मूल निकाय। उदाहरण के लिए, यह फ्लोरा क्षुद्रग्रह परिवार है, जिसमें पहले से ही लगभग 60 सदस्य और कई अन्य हैं। हाल ही में, वैज्ञानिक क्षुद्रग्रहों के ऐसे परिवारों की कुल संख्या निर्धारित करने का प्रयास कर रहे हैं ताकि उनके मूल पिंडों की मूल संख्या का अनुमान लगाया जा सके।

4. पृथ्वी के निकट क्षुद्रग्रह

मुख्य क्षुद्रग्रह बेल्ट के अंदरूनी किनारे के पास, पिंडों के अन्य समूह हैं जिनकी कक्षाएँ मुख्य बेल्ट से बहुत आगे तक फैली हुई हैं और यहाँ तक कि मंगल, पृथ्वी, शुक्र और यहाँ तक कि बुध की कक्षाओं के साथ भी प्रतिच्छेद कर सकती हैं। सबसे पहले, ये क्षुद्रग्रहों अमूर, अपोलो और एटेन के समूह हैं (इन समूहों में शामिल सबसे बड़े प्रतिनिधियों के नाम से)। ऐसे क्षुद्रग्रहों की कक्षाएँ अब मुख्य-बेल्ट पिंडों की तरह स्थिर नहीं हैं, लेकिन न केवल बृहस्पति, बल्कि स्थलीय ग्रहों के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्रों के प्रभाव में अपेक्षाकृत तेज़ी से विकसित होती हैं। इस कारण से, ऐसे क्षुद्रग्रह एक समूह से दूसरे समूह में जा सकते हैं, और क्षुद्रग्रहों की आधुनिक कक्षाओं के आंकड़ों के आधार पर, उपरोक्त समूहों में क्षुद्रग्रहों का विभाजन सशर्त है। विशेष रूप से, अमूरियन अण्डाकार कक्षाओं में चलते हैं, पेरिहेलियन दूरी (सूर्य से न्यूनतम दूरी) 1.3 एयू से अधिक नहीं होती है। अपोलोन 1 एयू से कम की पेरीहेलियन दूरी वाली कक्षाओं में चलते हैं। (याद रखें कि यह सूर्य से पृथ्वी की औसत दूरी है) और पृथ्वी की कक्षा में प्रवेश करें। यदि अमूरियन और अपोलोनियन के लिए कक्षा की अर्ध-प्रमुख धुरी 1 एयू से अधिक है, तो एटोनियन के लिए यह इस मान से कम या इसके क्रम का है और ये क्षुद्रग्रह, इसलिए, मुख्य रूप से पृथ्वी की कक्षा के भीतर चलते हैं। जाहिर है कि अपोलोन और एटोनियन पृथ्वी की कक्षा को पार करके उससे टकराने का खतरा पैदा कर सकते हैं। छोटे ग्रहों के इस समूह की "पृथ्वी के निकट क्षुद्रग्रह" के रूप में एक सामान्य परिभाषा भी है - ये ऐसे पिंड हैं जिनकी कक्षीय आकार 1.3 एयू से अधिक नहीं है। आज तक, लगभग 800 ऐसी वस्तुएं खोजी जा चुकी हैं, लेकिन उनकी कुल संख्या काफी बड़ी हो सकती है - 1 किमी से अधिक के आयाम के साथ 1500-2000 तक और 100 मीटर से अधिक के आयाम के साथ 135,000 तक क्षुद्रग्रहों और अन्य ब्रह्मांडीय पिंडों से जो स्थलीय वातावरण में स्थित हैं या समाप्त हो सकते हैं, वैज्ञानिक और सार्वजनिक हलकों में व्यापक रूप से चर्चा की जाती है। इसके बारे में अधिक विवरण, साथ ही हमारे ग्रह की रक्षा के लिए प्रस्तावित उपायों के बारे में, ए.ए. द्वारा संपादित हाल ही में प्रकाशित पुस्तक में पाया जा सकता है। बोयारचुक।

5. अन्य क्षुद्रग्रह बेल्ट के बारे में

क्षुद्रग्रह जैसे पिंड बृहस्पति की कक्षा से परे भी मौजूद हैं। इसके अलावा, नवीनतम आंकड़ों के अनुसार, यह पता चला है कि सौर मंडल की परिधि पर ऐसे बहुत सारे पिंड हैं। यह पहली बार 1951 में अमेरिकी खगोलशास्त्री जेरार्ड कुइपर द्वारा सुझाया गया था। उन्होंने यह परिकल्पना तैयार की कि नेप्च्यून की कक्षा से परे, लगभग 30-50 एयू की दूरी पर। पिंडों की एक पूरी बेल्ट हो सकती है जो छोटी अवधि के धूमकेतुओं के स्रोत के रूप में कार्य करती है। दरअसल, 90 के दशक की शुरुआत से (हवाई द्वीप में 10 मीटर तक के व्यास वाले सबसे बड़े दूरबीनों की शुरूआत के साथ), लगभग 100 से 800 किमी तक के व्यास वाले सौ से अधिक क्षुद्रग्रह जैसी वस्तुओं की खोज की गई है। नेपच्यून की कक्षा. इन निकायों के संग्रह को "कुइपर बेल्ट" कहा जाता था, हालांकि वे अभी तक "पूर्ण विकसित" बेल्ट बनाने के लिए पर्याप्त नहीं हैं। हालाँकि, कुछ अनुमानों के अनुसार, इसमें पिंडों की संख्या मुख्य क्षुद्रग्रह बेल्ट की तुलना में कम (यदि अधिक नहीं) हो सकती है। उनके कक्षीय मापदंडों के आधार पर, नए खोजे गए पिंडों को दो वर्गों में विभाजित किया गया था। सभी ट्रांस-नेप्च्यूनियन वस्तुओं में से लगभग एक तिहाई को पहले, तथाकथित "प्लूटिनो वर्ग" को सौंपा गया था। वे नेप्च्यून के साथ 3:2 प्रतिध्वनि में काफी अण्डाकार कक्षाओं में चलते हैं (अर्ध-प्रमुख अक्ष लगभग 39 एयू; विलक्षणताएं 0.11-0.35; क्रांतिवृत्त 0-20 डिग्री के लिए कक्षीय झुकाव), प्लूटो की कक्षा के समान, जहां उनकी उत्पत्ति हुई थी इस वर्ग का नाम. वर्तमान में, वैज्ञानिकों के बीच इस बात पर भी चर्चा हो रही है कि क्या प्लूटो को एक पूर्ण ग्रह माना जाना चाहिए या उपरोक्त वर्ग की वस्तुओं में से एक। हालाँकि, प्लूटो की स्थिति संभवतः नहीं बदलेगी, क्योंकि इसका औसत व्यास (2390 किमी) ज्ञात ट्रांस-नेप्च्यूनियन वस्तुओं के व्यास से काफी बड़ा है, और इसके अलावा, सौर मंडल के अधिकांश अन्य ग्रहों की तरह, इसका एक बड़ा उपग्रह है ( चारोन) और एक माहौल। दूसरे वर्ग में तथाकथित "विशिष्ट कुइपर बेल्ट ऑब्जेक्ट" शामिल हैं, क्योंकि उनमें से अधिकांश (शेष 2/3) ज्ञात हैं और वे 40-48 एयू की सीमा में अर्ध-प्रमुख अक्षों के साथ गोलाकार कक्षाओं में घूमते हैं। और विभिन्न झुकाव (0-40°)। अब तक, बड़ी दूरी और अपेक्षाकृत छोटे आकार ने नए समान निकायों की तेज गति से खोज को रोक दिया है, हालांकि इसके लिए सबसे बड़ी दूरबीनों और सबसे आधुनिक तकनीक का उपयोग किया जाता है। उनकी ऑप्टिकल विशेषताओं के आधार पर ज्ञात क्षुद्रग्रहों के साथ इन पिंडों की तुलना के आधार पर, अब यह माना जाता है कि पूर्व हमारे ग्रह प्रणाली में सबसे आदिम हैं। इसका मतलब यह है कि उनके पदार्थ, प्रोटोप्लेनेटरी नेबुला से संघनन के बाद से, उदाहरण के लिए, स्थलीय ग्रहों के मामले की तुलना में बहुत छोटे बदलावों का अनुभव हुआ है। वास्तव में, इन पिंडों का पूर्ण बहुमत उनकी संरचना में धूमकेतुओं के नाभिक हो सकते हैं, जिनकी चर्चा "धूमकेतु" अनुभाग में भी की जाएगी।

कुइपर बेल्ट और मुख्य क्षुद्रग्रह बेल्ट के बीच कई क्षुद्रग्रह पिंडों की खोज की गई है (यह संख्या समय के साथ बढ़ने की संभावना है) - यह "सेंटौर वर्ग" है - प्राचीन ग्रीक पौराणिक सेंटॉर्स (आधे मानव, आधे) के अनुरूप -घोड़ा)। उनके प्रतिनिधियों में से एक क्षुद्रग्रह चिरोन है, जिसे अधिक सही ढंग से धूमकेतु क्षुद्रग्रह कहा जाएगा, क्योंकि यह समय-समय पर उभरते गैस वायुमंडल (कोमा) और पूंछ के रूप में हास्य गतिविधि प्रदर्शित करता है। वे वाष्पशील यौगिकों से बनते हैं जो इस पिंड का पदार्थ बनाते हैं जब यह अपनी कक्षा के पेरीहेलियन भागों से गुजरता है। चिरोन पदार्थ की संरचना और संभवतः, उत्पत्ति के संदर्भ में क्षुद्रग्रहों और धूमकेतुओं के बीच एक तेज सीमा की अनुपस्थिति के स्पष्ट उदाहरणों में से एक है। इसका आकार लगभग 200 किमी है और इसकी कक्षा शनि और यूरेनस की कक्षाओं के साथ ओवरलैप होती है। इस वर्ग की वस्तुओं का दूसरा नाम "काज़िमिरचक-पोलोन्सकाया बेल्ट" है - जिसका नाम ई.आई. के नाम पर रखा गया है। पोलोन्सकाया, जिन्होंने विशाल ग्रहों के बीच क्षुद्रग्रह पिंडों के अस्तित्व को साबित किया।

6. क्षुद्रग्रह अनुसंधान विधियों के बारे में थोड़ा

क्षुद्रग्रहों की प्रकृति के बारे में हमारी समझ अब सूचना के तीन मुख्य स्रोतों पर आधारित है: जमीन-आधारित दूरबीन अवलोकन (ऑप्टिकल और रडार), क्षुद्रग्रहों के पास आने वाले अंतरिक्ष यान से प्राप्त छवियां, और ज्ञात स्थलीय चट्टानों और खनिजों के प्रयोगशाला विश्लेषण, साथ ही उल्कापिंड जो पृथ्वी पर गिरे हैं, जो (जिसकी चर्चा "उल्कापिंड" अनुभाग में की जाएगी) मुख्य रूप से क्षुद्रग्रहों, धूमकेतु नाभिकों और स्थलीय ग्रहों की सतहों के टुकड़े माने जाते हैं। लेकिन हम अभी भी जमीन-आधारित दूरबीन माप का उपयोग करके छोटे ग्रहों के बारे में सबसे बड़ी मात्रा में जानकारी प्राप्त करते हैं। इसलिए, क्षुद्रग्रहों को सबसे पहले, उनकी अवलोकन योग्य ऑप्टिकल विशेषताओं के अनुसार तथाकथित "वर्णक्रमीय प्रकार" या वर्गों में विभाजित किया जाता है। सबसे पहले, यह अल्बिडो है (किसी पिंड पर प्रति इकाई समय में आपतित सूर्य के प्रकाश की मात्रा से परावर्तित प्रकाश का अनुपात, यदि हम आपतित और परावर्तित किरणों की दिशाओं को समान मानते हैं) और पिंड का सामान्य आकार दृश्यमान और निकट-अवरक्त रेंज में प्रतिबिंब स्पेक्ट्रम (जो सूर्य की समान तरंग दैर्ध्य पर वर्णक्रमीय चमक द्वारा प्रेक्षित पिंड की सतह की वर्णक्रमीय चमक के प्रत्येक प्रकाश तरंग दैर्ध्य को विभाजित करके प्राप्त किया जाता है)। इन ऑप्टिकल विशेषताओं का उपयोग क्षुद्रग्रहों को बनाने वाले पदार्थ की रासायनिक और खनिज संरचना का आकलन करने के लिए किया जाता है। कभी-कभी अतिरिक्त डेटा (यदि कोई हो) को ध्यान में रखा जाता है, उदाहरण के लिए, क्षुद्रग्रह की रडार परावर्तनशीलता, अपनी धुरी के चारों ओर घूमने की गति आदि के बारे में।

क्षुद्रग्रहों को वर्गों में विभाजित करने की इच्छा को वैज्ञानिकों की बड़ी संख्या में छोटे ग्रहों के विवरण को सरल बनाने या योजनाबद्ध करने की इच्छा से समझाया गया है, हालांकि, जैसा कि अधिक गहन अध्ययन से पता चलता है, यह हमेशा संभव नहीं होता है। हाल ही में, उनके व्यक्तिगत समूहों की कुछ सामान्य विशेषताओं को चिह्नित करने के लिए क्षुद्रग्रहों के वर्णक्रमीय प्रकारों के उपवर्गों और छोटे डिवीजनों को पेश करने की आवश्यकता पहले से ही महसूस की गई है। विभिन्न वर्णक्रमीय प्रकार के क्षुद्रग्रहों का सामान्य विवरण देने से पहले, हम बताएंगे कि दूरस्थ माप का उपयोग करके क्षुद्रग्रह पदार्थ की संरचना का आकलन कैसे किया जा सकता है। जैसा कि पहले ही उल्लेख किया गया है, यह माना जाता है कि एक विशेष प्रकार के क्षुद्रग्रहों में लगभग समान अल्बेडो मान और परावर्तन स्पेक्ट्रा होते हैं जो आकार में समान होते हैं, जिन्हें औसत (किसी दिए गए प्रकार के लिए) मान या विशेषताओं द्वारा प्रतिस्थापित किया जा सकता है। किसी दिए गए प्रकार के क्षुद्रग्रह के लिए इन औसत मूल्यों की तुलना स्थलीय चट्टानों और खनिजों के साथ-साथ उन उल्कापिंडों के समान मूल्यों से की जाती है जिनके नमूने स्थलीय संग्रह में उपलब्ध हैं। नमूनों की रासायनिक और खनिज संरचना, जिन्हें "एनालॉग नमूने" कहा जाता है, उनके वर्णक्रमीय और अन्य भौतिक गुणों के साथ, आमतौर पर पृथ्वी पर प्रयोगशालाओं में पहले से ही अच्छी तरह से अध्ययन किया जाता है। एनालॉग नमूनों की ऐसी तुलना और चयन के आधार पर, इस प्रकार के क्षुद्रग्रहों के लिए पदार्थ की एक निश्चित औसत रासायनिक और खनिज संरचना पहले अनुमान के अनुसार निर्धारित की जाती है। यह पता चला कि, स्थलीय चट्टानों के विपरीत, समग्र रूप से क्षुद्रग्रहों का पदार्थ बहुत सरल या यहां तक ​​कि आदिम है। इससे पता चलता है कि सौर मंडल के इतिहास में जिन भौतिक और रासायनिक प्रक्रियाओं में क्षुद्रग्रह पदार्थ शामिल थे, वे स्थलीय ग्रहों की तरह विविध और जटिल नहीं थे। यदि अब लगभग 4,000 खनिज प्रजातियों को पृथ्वी पर विश्वसनीय रूप से स्थापित माना जाता है, तो क्षुद्रग्रहों पर उनमें से केवल कुछ सौ ही हो सकते हैं। इसका अंदाजा पृथ्वी की सतह पर गिरे उल्कापिंडों में पाए जाने वाले खनिज प्रजातियों (लगभग 300) की संख्या से लगाया जा सकता है, जो क्षुद्रग्रहों के टुकड़े हो सकते हैं। पृथ्वी पर खनिजों की एक विस्तृत विविधता न केवल इसलिए उत्पन्न हुई क्योंकि हमारे ग्रह (साथ ही अन्य स्थलीय ग्रहों) का निर्माण सूर्य के बहुत करीब एक प्रोटोप्लेनेटरी बादल में हुआ, और इसलिए उच्च तापमान पर हुआ। इस तथ्य के अलावा कि सिलिकेट पदार्थ, धातुएं और उनके यौगिक, ऐसे तापमान पर तरल या प्लास्टिक अवस्था में होने के कारण, पृथ्वी के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र में विशिष्ट गुरुत्व द्वारा अलग या विभेदित हो गए, प्रचलित तापमान की स्थिति इसके लिए अनुकूल साबित हुई। एक निरंतर गैस या तरल ऑक्सीकरण वातावरण का उद्भव, जिसके मुख्य घटक ऑक्सीजन और पानी थे। पृथ्वी की पपड़ी के प्राथमिक खनिजों और चट्टानों के साथ उनकी लंबी और निरंतर बातचीत ने खनिजों की समृद्धि को जन्म दिया जो हम देखते हैं। क्षुद्रग्रहों पर लौटते हुए, यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि, रिमोट सेंसिंग डेटा के अनुसार, उनमें मुख्य रूप से सरल सिलिकेट यौगिक होते हैं। सबसे पहले, ये निर्जल सिलिकेट हैं, जैसे कि पाइरोक्सिन (उनका सामान्य सूत्र एबीजेड 2 ओ 6 है, जहां "ए" और "बी" पदों पर विभिन्न धातुओं के धनायनों का कब्जा है, और "जेड" - अल या सी), ओलिविन (ए 2+ 2 SiO 4, जहां A 2+ = Fe, Mg, Mn, Ni) और कभी-कभी प्लाजियोक्लासेस (सामान्य सूत्र (Na,Ca)Al(Al,Si)Si 2 O 8 के साथ)। इन्हें चट्टान बनाने वाले खनिज कहा जाता है क्योंकि ये अधिकांश चट्टानों का आधार बनते हैं। आमतौर पर क्षुद्रग्रहों पर पाया जाने वाला एक अन्य प्रकार का सिलिकेट यौगिक हाइड्रोसिलिकेट्स या स्तरित सिलिकेट्स है। इनमें सर्पेन्टाइन (सामान्य सूत्र A 3 Si 2 O 5? (OH), जहां A = Mg, Fe 2+, Ni), क्लोराइट (A 4-6 Z 4 O 10 (OH,O) 8, जहां A) शामिल हैं और Z मुख्य रूप से विभिन्न धातुओं के धनायन हैं) और कई अन्य खनिज जिनमें हाइड्रॉक्सिल (OH) होता है। यह माना जा सकता है कि क्षुद्रग्रहों पर न केवल साधारण ऑक्साइड, यौगिक (उदाहरण के लिए, सल्फर डाइऑक्साइड) और लोहे और अन्य धातुओं के मिश्र धातु (विशेष रूप से FeNi), कार्बन (कार्बनिक) यौगिक हैं, बल्कि धातु और कार्बन भी मुक्त अवस्था में हैं। . यह पृथ्वी पर लगातार गिरने वाले उल्कापिंड पदार्थ के अध्ययन के परिणामों से प्रमाणित होता है (अनुभाग "उल्कापिंड" देखें)।

7. क्षुद्रग्रहों के वर्णक्रमीय प्रकार

आज तक, निम्नलिखित मुख्य वर्णक्रमीय वर्गों या छोटे ग्रहों के प्रकारों की पहचान की गई है, जिन्हें लैटिन अक्षरों द्वारा दर्शाया गया है: ए, बी, सी, एफ, जी, डी, पी, ई, एम, क्यू, आर, एस, वी और टी। आइये इनका संक्षिप्त विवरण देते हैं।

टाइप ए क्षुद्रग्रहों में काफी उच्च अल्बेडो और सबसे लाल रंग होता है, जो लंबी तरंग दैर्ध्य के प्रति उनकी परावर्तनशीलता में उल्लेखनीय वृद्धि से निर्धारित होता है। उनमें उच्च तापमान वाले ओलिविन (1100-1900 डिग्री सेल्सियस की सीमा में पिघलने बिंदु वाले) या धातुओं के साथ ओलिविन का मिश्रण हो सकता है जो इन क्षुद्रग्रहों की वर्णक्रमीय विशेषताओं से मेल खाता है। इसके विपरीत, बी, सी, एफ और जी प्रकार के छोटे ग्रहों में कम अल्बेडो होता है (बी-प्रकार के पिंड कुछ हद तक हल्के होते हैं) और दृश्यमान सीमा में लगभग सपाट (या रंगहीन) होते हैं, लेकिन एक परावर्तन स्पेक्ट्रम होता है जो कम समय में तेजी से गिर जाता है। तरंग दैर्ध्य. इसलिए, ऐसा माना जाता है कि ये क्षुद्रग्रह मुख्य रूप से समान वर्णक्रमीय विशेषताओं वाले कार्बन या कार्बनिक यौगिकों के मिश्रण के साथ कम तापमान वाले हाइड्रेटेड सिलिकेट्स (जो 500-1500 डिग्री सेल्सियस के तापमान पर विघटित या पिघल सकते हैं) से बने होते हैं। कम अल्बेडो और लाल रंग वाले क्षुद्रग्रहों को डी- और पी-प्रकार (डी-पिंड अधिक लाल होते हैं) के रूप में वर्गीकृत किया गया है। कार्बन या कार्बनिक पदार्थों से भरपूर सिलिकेट्स में ऐसे गुण होते हैं। उदाहरण के लिए, इनमें अंतर्ग्रहीय धूल के कण शामिल हैं, जो संभवतः ग्रहों के निर्माण से पहले ही सर्कमसोलर प्रोटोप्लेनेटरी डिस्क में भर गए थे। इस समानता के आधार पर, यह माना जा सकता है कि डी- और पी-क्षुद्रग्रह क्षुद्रग्रह बेल्ट के सबसे प्राचीन, थोड़े-बदले हुए पिंड हैं। छोटे ई-प्रकार के ग्रहों में उच्चतम अल्बेडो मान होते हैं (उनकी सतह सामग्री उन पर पड़ने वाले प्रकाश का 50% तक प्रतिबिंबित कर सकती है) और उनका रंग थोड़ा लाल होता है। खनिज एनस्टैटाइट (यह पाइरोक्सिन की एक उच्च तापमान वाली किस्म है) या अन्य सिलिकेट्स जिनमें मुक्त (अनऑक्सीडाइज्ड) अवस्था में लोहा होता है, जो इसलिए, ई-प्रकार के क्षुद्रग्रहों का हिस्सा हो सकते हैं, उनकी वर्णक्रमीय विशेषताएं समान हैं। क्षुद्रग्रह जो प्रतिबिंब स्पेक्ट्रा में पी- और ई-प्रकार के पिंडों के समान हैं, लेकिन अल्बेडो मान में उनके बीच हैं, उन्हें एम-प्रकार के रूप में वर्गीकृत किया गया है। यह पता चला कि इन वस्तुओं के ऑप्टिकल गुण मुक्त अवस्था में धातुओं या एनस्टैटाइट या अन्य पाइरोक्सिन के साथ मिश्रित धातु यौगिकों के गुणों के समान हैं। अब लगभग 30 ऐसे क्षुद्रग्रह हैं, जमीन-आधारित अवलोकनों की मदद से, इन पिंडों के एक महत्वपूर्ण हिस्से पर हाइड्रेटेड सिलिकेट्स की उपस्थिति जैसा एक दिलचस्प तथ्य हाल ही में स्थापित किया गया है। हालाँकि उच्च-तापमान और निम्न-तापमान सामग्री के ऐसे असामान्य संयोजन के उद्भव का कारण अभी तक पूरी तरह से स्थापित नहीं हुआ है, लेकिन यह माना जा सकता है कि हाइड्रोसिलिकेट्स को अधिक आदिम पिंडों के साथ टकराव के दौरान एम-प्रकार के क्षुद्रग्रहों में पेश किया गया होगा। शेष वर्णक्रमीय वर्गों में से, अल्बेडो और दृश्य सीमा में उनके परावर्तन स्पेक्ट्रा के सामान्य आकार के संदर्भ में, क्यू-, आर-, एस- और वी-प्रकार के क्षुद्रग्रह काफी समान हैं: उनके पास अपेक्षाकृत उच्च अल्बेडो (एस-प्रकार) है शरीर थोड़ा नीचे हैं) और लाल रंग का है। उनके बीच अंतर इस तथ्य पर आधारित है कि निकट-अवरक्त रेंज में उनके प्रतिबिंब स्पेक्ट्रा में मौजूद लगभग 1 माइक्रोन के व्यापक अवशोषण बैंड की गहराई अलग-अलग है। यह अवशोषण बैंड पाइरोक्सिन और ओलिविन के मिश्रण की विशेषता है, और इसके केंद्र की स्थिति और गहराई क्षुद्रग्रहों की सतह के पदार्थ में इन खनिजों की आंशिक और कुल सामग्री पर निर्भर करती है। दूसरी ओर, किसी सिलिकेट पदार्थ के परावर्तन स्पेक्ट्रम में किसी भी अवशोषण बैंड की गहराई कम हो जाती है यदि इसमें कोई अपारदर्शी कण (उदाहरण के लिए, कार्बन, धातु या उनके यौगिक) होते हैं जो व्यापक रूप से परावर्तित (अर्थात, पदार्थ के माध्यम से प्रसारित) को स्क्रीन करते हैं और इसकी संरचना के बारे में जानकारी ले जाना) प्रकाश। इन क्षुद्रग्रहों के लिए, 1 μm पर अवशोषण बैंड की गहराई S- से Q-, R- और V-प्रकार तक बढ़ जाती है। उपरोक्त के अनुसार, सूचीबद्ध प्रकार के निकायों (वी को छोड़कर) में ओलिविन, पाइरोक्सिन और धातुओं का मिश्रण हो सकता है। वी-प्रकार के क्षुद्रग्रहों के पदार्थ में पाइरोक्सिन, फेल्डस्पार शामिल हो सकते हैं, और संरचना में स्थलीय बेसाल्ट के समान हो सकते हैं। और अंत में, अंतिम, टी-प्रकार में क्षुद्रग्रह शामिल होते हैं जिनमें कम अल्बेडो और लाल रंग का परावर्तन स्पेक्ट्रम होता है, जो पी- और डी-प्रकार के पिंडों के स्पेक्ट्रा के समान होता है, लेकिन झुकाव के संदर्भ में उनके स्पेक्ट्रा के बीच एक मध्यवर्ती स्थिति रखता है। . इसलिए, टी-, पी- और डी-प्रकार के क्षुद्रग्रहों की खनिज संरचना लगभग समान मानी जाती है और कार्बन या कार्बनिक यौगिकों से समृद्ध सिलिकेट्स से मेल खाती है।

अंतरिक्ष में विभिन्न प्रकार के क्षुद्रग्रहों के वितरण का अध्ययन करते समय, उनकी कथित रासायनिक और खनिज संरचना और सूर्य से दूरी के बीच एक स्पष्ट संबंध पाया गया। यह पता चला कि इन निकायों में किसी पदार्थ की खनिज संरचना जितनी सरल होती है (इसमें उतने ही अधिक अस्थिर यौगिक होते हैं), एक नियम के रूप में, वे उतनी ही दूर स्थित होते हैं। सामान्य तौर पर, सभी क्षुद्रग्रहों में से 75% से अधिक सी-प्रकार के होते हैं और मुख्य रूप से क्षुद्रग्रह बेल्ट के परिधीय भाग में स्थित होते हैं। लगभग 17% एस-प्रकार के हैं और क्षुद्रग्रह बेल्ट के आंतरिक भाग पर हावी हैं। बचे हुए अधिकांश क्षुद्रग्रह एम-प्रकार के हैं और ये भी मुख्यतः क्षुद्रग्रह वलय के मध्य भाग में घूमते हैं। इन तीन प्रकार के क्षुद्रग्रहों का वितरण मैक्सिमा मुख्य बेल्ट के भीतर स्थित है। ई- और आर-प्रकार के क्षुद्रग्रहों के कुल वितरण का अधिकतम हिस्सा सूर्य की ओर बेल्ट की आंतरिक सीमा से कुछ हद तक आगे तक फैला हुआ है। यह दिलचस्प है कि पी- और डी-प्रकार के क्षुद्रग्रहों का कुल वितरण मुख्य बेल्ट की परिधि की ओर अधिकतम होता है और न केवल क्षुद्रग्रह रिंग से परे, बल्कि बृहस्पति की कक्षा से भी आगे तक फैला हुआ है। यह संभव है कि मुख्य बेल्ट के पी- और डी-क्षुद्रग्रहों का वितरण विशाल ग्रहों की कक्षाओं के बीच स्थित काज़िमिरचक-पोलोन्सकाया क्षुद्रग्रह बेल्ट के साथ ओवरलैप होता है।

छोटे ग्रहों की समीक्षा के निष्कर्ष में, हम विभिन्न वर्गों के क्षुद्रग्रहों की उत्पत्ति के बारे में सामान्य परिकल्पना के अर्थ को संक्षेप में रेखांकित करेंगे, जिसकी अधिक से अधिक पुष्टि हो रही है।

8. लघु ग्रहों की उत्पत्ति पर

लगभग 4.5 अरब वर्ष पहले, सौर मंडल के निर्माण के समय, सूर्य के चारों ओर गैस-धूल डिस्क से, अशांत और अन्य गैर-स्थिर घटनाओं के परिणामस्वरूप, पदार्थ के गुच्छे उत्पन्न हुए, जो आपसी बेलोचदार टकराव के माध्यम से हुए। और गुरुत्वाकर्षण संबंधी अंतःक्रियाएं, ग्रहाणुओं में एकजुट हो गईं। सूर्य से बढ़ती दूरी के साथ, गैस-धूल पदार्थ का औसत तापमान कम हो गया और, तदनुसार, इसकी समग्र रासायनिक संरचना बदल गई। प्रोटोप्लेनेटरी डिस्क का कुंडलाकार क्षेत्र, जहां से बाद में मुख्य क्षुद्रग्रह बेल्ट का निर्माण हुआ, विशेष रूप से जल वाष्प में अस्थिर यौगिकों की संघनन सीमा के पास निकला। सबसे पहले, इस परिस्थिति ने बृहस्पति भ्रूण की त्वरित वृद्धि को जन्म दिया, जो संकेतित सीमा के पास स्थित था और हाइड्रोजन, नाइट्रोजन, कार्बन और उनके यौगिकों के संचय का केंद्र बन गया, जिससे सौर मंडल का अधिक गर्म केंद्रीय भाग निकल गया। दूसरे, जिस गैस-धूल पदार्थ से क्षुद्रग्रह बने थे, वह सूर्य से दूरी के आधार पर संरचना में बहुत विषम निकला: इसमें सबसे सरल सिलिकेट यौगिकों की सापेक्ष सामग्री तेजी से घट गई, और वाष्पशील यौगिकों की सामग्री में वृद्धि हुई क्षेत्र में सूर्य से दूरी 2. 0 से 3.5 a.u. जैसा कि पहले ही उल्लेख किया गया है, बृहस्पति के तेजी से बढ़ते भ्रूण से क्षुद्रग्रह बेल्ट तक शक्तिशाली गड़बड़ी ने इसमें पर्याप्त रूप से बड़े प्रोटो-ग्रहीय शरीर के गठन को रोक दिया। वहां पदार्थ के संचय की प्रक्रिया तब रुक गई जब उपग्रहीय आकार (लगभग 500-1000 किमी) के केवल कुछ दर्जन ग्रहों को बनने का समय मिला, जो तब उनके सापेक्ष वेग (0.1 से से) में तेजी से वृद्धि के कारण टकराव के दौरान टुकड़े-टुकड़े होने लगे। 5 किमी/सेकेंड)। हालाँकि, इस अवधि के दौरान, कुछ क्षुद्रग्रह मूल पिंड, या कम से कम वे जिनमें सिलिकेट यौगिकों का उच्च अनुपात था और सूर्य के करीब स्थित थे, पहले से ही गर्म थे या यहां तक ​​कि गुरुत्वाकर्षण भेदभाव का अनुभव भी कर रहे थे। ऐसे प्रोटो-क्षुद्रग्रहों के आंतरिक भाग को गर्म करने के लिए अब दो संभावित तंत्रों पर विचार किया जा रहा है: रेडियोधर्मी आइसोटोप के क्षय के परिणामस्वरूप, या आवेशित कणों के शक्तिशाली प्रवाह द्वारा इन पिंडों के मामले में प्रेरित प्रेरण धाराओं की कार्रवाई के परिणामस्वरूप। युवा और सक्रिय सूर्य से. वैज्ञानिकों के अनुसार, क्षुद्रग्रहों के मूल पिंड, जो किसी कारण से आज तक जीवित हैं, सबसे बड़े क्षुद्रग्रह 1 सेरेस और 4 वेस्टा हैं, जिनके बारे में बुनियादी जानकारी तालिका में दी गई है। 1. प्रोटो-क्षुद्रग्रहों के गुरुत्वाकर्षण विभेदन की प्रक्रिया में, जिन्होंने अपने सिलिकेट पदार्थ को पिघलाने के लिए पर्याप्त ताप का अनुभव किया, धातु कोर और अन्य हल्के सिलिकेट गोले जारी किए गए, और कुछ मामलों में बेसाल्टिक क्रस्ट (उदाहरण के लिए, 4 वेस्टा) भी जारी किए गए, जैसे कि स्थलीय ग्रह. लेकिन फिर भी, चूंकि क्षुद्रग्रह क्षेत्र की सामग्री में महत्वपूर्ण मात्रा में अस्थिर यौगिक थे, इसलिए इसका औसत गलनांक अपेक्षाकृत कम था। जैसा कि गणितीय मॉडलिंग और संख्यात्मक गणनाओं का उपयोग करके दिखाया गया था, ऐसे सिलिकेट पदार्थ का पिघलने बिंदु 500-1000 डिग्री सेल्सियस की सीमा में हो सकता है। इसलिए, विभेदन और शीतलन के बाद, क्षुद्रग्रहों के मूल निकायों ने न केवल प्रत्येक के साथ कई टकरावों का अनुभव किया अन्य और उनके टुकड़े, बल्कि पिंडों के साथ भी, बृहस्पति, शनि के क्षेत्रों और सौर मंडल की अधिक दूर की परिधि से क्षुद्रग्रह बेल्ट पर आक्रमण कर रहे हैं। दीर्घकालिक प्रभाव विकास के परिणामस्वरूप, प्रोटो-क्षुद्रग्रह बड़ी संख्या में छोटे पिंडों में विभाजित हो गए, जिन्हें अब क्षुद्रग्रहों के रूप में देखा जाता है। लगभग कई किलोमीटर प्रति सेकंड की सापेक्ष गति से, विभिन्न यांत्रिक शक्तियों (एक ठोस में जितनी अधिक धातुएँ होती हैं, वह उतना ही अधिक टिकाऊ होता है) के साथ कई सिलिकेट गोले से बने पिंडों की टक्कर के कारण उन्हें "चीर" दिया जाता है और उन्हें छोटे टुकड़ों में कुचल दिया जाता है मुख्य रूप से सबसे कम टिकाऊ बाहरी सिलिकेट गोले। इसके अलावा, यह माना जाता है कि उन वर्णक्रमीय प्रकारों के क्षुद्रग्रह जो उच्च तापमान वाले सिलिकेट के अनुरूप होते हैं, उनके मूल पिंडों के विभिन्न सिलिकेट गोले से उत्पन्न होते हैं जो पिघलने और विभेदन से गुजर चुके हैं। विशेष रूप से, एम- और एस-प्रकार के क्षुद्रग्रह पूरी तरह से अपने मूल पिंडों के नाभिक हो सकते हैं (जैसे कि एस-क्षुद्रग्रह 15 यूनोमिया और एम-क्षुद्रग्रह 16 साइके जिनका व्यास लगभग 270 किमी है) या उनकी उच्च धातु के कारण उनके टुकड़े हो सकते हैं सामग्री । ए- और आर-स्पेक्ट्रल प्रकार के क्षुद्रग्रह मध्यवर्ती सिलिकेट गोले के टुकड़े हो सकते हैं, और ई- और वी-प्रकार ऐसे मूल निकायों के बाहरी गोले हो सकते हैं। ई-, वी-, आर-, ए-, एम- और एस-प्रकार के क्षुद्रग्रहों के स्थानिक वितरण के विश्लेषण के आधार पर, हम यह भी निष्कर्ष निकाल सकते हैं कि वे सबसे तीव्र थर्मल और प्रभाव प्रसंस्करण से गुजरे हैं। इसकी पुष्टि संभवतः मुख्य बेल्ट की आंतरिक सीमा के साथ संयोग या इस प्रकार के क्षुद्रग्रहों के वितरण मैक्सिमा की निकटता से की जा सकती है। अन्य वर्णक्रमीय प्रकार के क्षुद्रग्रहों के लिए, उन्हें या तो टकराव या स्थानीय हीटिंग के कारण आंशिक रूप से परिवर्तित (कायापलट) माना जाता है, जिसके कारण उनका सामान्य पिघलना नहीं हुआ (टी, बी, जी और एफ), या आदिम और थोड़ा बदला हुआ (डी, पी, सी और क्यू)। जैसा कि पहले ही उल्लेख किया गया है, इस प्रकार के क्षुद्रग्रहों की संख्या मुख्य बेल्ट की परिधि की ओर बढ़ जाती है। इसमें कोई संदेह नहीं है कि उन सभी ने भी टकराव और विखंडन का अनुभव किया, लेकिन यह प्रक्रिया शायद इतनी तीव्र नहीं थी कि उनकी देखी गई विशेषताओं और तदनुसार, उनकी रासायनिक और खनिज संरचना को प्रभावित कर सके। (इस मुद्दे पर "उल्कापिंड" अनुभाग में भी चर्चा की जाएगी)। हालाँकि, जैसा कि क्षुद्रग्रह के आकार के सिलिकेट पिंडों की टक्करों के संख्यात्मक मॉडलिंग से पता चलता है, वर्तमान में मौजूद कई क्षुद्रग्रह आपसी टकराव के बाद फिर से जमा हो सकते हैं (अर्थात, शेष टुकड़ों से एकजुट हो सकते हैं) और इसलिए अखंड पिंड नहीं हैं, बल्कि गतिशील “कोबलस्टोन के ढेर” हैं। ” गुरुत्वाकर्षण से जुड़े कई क्षुद्रग्रहों के छोटे उपग्रहों की उपस्थिति के कई अवलोकन संबंधी साक्ष्य (चमक में विशिष्ट परिवर्तनों के आधार पर) हैं, जो संभवतः टकराने वाले पिंडों के टुकड़ों के रूप में प्रभाव की घटनाओं के दौरान भी उत्पन्न हुए थे। इस तथ्य पर, हालांकि अतीत में वैज्ञानिकों के बीच गर्मागर्म बहस हुई थी, क्षुद्रग्रह 243 इडा के उदाहरण से इसकी पुष्टि की गई थी। गैलीलियो अंतरिक्ष यान का उपयोग करके, इसके उपग्रह (जिसे बाद में डैक्टाइल नाम दिया गया) के साथ इस क्षुद्रग्रह की छवियां प्राप्त करना संभव था, जो चित्र 2 और 3 में प्रस्तुत किए गए हैं।

9. जो हम अभी तक नहीं जानते

क्षुद्रग्रह अनुसंधान में अभी भी बहुत कुछ अस्पष्ट और रहस्यमय भी है। सबसे पहले, मुख्य और अन्य क्षुद्रग्रह बेल्ट में ठोस पदार्थ की उत्पत्ति और विकास से संबंधित और संपूर्ण सौर मंडल के उद्भव से संबंधित सामान्य समस्याएं हैं। उनका समाधान न केवल हमारे सिस्टम के बारे में सही विचारों के लिए महत्वपूर्ण है, बल्कि अन्य सितारों के आसपास ग्रह प्रणालियों के उद्भव के कारणों और पैटर्न को समझने के लिए भी महत्वपूर्ण है। आधुनिक अवलोकन प्रौद्योगिकी की क्षमताओं के लिए धन्यवाद, यह स्थापित करना संभव था कि कई पड़ोसी सितारों में बृहस्पति जैसे बड़े ग्रह हैं। अगली पंक्ति में इन और अन्य तारों के आसपास छोटे, स्थलीय प्रकार के ग्रहों की खोज है। ऐसे प्रश्न भी हैं जिनका उत्तर केवल व्यक्तिगत लघु ग्रहों के विस्तृत अध्ययन के माध्यम से ही दिया जा सकता है। मूलतः, इनमें से प्रत्येक निकाय अद्वितीय है, क्योंकि इसका अपना, कभी-कभी विशिष्ट, इतिहास होता है। उदाहरण के लिए, क्षुद्रग्रह जो कुछ गतिशील परिवारों (उदाहरण के लिए, थेमिस, फ्लोरा, गिल्डा, ईओएस और अन्य) के सदस्य हैं, जैसा कि उल्लेख किया गया है, एक सामान्य उत्पत्ति है, ऑप्टिकल विशेषताओं में स्पष्ट रूप से भिन्न हो सकते हैं, जो उनकी कुछ विशेषताओं को इंगित करता है। दूसरी ओर, यह स्पष्ट है कि केवल मुख्य बेल्ट में सभी पर्याप्त बड़े क्षुद्रग्रहों के विस्तृत अध्ययन के लिए बहुत समय और प्रयास की आवश्यकता होगी। और फिर भी, शायद, केवल प्रत्येक क्षुद्रग्रह के बारे में विस्तृत और सटीक जानकारी एकत्र करने और फिर इसके सामान्यीकरण का उपयोग करके, इन पिंडों की प्रकृति और उनके विकास के बुनियादी पैटर्न की समझ को धीरे-धीरे स्पष्ट करना संभव है।

ग्रंथ सूची:

1. आसमान से खतरा: भाग्य या मौका? (एड. ए.ए. बोयारचुक)। एम: "कॉस्मोसिनफॉर्म", 1999, 218 पी।

2. फ्लेशर एम. खनिज प्रजातियों का शब्दकोश। एम: "मीर", 1990, 204 पी।

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