Asteroit açıklaması. Asteroid - Dergi "Uzay Hakkında Her Şey". Güneş Sistemindeki en büyük asteroitler

Asteroit nedir? Er ya da geç uzay araştırmalarıyla ilgilenen herkes bu soruyu sormaya başlar. Bu konuyla ilgili ayrıntılı bilgi bulmak isteyen insanlar genellikle yetişkin izleyiciler için tasarlanmış çeşitli bilimsel sitelere rastlarlar. Bu tür portallarda, kural olarak, hemen hemen tüm makaleler, sıradan insanların anlaması çok zor olan çok sayıda bilimsel terim ve kavramla doludur. Peki, örneğin uzay konusunda bir rapor hazırlaması ve asteroitin ne olduğunu kendi sözleriyle formüle etmesi gereken okul çocukları veya öğrenciler ne yapmalıdır? Bu sorunla ilgili endişeleriniz varsa yayınımızı okumanızı öneririz. Bu yazımızda bu konuyla ilgili gerekli tüm bilgileri bulacak ve asteroit nedir sorusuna basit ve anlaşılır bir dille cevap bulacaksınız. İlgili? O halde keyifli okumalar dileriz!

"Asteroit" kelimesinin kökeni

Yazının ana konusuna geçmeden önce öncelikle tarihine bir göz atalım. Pek çok kişi “asteroid” kelimesinin tercümesine ilgi duyuyordu ve biz de bu konuyu görmezden gelemezdik. Bu kavram Yunanca aster ve idos kelimelerinden gelmektedir. Birincisi "yıldız", ikincisi ise "görünüm" olarak çevrilir.

Asteroit nedir

Asteroitler, galaksimizin ana gövdesi olan Güneş'in etrafında yörüngede hareket eden küçük kozmik cisimlerdir. Gezegenlerin aksine, düzenli bir şekilleri, büyük boyutları veya atmosferleri yoktur. Böyle bir cismin toplam kütlesi dünyanın kütlesinin 0,001'ini geçmez. Buna rağmen bazı asteroitlerin kendi uyduları vardır.

Bu tür uzay cisimlerine “asteroid” sözcüğünü ilk kez adlandıran kişi William Herschel olmuştur. Uzmanlar arasında, yalnızca çapı 30 metreye ulaşan cisimlerin asteroit olarak kabul edilebileceği özel bir sınıflandırma vardır.

Güneş Sistemindeki en büyük asteroitler

Bu türden en büyük kozmik cismin Ceres adı verilen bir asteroit olduğu düşünülmektedir. Boyutları o kadar büyüktür ki (975×909 kilometre) 2006 yılında resmi olarak cüce gezegen statüsüne layık görülmüştür. İkinci sırada çapı yaklaşık 500 kilometre olan Pallas ve Vesta nesneleri yer alıyor. Vesta asteroit kuşağında yer almaktadır (aşağıda tartışılacaktır) ve ana gezegenimizden çıplak gözle görülebilmektedir.

Araştırmanın tarihi

Asteroit nedir? Bunu zaten anladığımızı düşünüyoruz. Ve şimdi sizi bir kez daha makalede tartışılan gök cisimlerinin incelenmesinin kökeninde kimin olduğunu öğrenmek için tarihimizin vahşi doğalarına dalmaya davet ediyoruz.

Her şey 18. yüzyılın sonunda Franz Xaver'ın 20'den fazla gökbilimcinin katılımıyla Jüpiter'in yörüngesi ile Mars'ın yörüngesi arasında yer alması gereken bir gezegen aramaya başlamasıyla başladı. Xaver'ın o zamanlar bilinen zodyak takımyıldızlarının tüm gövdelerini kesinlikle inceleme hedefi vardı. Bir süre sonra koordinatlar hassaslaştırılmaya başlandı ve araştırmacılar değişen nesnelere dikkat etmeye başladı.

Asteroit Ceres'in 1 Ocak 1801'de İtalyan gökbilimci Piazzi tarafından tesadüfen keşfedildiğine inanılıyor. Aslında bu gök cisminin yörüngesi Xavier gökbilimcileri tarafından çok daha önceden hesaplanmıştı. Birkaç yıl sonra araştırmacılar Juno, Palada ve Vesta'yı da buldular.

Carl Ludwig Henke asteroitlerin incelenmesine özel bir katkı yaptı. 1845'te Astraea'yı ve 1847'de Hebe'yi keşfetti. Henke'nin erdemleri astronominin gelişimine ivme kazandırdı ve araştırmalarının ardından neredeyse her yıl yeni asteroitler bulunmaya başlandı.

1891'de Max Wolf, astrofotografi yöntemini icat etti ve bu sayede yaklaşık 250 uzay nesnesini tanıyabildi.

Bugüne kadar birkaç bin asteroit keşfedildi. Bu gök cisimlerine herhangi bir isim verilmesine izin verilir, ancak yörüngelerinin doğru ve doğru bir şekilde hesaplanması şartıyla.

Asteroit kuşağı

Bu türden hemen hemen tüm uzay nesneleri, asteroit kuşağı adı verilen büyük bir halkanın içinde yer almaktadır. Bilim adamlarının araştırmalarına göre, ortalama büyüklüğü 100 kilometreyi aşan yaklaşık 200 küçük gezegen içeriyor. Boyutu bir kilometreyi aşmayan bedenlerden bahsedersek, daha da fazlası var: 1'den 2 milyona!

Sık çarpışmalar nedeniyle bu kuşakta bulunan asteroitlerin çoğu, diğer benzer kozmik cisimlerin parçalarıdır. Bu, kuşakta kendi uyduları olan çok az nesnenin olduğu gerçeğini açıklıyor. Ancak büyük asteroitlerin kendi uydularına sahip olmamasının tek nedeni çarpışmalar değil. Bu süreçlerde, doğrudan çarpmalardan sonra yeni nesnelerin oluşumunun neden olduğu yerçekimindeki değişiklikler ve gök asteroitlerinin dönme eksenlerinin eşit olmayan dağılımı özel bir rol oynar. Doğrudan dönüşe sahip olan tek cisimler daha önce bahsedilen Ceres, Pallas ve Vesta'dır. Bu konumu ancak onlara büyük açısal momentum sağlayan etkileyici boyutları sayesinde koruyabildiler.

Asteroit ve meteoroid. Fark ne

Asteroit kelimesinin ne anlama geldiğinden bahsederken bu konuyu göz ardı edemeyiz. Bir meteoroid, gezegenler arası uzayda hareket eden katı bir gök nesnesidir. Bir meteoroid ve bir asteroitin ayırt edilmesini sağlayan ana parametre boyutlarıdır. Daha önce de belirtildiği gibi, yalnızca çapı 30 metreye ulaşan (veya aşan) kozmik bir cisim asteroit olarak kabul edilebilir. Aksine, meteorların boyutları çok daha mütevazıdır.

Bir diğer önemli faktör ise asteroitlerin ve meteoroidlerin aslında tamamen farklı uzay nesneleri olmasıdır. Gerçek şu ki, uzayda hareket etmelerini sağlayan yasalar çok farklı.

Asteroit Apophis

Asteroit Apophis nedir? Bu yazıyı okuyanlar arasında bu konuyla ilgilenenlerin de olduğunu düşünüyoruz. Apophis, sürekli olarak Dünya'ya yaklaşan göksel bir cisimdir. Bu kozmik cisim, 2004 yılında Arizona'da bulunan Kitt Peak Gözlemevi'ndeki bilim adamları tarafından keşfedildi. Kaşifleri Roy Tucker, David Tolenomi ve Fabrizio Bernardi'dir.

Apophis'in çapı 270 metre, ortalama yörünge hızı saniyede 30.728 kilometre ve ağırlığı bir tondan fazladır.

Asteroitin adı ilk başta 2004 MN4 idi, ancak 2005 yılında eski Mısır mitolojisindeki kötü iblis Apep'in adıyla yeniden adlandırıldı. Eski Mısır sakinlerinin inançlarına göre Apep, yeraltında yaşayan devasa bir canavardır. Mısırlıların zihninde o, kötülüğün gerçek vücut bulmuş hali ve tanrı Ra'nın ana rakibiydi. Ra her gece Nil Nehri boyunca seyahat ederken Apep ile ölümcül bir çatışmaya giriyordu. Güneş Tanrısı her zaman kazandı ve bu nedenle yeni bir gün geldi.

Apep'in Dünya'ya yönelik tehdidi

Bu göksel nesnenin keşfinden sonra sıradan insanlar hemen tek bir soruyu sormaya başladı: Apophis Dünya sakinleri için tehlikeli midir? Uzmanların tahminleri, dünyamızla yakınlaşmanın hangi zaman diliminden bahsettiğimize göre farklılık gösteriyor. Örneğin 2013 yılında bu gök cismi Dünya'dan 14,46 milyon kilometre uzakta uçtu, ancak bilim adamlarına göre zaten 2029'da gezegenimize 29,4 bin kilometre yaklaşacak. Karşılaştırma için bu, sabit uyduların bulunduğu yüksekliğin altındadır.

Bu kadar yakın mesafeye rağmen birçok araştırmacı bizi korkacak hiçbir şey olmadığı konusunda ikna ediyor. Başlangıçta Apophis'in 2029'da Dünya'ya düşme olasılığı neredeyse %3 olarak tahmin ediliyordu ancak artık böyle bir olasılık hiç dikkate alınmıyor. Gelecekte asteroit çıplak gözle görülebilecek. Görsel olarak hızla hareket eden parlak bir noktaya benzeyecektir.

Bilim insanları ayrıca 2029 yılında bu kozmik cismin, gezegenimizin çekim alanının Apophis'in yörüngesini değiştirebileceği bir uzay bölgesine düşmesi ihtimalinin de küçük bir ihtimal olduğunu söyledi. Şubat 2013'te NASA'dan araştırmacılar, 2068'de Dünya'ya bir asteroit düşebileceğine dair bir açıklama yapmıştı. Araştırma sonuçlarına göre bu cisim 2029'dan sonra bu tür 20 çekim alanına düşebilir. Ancak burada da bilim adamları sıradan vatandaşlara güvence veriyor: 2068'de bir çarpışma olasılığı son derece düşük.

Bu kadar olumlu tahminlere rağmen araştırmacılar rahatlamanın bir anlamı olmadığını söylüyor. Apophis çalışması tüm insanlığa yönelik riskleri belirlemeye devam edecek.

Asteroit Apophis'in ne olduğunu bulduğumuzu düşünüyoruz. Şimdi Dünya ile bir uzay nesnesi arasındaki potansiyel çarpışma konusuna daha küresel bir göz atalım.

Bir asteroit çarpışması sonucu Dünya'nın yok olma olasılığı nedir?

Sıradan insanlar arasında kesinlikle tüm asteroitlerin gezegenimiz için büyük bir tehlike oluşturduğuna dair bir görüş var. Hatta bilim adamlarının yaptığı araştırmalar, şu anda Dünya'yı yok edebilecek böyle bir asteroitin bulunmadığını gösteriyor.

Sadece çapı 10 kilometreyi aşan asteroitler gezegenimiz için ciddi tehlike oluşturuyor. Neyse ki bugün hepsi modern astronomi tarafından biliniyor, yörüngeleri belirlendi ve hiçbir şey Dünya'yı tehdit etmiyor.

Artık "asteroid" kelimesinin anlamını, bu uzay nesnelerinin incelenmesinin tarihini ve bunların gezegenler için oluşturduğu tehlikeyi biliyorsunuz. Makalede verilen bilgilerin sizin için ilginç olduğunu umuyoruz.

Bir asteroit, güneş sistemindeki bir gezegene benzeyen nispeten küçük, kayalık bir kozmik cisimdir. Pek çok asteroit Güneş'in etrafında döner ve bunların en büyük kümesi Mars ile Jüpiter'in yörüngeleri arasında bulunur ve asteroit kuşağı olarak adlandırılır. Bilinen en büyük asteroit Ceres de burada bulunuyor. Boyutları 970x940 km'dir, yani neredeyse yuvarlak şeklindedir. Ancak boyutları toz parçacıklarıyla karşılaştırılabilecek olanlar da var. Asteroitler, kuyruklu yıldızlar gibi, milyarlarca yıl önce güneş sistemimizin oluştuğu maddenin kalıntılarıdır.

Bilim insanları galaksimizde çapı 1,5 kilometreden büyük yarım milyondan fazla asteroitin bulunabileceğini öne sürüyor. Son araştırmalar, meteorların ve asteroitlerin benzer bileşimlere sahip olduğunu göstermiştir; dolayısıyla asteroitler, meteorların oluştuğu cisimler olabilir.

Asteroit keşfi

Asteroitlerin incelenmesi, William Herschel'in Uranüs gezegenini dünyaya keşfetmesinden sonra 1781 yılına kadar uzanıyor. 18. yüzyılın sonunda F. Xaver, gezegeni arayan bir grup ünlü gökbilimciyi bir araya getirdi. Hesaplamalara göre Xavera'nın Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasında yer alması gerekiyordu. İlk başta arama herhangi bir sonuç vermedi, ancak 1801'de ilk asteroit keşfedildi - Ceres. Ancak onu keşfeden kişi, Xaver'ın grubunun bir parçası bile olmayan İtalyan gökbilimci Piazzi'ydi. Önümüzdeki birkaç yıl içinde üç asteroit daha keşfedildi: Pallas, Vesta ve Juno ve ardından arama durduruldu. Yalnızca 30 yıl sonra yıldızlı gökyüzünü incelemeye ilgi gösteren Karl Louis Henke araştırmalarına yeniden başladı. Bu dönemden bu yana gökbilimciler her yıl en az bir asteroit keşfediyor.

Asteroitlerin özellikleri

Asteroitler yansıyan güneş ışığının spektrumuna göre sınıflandırılır: %75'i çok koyu karbonlu C sınıfı asteroitler, %15'i grimsi silisli S sınıfı asteroitler ve geri kalan %10'u metalik M sınıfı ve diğer birkaç nadir türü içerir.

Asteroitlerin düzensiz şekli, faz açısının artmasıyla parlaklıklarının hızla azalmasıyla da doğrulanıyor. Dünya'ya olan uzaklıkları ve küçük boyutları nedeniyle asteroitler hakkında daha doğru veriler elde etmek oldukça sorunludur.Bir asteroit üzerindeki yerçekimi kuvveti o kadar küçüktür ki, onlara karakteristik olan küresel şekli veremez. tüm gezegenler. Bu yerçekimi, kırık asteroitlerin birbirine dokunmadan birbirine yakın tutulan ayrı bloklar halinde var olmasına olanak tanır. Bu nedenle, yalnızca orta büyüklükteki cisimlerle çarpışmayı önleyen büyük asteroitler, gezegenlerin oluşumu sırasında edinilen küresel şekli koruyabilir.

Bilim insanları bu kuşakta birkaç yüz bin asteroit bulunduğuna ve uzayda toplamda milyonlarca asteroit olabileceğine inanıyor.

Asteroitlerin boyutları 6 m ile 1000 km arasında değişmektedir. (1000 km ile kıyaslandığında 6 m oldukça fazla görünse de küçük bir asteroit bile düşse güçlü bir etki yaratabilir.)

Yörüngelerdeki küçük değişiklikler bazen asteroitlerin birbiriyle çarpışmasına ve küçük parçaların kırılmasına neden olur.

Bu küçük parçalar yörüngelerini terk edip yanarak Dünya'ya karışıyor ve onlara denir.

Asteroitler: "yıldızlar gibi"

Asteroitlerle hiçbir ortak yanı olmamasına rağmen, bu gök cisimlerinin adı Yunancadan tam olarak bu şekilde çevrilmiştir.

Yani asteroit kuşağı, bir gezegenin kalıntısı değil, Jüpiter ve diğer dev gezegenlerin etkisiyle bir türlü oluşmayı başaramamış bir gezegendir.

Yörüngeden gelen tehdit

Çok sayıda asteroit ve büyük meteoroidler Güneş Sisteminin etrafında hareket ediyor.

Çoğu Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasında yoğunlaşıyor, ancak zaman zaman bu uzay nesnelerinin bir kısmı çarpışmalar veya yer çekimi bozuklukları nedeniyle olağan yörüngelerini değiştirerek Dünya'nın yakınına geliyor.

Bu, kuyruklu yıldızlarda daha az sıklıkta olur, ancak asteroitler gerçek bir tehlike oluşturur, bu nedenle gökbilimciler onların hareketlerini yakından izler.

Geçmişte Dünya, çeşitli büyüklükteki asteroitlerle birden fazla çarpışmaya katlanmak zorunda kaldı. Araştırmacılar bu tür olayların sonucunun oluşum ve ölüm olduğuna inanıyor.

20-30 m çapında, 20 km/s hızla hareket eden küçük bir asteroit, Dünya'ya düştüğünde, TNT eşdeğeri bir megaton kapasiteli nükleer yük kadar enerji açığa çıkarmaktadır.

Bu büyüklükteki asteroitler devasa hasara neden olabilir ancak gezegeni küresel bir felaketle tehdit etmez. Bu nedenle “gök devriyelerinin” dikkati, boyutları yarım kilometreyi aşan küçük gök cisimlerine odaklanıyor.

Bunlardan biri de 2004 yılında keşfedilen ve yörüngesi 2029 yılında Dünya'ya 29 bin km mesafeden yaklaşacak olan Apophis asteroiti.

Aynı zamanda, bir asteroitin gezegenimize çarpma olasılığı yaklaşık yüzde bir olduğundan, Apophis'in yörüngedeki tüm hareketleri artık dikkatle izleniyor ve çarpışma olasılığının gerçekten yükselmesi durumunda yok edilmesi için planlar geliştiriliyor. .

Apophis gibi kozmik bir cismin Dünya'ya düşmesi, 300 km'lik bir yarıçap içindeki köylerin tamamen yok olmasına, denizdeki devasa köylerin ve öngörülemeyen çevresel değişikliklere yol açabilir.

Kuiper Kuşağı'ndaki asteroitler

1992'den beri gökbilimciler Kuiper kuşağında giderek daha fazla asteroit keşfetmeye başladı - bugün bunlardan binden fazlası biliniyor. Kompozisyon bakımından Mars ve Jüpiter arasındaki kuşağı oluşturanlardan farklıdırlar.

Ana asteroit kuşağında üç grup cisim ayırt edilir: silikat (taşlı), metalik ve karbonlu. Kuiper kuşağı asteroitlerinin neredeyse tamamı enkazdan oluşuyor.

Modern teleskoplar asteroitlerin görünümü hakkında bir fikir vermiyor ve onlarla yakın tanışma ancak küçük gezegenlere yaklaşmaya başladıklarında başladı. Asteroitlerin çoğunun, meteorlarla kaplı düzensiz şekilli cisimler olduğu ortaya çıktı.

Araştırmacılar, asteroitler arasındaki "aileleri", yani daha büyük asteroitler diğer nesnelerle çarpıştığında oluşan, benzer yörüngelere sahip küçük asteroit gruplarını tanımlıyor. Bunlardan üçü genellikle Dünya'nın yörüngesine yaklaşıyor - bunlar Amur, Apollo ve Aten ailesi.

Asteroitler Asteroit Yunanca'da yıldız gibi anlamına gelir.- Güneş'i farklı yörüngelerde çevreleyen, düzensiz şekilli küçük kozmik cisimler. Bu cisimlerin çapı 30 metreden fazladır ve kendilerine ait atmosferleri yoktur.

Bunların büyük bir kısmı Jüpiter'in yörüngeleri arasında uzanan kemerde bulunur. Kayış torus şeklindedir ve yoğunluğu 3,2 AU'luk mesafenin ötesinde azalır.

24 Ağustos 2006'ya kadar Ceres en büyük asteroit (975x909 km) olarak kabul edildi, ancak durumunu değiştirmeye karar verdiler ve ona cüce gezegen unvanı verdiler. Ve ana kayışın tüm nesnelerinin toplam kütlesi küçüktür - 3,0 - 3,6,1021 kg, bu da kütleden 25 kat daha azdır.

Cüce gezegen Ceres'in fotoğrafı

Hassas fotometreler kozmik cisimlerin parlaklığındaki değişiklikleri incelemeyi mümkün kılar. Sonuç, şeklinden asteroitin dönüş periyodunu ve dönüş ekseninin konumunu belirleyebileceğiniz bir ışık eğrisidir. Frekans birkaç saatten birkaç yüz saate kadar değişir. Işık eğrisi aynı zamanda asteroit şekillerinin belirlenmesine de yardımcı olabilir. Yalnızca en büyük nesneler topun şekline yaklaşır; geri kalanı düzensiz bir şekle sahiptir.

Parlaklıktaki değişimin niteliğine göre bazı asteroitlerin uyduları olduğu, bazılarının ise ikili sistemler veya birbirlerinin yüzeyleri üzerinde yuvarlanan cisimler olduğu varsayılabilir.

Asteroitlerin yörüngeleri, gezegenlerin güçlü etkisi altında değişir ve Jüpiter'in özellikle yörüngeleri üzerinde güçlü bir etkisi vardır. Bu durum, küçük gezegenlerin bulunmadığı tüm bölgelerin var olduğu gerçeğine yol açmıştır ve eğer oraya ulaşmayı başarabilirlerse, bu sadece çok kısa bir süre için olacaktır. Kapaklar veya Kirkwood boşlukları olarak adlandırılan bu tür bölgeler, aileler oluşturan kozmik cisimlerle dolu alanlarla dönüşümlü olarak yer alıyor. Asteroitlerin ana kısmı, büyük olasılıkla aşağıdakilerden oluşan ailelere bölünmüştür.daha büyük bedenleri ezmek. Bu kümeler en büyük üyelerinin adını taşır.

3,2 AU'dan sonraki bir mesafede. İki asteroit sürüsü (Truvalılar ve Yunanlılar) Jüpiter'in yörüngesinde dönüyor. Bir sürü (Yunanlılar) gaz devini geride bırakırken, diğeri (Truva atları) geride kalıyor. Bu gruplar, üzerlerine etkiyen çekim kuvvetlerinin eşit olduğu “Lagrange noktaları”nda yer almaları nedeniyle oldukça istikrarlı hareket ederler. Uzaklaşma açıları aynıdır - 60°. Truva atları, çeşitli asteroitlerin çarpışmasının evriminden sonra uzun bir süre boyunca birikmeyi başardı. Ancak ebeveynlerinin yakın zamanda çürümesiyle oluşmuş, çok yakın yörüngelere sahip başka aileler de var. Böyle bir nesne, yaklaşık 60 üyesi olan Flora ailesidir.

Dünya ile Etkileşim

Ana kuşağın iç kenarından çok uzak olmayan bir yerde, yörüngeleri Dünya'nın ve karasal gezegenlerin yörüngeleriyle kesişebilen cisim grupları vardır. Ana nesneler Apollo, Amur ve Aten gruplarını içerir. Jüpiter ve diğer gezegenlerin etkisine bağlı olarak yörüngeleri kararsızdır. Bu tür asteroitlerin gruplara ayrılması oldukça keyfidir çünkü gruptan gruba geçebilirler. Bu tür nesneler Dünya'nın yörüngesini geçerek potansiyel bir tehdit oluşturur. Dünyanın yörüngesi periyodik olarak büyüklüğü 1 km'den büyük yaklaşık 2000 nesne tarafından geçilmektedir.

Bunlar ya daha büyük asteroitlerin parçaları ya da tüm buzun buharlaştığı kuyruklu yıldız çekirdeğidir. 10 - 100 milyon yıl sonra bu cisimler mutlaka kendilerini çeken gezegene veya Güneş'e düşecek.

Dünyanın geçmişinde asteroitler

Bu türden en ünlü olay, 65 milyon yıl önce bir asteroitin düşmesi ve gezegende yaşayan her şeyin yarısının ölmesiydi. Düşen cesedin büyüklüğünün yaklaşık 10 km olduğu ve merkez üssünün Meksika Körfezi olduğu düşünülüyor. Taimyr'de (Popigai Nehri'nin kıvrımında) yüz kilometrelik bir kraterin izleri de keşfedildi. Gezegenin yüzeyinde yaklaşık 230 astroblem var; büyük çarpma halkası oluşumları.

Birleştirmek

Asteroitler kimyasal bileşimlerine ve morfolojilerine göre sınıflandırılabilir. Uçsuz bucaksız Güneş Sistemi'nde asteroit gibi küçük ve aynı zamanda ışık yaymayan bir cismin boyutunu belirlemek son derece zordur. Bu, bir gök cisminin parlaklığını ölçen fotometrik yöntemin uygulanmasına yardımcı olur. Asteroitlerin özellikleri, yansıyan ışığın özelliklerine ve doğasına göre değerlendirilir. Dolayısıyla, bu yöntemi kullanarak tüm asteroitler üç gruba ayrıldı:

1. Karbon– C tipi. Bunların çoğu var – %75. Işığı zayıf şekilde yansıtırlar ve bandın dış tarafında bulunurlar.
2. Kumlu– S tipi. Bu gövdeler ışığı daha güçlü yansıtır ve iç bölgede bulunur.
3. Metal– M tipi. Yansıtıcılıkları S grubu gövdelere benzer ve kayışın orta bölgesinde bulunurlar.

Asteroitlerin bileşimi benzerdirçünkü ikincisi aslında onların parçalarıdır. Mineralojik bileşimleri farklı değildir. Dünyada 1000'den fazla mineral bulunurken, yalnızca 150 civarında mineral tespit edilmiştir.

Diğer asteroit kuşakları

Benzer uzay nesneleri yörüngenin dışında da mevcuttur. Güneş sisteminin çevre bölgelerinde oldukça fazla var. Neptün'ün yörüngesinin ötesinde boyutları 100 ila 800 km arasında değişen yüzlerce nesneyi içeren Kuiper Kuşağı bulunmaktadır.

Kuiper kuşağı ile ana asteroit kuşağı arasında "Kentaur sınıfına" ait benzer nesnelerden oluşan başka bir koleksiyon daha var. Ana temsilcileri, bazen kuyruklu yıldız gibi görünen, komaya giren ve kuyruğunu yayan asteroit Chiron'du. Bu iki yüzlü türün çapı 200 km'dir ve kuyruklu yıldızlarla asteroitlerin pek çok ortak noktasının olduğunun kanıtıdır.

Köken hipotezleri

Asteroit nedir, başka bir gezegenin veya ilk maddenin parçası mı? Bu hala insanların uzun zamandır çözmeye çalıştığı bir gizem. İşte iki ana hipotez:

Gezegenin patlaması. En romantik versiyon, patlayan efsanevi gezegen Phaeton'dur. Burada yüksek bir yaşam standardına ulaşmış akıllı varlıkların yaşadığı sanılıyor. Ancak sonunda gezegeni yok eden bir nükleer savaş çıktı. Ancak göktaşlarının yapısı ve bileşimi üzerine yapılan çalışma, tek bir gezegenin içeriğinin bu çeşitlilik için yeterli olmadığını ortaya çıkardı. Ve göktaşlarının yaşı (bir milyondan yüz milyonlarca yıla kadar), asteroitlerin parçalanmasının uzun sürdüğünü gösteriyor. Ve Phaeton gezegeni sadece güzel bir peri masalı.

Öngezegensel cisimlerin çarpışmaları. Bu hipotez hakimdir. Asteroitlerin kökenini oldukça güvenilir bir şekilde açıklıyor. Gezegenler gaz ve toz bulutlarından oluşmuştur. Ancak Jüpiter ve Mars arasındaki bölgelerde süreç, asteroitlerin çarpışmasından doğan proto-gezegensel cisimlerin yaratılmasıyla sonuçlandı. Küçük gezegenlerin en büyüğünün tam olarak oluşamayan bir gezegenin embriyoları olduğuna dair bir versiyon var. Bu tür nesneler Ceres, Vesta, Pallas'ı içerir.

En büyük asteroitler

Ceres. 950 km çapıyla asteroit kuşağının en büyük nesnesidir. Kütlesi, kuşaktaki tüm cisimlerin toplam kütlesinin neredeyse üçte biri kadardır. Ceres, buzlu bir manto ile çevrelenmiş kayalık bir çekirdekten oluşur. Buzun altında sıvı suyun bulunduğu varsayılmaktadır. Cüce gezegen, Güneş'in etrafında her 4,6 yılda bir, saniyede 18 km hızla döner. Dönme süresi 9,15 saat olup, ortalama yoğunluğu 2 g/cm3'tür.

Pallas. Asteroit kuşağının en büyük ikinci nesnesi olan Ceres'in cüce gezegen statüsüne geçmesiyle birlikte en büyük asteroit haline geldi. Parametreleri 582x556x500 km'dir. Yıldızın geçişi 17 km/sn hızla 4 yıl sürüyor. Pallas'ta bir gün 8 saat sürüyor ve yüzey sıcaklığı 164° K.

Vesta. Bu asteroit, optik kullanılmadan görülebilen en parlak ve tek asteroit oldu. Vücudun boyutları 578x560x458 km'dir ve yalnızca asimetrik şekli Vesta'nın cüce gezegen olarak sınıflandırılmasına izin vermez. İçinde demir-nikel bir çekirdek var ve çevresinde taş bir manto var.

Vesta'da en büyüğü 460 km çapında olan ve güney kutbu yakınında bulunan çok sayıda büyük krater bulunmaktadır. Bu formasyonun derinliği 13 km'ye ulaşıyor ve kenarları çevredeki ovanın üzerinde 4-12 km yükseliyor.

Evgenia. Bu, 215 km çapında oldukça büyük bir asteroittir. İlginç çünkü iki uydusu var. Bunlar Küçük Prens (13 km) ve S/2004 (6 km) idi. Evgenia'ya sırasıyla 1200 ve 700 km uzaklıktalar.

Ders çalışıyor

Asteroitlerin ayrıntılı incelenmesi Pioneer uzay aracıyla başladı. Ancak Galileo aygıtı, 1991 yılında Gaspra ve Ida nesnelerinin fotoğraflarını çeken ilk aygıt oldu. Ayrıca NEAR Shoemaker ve Hayabusa cihazlarıyla da detaylı inceleme yapıldı. Hedefleri Eros, Matilda ve Itokawa'ydı. Hatta toprak parçacıkları ikincisinden bile teslim edildi. 2007 yılında Dawn istasyonu Vesta ve Ceres'e doğru yola çıktı ve 16 Temmuz 2011'de Vesta'ya ulaştı. Bu yıl istasyonun Ceres'e varması gerekiyor, ardından Pallas'a ulaşmaya çalışacak.

Asteroitlerde yaşam bulunması pek olası değil, ancak orada kesinlikle pek çok ilginç şey var. Bu nesnelerden çok şey bekleyebilirsiniz ancak tek bir şeyin olmasını istemezsiniz: beklenmedik bir şekilde bizi ziyaret etmelerini.

Asteroit Ida'nın şekli ve yüzeyi.
Kuzey zirvede.
Animasyon Typhoon Oner tarafından yapıldı.
(Telif hakkı © 1997, A. Tayfun Öner'e aittir).

1. Genel fikirler

Asteroitler, gezegenler gibi güneşin etrafında eliptik yörüngelerde hareket eden katı kayalık cisimlerdir. Ancak bu cisimlerin boyutları sıradan gezegenlerinkinden çok daha küçüktür, dolayısıyla onlara küçük gezegenler de denir. Asteroitlerin çapları birkaç on metreden (geleneksel olarak) 1000 km'ye (en büyük asteroit Ceres'in boyutu) kadar değişir. "Asteroit" (veya "yıldız benzeri") terimi, 18. yüzyıldan kalma ünlü gökbilimci William Herschel tarafından, bu nesnelerin bir teleskopla gözlemlendiğinde ortaya çıkan görünümünü tanımlamak için icat edildi. En büyük yer tabanlı teleskoplarla bile en büyük asteroitlerin görünür disklerini ayırt etmek imkansızdır. Nokta ışık kaynakları olarak gözlemlenirler, ancak diğer gezegenler gibi kendileri de görünür aralıkta hiçbir şey yaymazlar, yalnızca gelen güneş ışığını yansıtırlar. Bazı asteroitlerin çapları, yeterince parlak yıldızlarla aynı görüş hattında oldukları şanslı anlarda "yıldız örtülmesi" yöntemi kullanılarak ölçüldü. Çoğu durumda boyutları özel astrofizik ölçümler ve hesaplamalar kullanılarak tahmin edilir. Şu anda bilinen asteroitlerin büyük bir kısmı, Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasında, Güneş'ten 2,2-3,2 astronomik birim (bundan sonra - AU olarak anılacaktır) mesafelerde hareket eder. Toplamda bugüne kadar yaklaşık 20.000 asteroit keşfedilmiş olup bunların yaklaşık 10.000'i kayıtlıdır, yani bunlara numaralar ve hatta özel isimler verilmiştir ve yörüngeleri büyük bir doğrulukla hesaplanmıştır. Asteroitlere özel isimler genellikle onları keşfeden kişiler tarafından, ancak yerleşik uluslararası kurallara uygun olarak verilir. İlk başta küçük gezegenler hakkında çok az şey bilindiğinde, diğer gezegenlerin isimleri gibi onların isimleri de antik Yunan mitolojisinden alınıyordu. Bu cisimlerin kapladığı halka şeklindeki uzay bölgesine ana asteroit kuşağı denir. Ortalama doğrusal yörünge hızı yaklaşık 20 km/s olan ana kuşak asteroitleri, Güneş'in etrafında, uzaklığa bağlı olarak 3 ila 9 Dünya yılı arasında bir devrim gerçekleştirir. Yörünge düzlemlerinin ekliptik düzleme göre eğimleri bazen 70°'ye ulaşır, ancak genellikle 5-10° aralığındadır. Bu temelde, bilinen tüm ana kuşak asteroitleri yaklaşık olarak eşit olarak düz (yörünge eğimleri 8°'ye kadar olan) ve küresel alt sistemlere bölünmüştür.

Asteroitlerin teleskopik gözlemleri sırasında, büyük çoğunluğunun parlaklığının kısa sürede (birkaç saatten birkaç güne kadar) değiştiği keşfedildi. Gökbilimciler uzun zamandır asteroitlerin parlaklığındaki bu değişikliklerin onların dönüşleriyle ilişkili olduğunu ve öncelikle düzensiz şekilleriyle belirlendiğini varsayıyordu. Uzay aracı kullanılarak elde edilen asteroitlerin ilk fotoğrafları bunu doğruladı ve ayrıca bu cisimlerin yüzeylerinin farklı boyutlarda kraterler veya kraterlerle çukurlaştığını da gösterdi. Şekil 1-3, farklı uzay araçları kullanılarak elde edilen asteroitlerin ilk uzay görüntülerini göstermektedir. Küçük gezegenlerin bu tür şekil ve yüzeylerinin, diğer katı gök cisimleriyle sayısız çarpışmaları sırasında oluştuğu açıktır. Genel olarak, Dünya'dan gözlemlenen bir asteroitin şekli bilinmediğinde (nokta bir nesne olarak görülebildiğinden), üç eksenli bir elipsoid kullanarak yaklaşık olarak tahmin etmeye çalışırlar.

Tablo 1'de en büyük veya basitçe ilginç asteroitler hakkında temel bilgiler verilmektedir.

Tablo 1. Bazı asteroitler hakkında bilgiler.

N	Asteroit İsim Rusça/Lat.	Çap (km)	Ağırlık (10 15 kilo)	Dönem rotasyon (saat)	Orbital. dönem (yıl)	Menzil. Sınıf	Büyük p/eksen küresi. (ya da)	Eksantriklik yörüngeler
1	Ceres/ Ceres	960x932	87000	9,1	4,6	İLE	2,766	0,078
2	Pallas/ Pallas	570x525x482	318000	7,8	4,6	sen	2,776	0,231
3	Juno/ Juno	240	20000	7,2	4,4	S	2,669	0,258
4	Vesta/ Vesta	530	300000	5,3	3,6	sen	2,361	0,090
8	Bitki örtüsü/ bitki örtüsü	141		13,6	3,3	S		0,141
243	Ida/Ida	58x23	100	4,6	4,8	S	2,861	0,045
253	Matilda/ Mathilde	66x48x46	103	417,7	4,3	C	2,646	0,266
433	Eros/Eros	33x13x13	7	5,3	1,7	S	1,458	0,223
951	Gaspra/ Gaspra	19x12x11	10	7,0	3,3	S	2,209	0,174
1566	Ikarus/ İkarus	1,4	0,001	2,3	1,1	sen	1,078	0,827
1620	Coğrafyacı/ Coğrafyalar	2,0	0,004	5,2	1,4	S	1,246	0,335
1862	Apollon/ Apollon	1,6	0,002	3,1	1,8	S	1,471	0,560
2060	Chiron/ Chiron	180	4000	5,9	50,7	B	13,633	0,380
4179	Toutatis/ Toutatis	4,6x2,4x1,9	0,05	130	1,1	S	2,512	0,634
4769	Kastalya/ Kastalya	1,8x0,8	0,0005		0,4		1,063	0,483

Tabloya ilişkin açıklamalar.

1 Ceres, ilk keşfedilen en büyük asteroittir. 1 Ocak 1801'de İtalyan gökbilimci Giuseppe Piazzi tarafından keşfedildi ve adını Roma bereket tanrıçasından aldı.

2 Pallas, ikinci büyük asteroittir ve aynı zamanda keşfedilen ikinci asteroittir. Bu, 28 Mart 1802'de Alman gökbilimci Heinrich Olbers tarafından yapıldı.

3 Juno - 1804'te K. Harding tarafından keşfedildi.

4 Vesta üçüncü büyük asteroittir ve yine 1807'de G. Olbers tarafından keşfedilmiştir. Bu cisim, olivin mantosunu kaplayan bazaltik bir kabuğun varlığına dair gözlemsel kanıtlara sahiptir; bu, maddesinin erimesi ve farklılaşmasının bir sonucu olabilir. Bu asteroitin görünür diskinin görüntüsü ilk kez 1995 yılında Amerikan Uzay Teleskobu kullanılarak elde edildi. Hubble alçak Dünya yörüngesinde çalışıyor.

8 Flora, ilk kez Japon gökbilimci K. Hirayama tarafından tanımlanan, yüzlerce üyeden oluşan ve aynı adı taşıyan büyük bir asteroit ailesinin en büyük asteroitidir. Bu aileye ait asteroitlerin çok yakın yörüngeleri vardır ve bu da muhtemelen başka bir cisimle çarpışma sırasında yok edilen ortak bir ana cisimden ortak kökenlerini doğrulamaktadır.

243 Ida, görüntüleri 28 Ağustos 1993'te Galileo uzay aracı kullanılarak elde edilen bir ana kuşak asteroittir. Bu görüntüler, Ida'nın daha sonra Dactyl olarak adlandırılan küçük bir uydusunun keşfedilmesine olanak sağladı. (Bkz. Şekil 2 ve 3).

253 Matilda, görüntüleri Haziran 1997'de NIAR uzay aracı kullanılarak elde edilen bir asteroittir (Bkz. Şekil 4).

433 Eros, Dünya'ya yakın bir asteroittir ve görüntüleri Şubat 1999'da NIAR uzay aracı kullanılarak elde edilmiştir.

951 Gaspra, ilk kez 29 Ekim 1991'de Galileo uzay aracı tarafından görüntülenen bir ana kuşak asteroittir (Bkz. Şekil 1).

1566 Icarus, Dünya'ya yaklaşan ve yörüngesinden geçen, çok büyük bir yörünge dış merkezliliğine (0,8268) sahip bir asteroittir.

1620 Coğrafya, ya ikili bir nesne olan ya da çok düzensiz bir şekle sahip olan, Dünya'ya yakın bir asteroittir. Bu, parlaklığının kendi ekseni etrafında dönme fazına ve radar görüntülerine bağlı olmasından kaynaklanmaktadır.

1862 Apollo - aynı cisim ailesinin en büyük asteroiti Dünya'ya yaklaşıyor ve yörüngesini geçiyor. Apollo'nun yörüngesinin eksantrikliği oldukça büyük - 0,56.

2060 Chiron, periyodik kuyruklu yıldız aktivitesi sergileyen bir asteroit kuyruklu yıldızdır (yörüngenin günberi yakınında, yani Güneş'ten minimum mesafede parlaklıkta düzenli artışlar, bu, asteroitte bulunan uçucu bileşiklerin buharlaşmasıyla açıklanabilir), Satürn ve Uranüs'ün yörüngeleri arasında eksantrik bir yörünge (eksantriklik 0.3801) boyunca hareket ediyor.

4179 Toutatis, bileşenleri muhtemelen temas halinde olan ve yaklaşık 2,5 km ve 1,5 km boyutlara sahip ikili bir asteroittir. Bu asteroitin görüntüleri Arecibo ve Goldstone'da bulunan radarlar kullanılarak elde edildi. 21. yüzyılda Dünya'ya yakın olduğu bilinen tüm asteroitler arasında Toutatis en yakın mesafede olmalıdır (yaklaşık 1,5 milyon km, 29 Eylül 2004).

4769 Castalia, yaklaşık olarak aynı (0,75 km çapında) bileşenlere temas eden çift asteroittir. Radyo görüntüsü Arecibo'daki radar kullanılarak elde edildi.

Asteroit 951 Gaspra'nın görüntüsü

Pirinç. 1. Asteroit 951 Gaspra'nın Galileo uzay aracı kullanılarak sahte renkte, yani mor, yeşil ve kırmızı filtrelerden geçirilen görüntülerin birleşiminden elde edilen görüntüsü. Ortaya çıkan renkler, yüzey ayrıntılarındaki ince farklılıkları vurgulamak için özel olarak geliştirildi. Açıkta kalan kaya alanları mavimsi, regolit (ezilmiş malzeme) ile kaplı alanlar ise kırmızımsıdır. Görüntünün her noktasındaki mekansal çözünürlük 163 m'dir Gaspra, düzensiz bir şekle ve 19 x 12 x 11 km'lik 3 eksen boyunca yaklaşık boyutlara sahiptir. Güneş sağdaki asteroiti aydınlatıyor.
NASA GAL-09 görüntüsü.

Asteroit 243 Idas'ın görüntüsü

Pirinç. 2 243 Ida asteroitinin ve onun küçük uydusu Dactyl'in Galileo uzay aracı tarafından çekilen yapay renkli görüntüsü. Şekilde gösterilen görüntünün elde edilmesinde kullanılan kaynak görüntüler yaklaşık 10.500 km'den elde edilmiştir. Renk farklılıkları yüzey aktif madde bileşimindeki değişiklikleri gösterebilir. Parlak mavi alanlar demir içeren minerallerden oluşan bir maddeyle kaplanmış olabilir. Ida'nın uzunluğu 58 km'dir ve dönüş ekseni sağa doğru hafif bir eğimle dikey olarak yönlendirilmiştir.
NASA GAL-11 görüntüsü.

Pirinç. 3. 243 Ida'nın küçük uydusu Dactyl'in görüntüsü. Bunun bir tür çarpışma sırasında kopan bir Ida parçası mı yoksa yerçekimi alanı tarafından yakalanmış ve dairesel bir yörüngede hareket eden yabancı bir cisim mi olduğu henüz bilinmiyor. Bu görüntü 28 Ağustos 1993'te asteroitin en yakın yaklaşmasından 4 dakika önce, yaklaşık 4000 km mesafeden nötr yoğunluk filtresiyle çekildi. Dactyl'in boyutları yaklaşık 1,2 x 1,4 x 1,6 km'dir. NASA GAL-04 görüntüsü

Asteroid 253 Matilda

Pirinç. 4. Asteroid 253 Matilda. NEAR uzay aracından NASA görüntüsü

2. Ana asteroit kuşağı nasıl ortaya çıkabilir?

Ana kuşakta yoğunlaşan cisimlerin yörüngeleri sabittir ve daireye yakın veya hafif eksantrik bir şekle sahiptir. Burada, büyük gezegenlerin ve özellikle de Jüpiter'in üzerlerindeki yerçekimi etkisinin minimum olduğu "güvenli" bir bölgede hareket ediyorlar. Bugün eldeki bilimsel gerçekler, Güneş Sistemi'nin doğuşu sırasında ana asteroit kuşağının yerinde başka bir gezegenin ortaya çıkamamasında asıl rolü Jüpiter'in oynadığını göstermektedir. Ancak yüzyılımızın başında bile birçok bilim adamı, Jüpiter ile Mars arasında bir nedenden dolayı çöken başka bir büyük gezegenin bulunduğundan hâlâ emindi. Olbers, Pallas'ı keşfettikten hemen sonra böyle bir hipotezi dile getiren ilk kişiydi. Ayrıca bu varsayımsal gezegenin adını da buldu: Phaeton. Kısa bir özet verelim ve Güneş Sistemi'nin tarihinden - modern bilimsel gerçeklere dayanan bir tarihten - bir bölümü anlatalım. Bu, özellikle ana kuşak asteroitlerinin kökenini anlamak için gereklidir. Güneş sisteminin kökenine ilişkin modern teorinin oluşumuna büyük katkı Sovyet bilim adamları O.Yu tarafından yapıldı. Schmidt ve V.S. Safronov.

Yaklaşık 4,5 milyar yıl önce Jüpiter'in yörüngesinde (Güneş'ten 5 AU uzaklıkta) oluşan en büyük cisimlerden birinin boyutu diğerlerinden daha hızlı artmaya başladı. Protoplanetary diskin Güneş'e daha yakın ve daha ısıtılmış bir bölgesinden akan uçucu bileşiklerin (H2, H20, NH3, CO2, CH4, vb.) Yoğunlaşma sınırında olması, bu vücut haline geldi esas olarak donmuş gaz yoğunlaşmalarından oluşan maddenin birikim merkezi. Yeterince büyük bir kütleye ulaştığında, asteroitlerin ana gövdelerinin bulunduğu bölgede, Güneş'e daha yakın olan daha önce yoğunlaşmış maddeyi yerçekimi alanıyla yakalamaya ve böylece ikincisinin büyümesini yavaşlatmaya başladı. Öte yandan, proto-Jüpiter tarafından herhangi bir nedenle ele geçirilmeyen ancak onun çekimsel etki alanı içinde bulunan daha küçük cisimler, etkili bir şekilde farklı yönlere dağıldı. Benzer şekilde, çok yoğun olmasa da, muhtemelen Satürn'ün oluşum bölgesinden cisimlerin fırlatılması da vardı. Bu cisimler aynı zamanda Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasında daha önce ortaya çıkan asteroitlerin veya gezegenimsi canlıların ana cisimlerinin kuşağına da nüfuz ederek onları bu bölgenin dışına "süpürdü" veya parçalanmaya maruz bıraktı. Dahası, bundan önce, asteroitlerin ana gövdelerinin kademeli büyümesi, düşük göreceli hızları nedeniyle (yaklaşık 0,5 km / s'ye kadar) herhangi bir nesnenin çarpışmasının parçalanmayla değil birleşmeyle sonuçlandığı durumlarda mümkündü. Büyüme sırasında Jüpiter (ve Satürn) tarafından asteroit kuşağına atılan cisimlerin akışındaki artış, asteroitlerin ana cisimlerinin göreceli hızlarının önemli ölçüde artmasına (3-5 km/s'ye kadar) ve daha kaotik. Sonuçta, asteroit ana cisimlerinin birikim süreci, karşılıklı çarpışmalar sırasında parçalanma süreciyle değiştirildi ve Güneş'ten belirli bir mesafede yeterince büyük bir gezegen oluşturma potansiyeli sonsuza kadar ortadan kalktı.

3. Asteroit yörüngeleri

Asteroit kuşağının mevcut durumuna dönecek olursak, Jüpiter'in asteroit yörüngelerinin evriminde hala birincil rol oynamaya devam ettiğini vurgulamak gerekir. Bu dev gezegenin ana kuşağın asteroitleri üzerindeki uzun vadeli (4 milyar yıldan fazla) yerçekimi etkisi, bir dizi “yasak” yörüngenin ve hatta neredeyse hiç küçük gezegenin bulunmadığı bölgelerin bulunmasına yol açmıştır. Oraya varırlarsa orada uzun süre kalamazlar. Bunlara boşluklar veya Kirkwood kapakları denir ve adını onları ilk keşfeden bilim adamı Daniel Kirkwood'dan alır. Bu tür yörüngeler rezonanslıdır, çünkü üzerlerinde hareket eden asteroitler Jüpiter'in güçlü çekimsel etkisine maruz kalır. Bu yörüngelere karşılık gelen yörünge dönemleri Jüpiter'in yörünge dönemiyle basit ilişkiler içindedir (örneğin 1:2; 3:7; 2:5; 1:3 vb.). Bir asteroit veya onun parçası, başka bir cisimle çarpışma sonucu rezonansa veya ona yakın bir yörüngeye düşerse, o zaman yarı ana eksen ve yörüngesinin dışmerkezliği, Jüpiter'in yerçekimi alanının etkisi altında oldukça hızlı bir şekilde değişir. Her şey asteroitin rezonans yörüngesini terk etmesiyle ve hatta ana asteroit kuşağını terk etmesiyle veya komşu cisimlerle yeni çarpışmalara mahkum olmasıyla biter. Bu, karşılık gelen Kirkwood uzayını tüm nesnelerden temizler. Ancak şunu da vurgulamak gerekir ki, ana asteroit kuşağında, içinde yer alan tüm cisimlerin anlık dağılımını hayal edersek, hiçbir boşluk veya boşluk yoktur. Tüm asteroitler, herhangi bir zamanda asteroit kuşağını oldukça eşit bir şekilde doldurur, çünkü eliptik yörüngeler boyunca hareket ederek zamanlarının çoğunu "yabancı" bölgede geçirirler. Jüpiter'in yerçekimi etkisinin bir başka "zıt" örneği: ana asteroit kuşağının dış sınırında, tam tersine, yörünge dönemleri olan asteroitlerin yörüngelerinden oluşan iki dar ek "halka" vardır. Jüpiter'in yörünge dönemine göre 2:3 ve 1:1 oranları. Açıkçası, 1:1 oranına karşılık gelen yörünge periyoduna sahip asteroitler doğrudan Jüpiter'in yörüngesinde yer alıyor. Ancak Jüpiter yörüngesinin yarıçapına eşit bir mesafede, ileri veya geri hareket ediyorlar. Hareketlerinde Jüpiter'in önünde olan asteroitlere "Yunanlılar", onu takip edenlere ise "Truva atları" adı verilir (bu nedenle Truva Savaşı kahramanlarının adını alırlar). Bu küçük gezegenlerin hareketi oldukça istikrarlıdır çünkü üzerlerine etki eden yerçekimi kuvvetlerinin eşitlendiği "Lagrange noktaları" olarak adlandırılan noktalarda bulunurlar. Bu asteroit grubunun genel adı “Truva atları”dır. Farklı asteroitlerin uzun çarpışma evrimi sırasında Lagrange noktaları çevresinde kademeli olarak birikebilen Truva atlarının aksine, kendilerini oluşturan cisimlere çok yakın yörüngelere sahip olan ve büyük olasılıkla asteroitlerinin nispeten yakın zamanda bozulmasının bir sonucu olarak oluşmuş asteroit aileleri vardır. karşılık gelen ana organlar. Bu, örneğin halihazırda yaklaşık 60 üyesi olan Flora asteroit ailesi ve birkaç başkası. Son zamanlarda bilim adamları, ana gövdelerinin orijinal sayısını tahmin etmek için bu tür asteroit ailelerinin toplam sayısını belirlemeye çalışıyorlar.

4. Dünya'ya Yakın Asteroitler

Ana asteroit kuşağının iç kenarına yakın bir yerde, yörüngeleri ana kuşağın çok ötesine uzanan ve hatta Mars, Dünya, Venüs ve hatta Merkür'ün yörüngeleriyle kesişebilecek başka cisim grupları vardır. Her şeyden önce bunlar Amur, Apollo ve Aten asteroit gruplarıdır (bu gruplara dahil olan en büyük temsilcilerin isimlerine göre). Bu tür asteroitlerin yörüngeleri artık ana kuşak cisimlerininki kadar sabit değil, yalnızca Jüpiter'in değil, aynı zamanda karasal gezegenlerin çekim alanlarının etkisi altında nispeten hızlı bir şekilde gelişiyor. Bu nedenle, bu tür asteroitler bir gruptan diğerine geçebilir ve asteroitlerin yukarıdaki gruplara bölünmesi, asteroitlerin modern yörüngelerine ilişkin verilere dayanarak koşulludur. Özellikle Amuryalılar, günberi mesafesi (Güneş'e olan minimum mesafe) 1,3 AU'yu aşmayan eliptik yörüngelerde hareket ederler. Apollonlar günberi mesafesi 1 AU'dan az olan yörüngelerde hareket ederler. (bunun Dünya'nın Güneş'ten ortalama uzaklığı olduğunu unutmayın) ve Dünya'nın yörüngesine nüfuz edin. Eğer Amuryalılar ve Apollonlular için yörüngenin yarı ana ekseni 1 AU'yu aşarsa, Atonyalılar için bu değer bu değerden daha az veya bu değerdedir ve bu nedenle bu asteroitler esas olarak Dünya'nın yörüngesi içinde hareket eder. Dünyanın yörüngesini geçen Apollonların ve Atonyalıların onunla çarpışma tehdidi oluşturabileceği açıktır. Bu küçük gezegen grubunun "Dünya'ya yakın asteroitler" olarak genel bir tanımı bile var - bunlar yörünge boyutları 1,3 AU'yu aşmayan cisimlerdir. Bugüne kadar yaklaşık 800 bu tür nesne keşfedildi, ancak toplam sayıları önemli ölçüde daha büyük olabilir - 1 km'den daha büyük boyutlara sahip 1500-2000'e ve 100 m'den daha büyük boyutlara sahip 135.000'e kadar Dünya'ya yönelik mevcut tehdit Asteroitlerden ve karasal çevrede bulunan veya bulunabilecek diğer kozmik cisimlerden kaynaklanabileceği konusu bilimsel ve kamusal çevrelerde geniş çapta tartışılmaktadır. Bu konuyla ve gezegenimizi korumak için önerilen önlemlerle ilgili daha fazla ayrıntıyı, A.A.'nın editörlüğünü yaptığı yakın zamanda yayınlanan kitapta bulabilirsiniz. Boyarchuk.

5. Diğer asteroit kuşakları hakkında

Asteroit benzeri cisimler Jüpiter'in yörüngesinin ötesinde de mevcuttur. Üstelik son verilere göre Güneş sisteminin çevresinde bu tür çok sayıda cisim olduğu ortaya çıktı. Bu, ilk kez 1951'de Amerikalı gökbilimci Gerard Kuiper tarafından öne sürüldü. Kuiper, Neptün'ün yörüngesinin ötesinde, yaklaşık 30-50 AU mesafelerde olduğu hipotezini formüle etti. kısa dönemli kuyruklu yıldızların kaynağı olarak hizmet veren bütün bir cisim kuşağı olabilir. Aslında, 90'lı yılların başından bu yana (Hawaii Adaları'nda çapı 10 m'ye kadar olan en büyük teleskopların kullanıma sunulmasıyla birlikte), Dünya'nın ötesinde çapları yaklaşık 100 ila 800 km arasında değişen yüzden fazla asteroit benzeri nesne keşfedildi. Neptün'ün yörüngesi. Bu cesetlerin toplanmasına "Kuiper kuşağı" adı verildi, ancak bunlar henüz "tam teşekküllü" bir kuşak oluşturmaya yetmiyor. Ancak bazı tahminlere göre buradaki cisimlerin sayısı, ana asteroit kuşağındakinden daha az (daha fazla olmasa bile) olabilir. Yörünge parametrelerine göre yeni keşfedilen cisimler iki sınıfa ayrıldı. Trans-Neptün nesnelerinin yaklaşık üçte biri “Plütino sınıfı” olarak adlandırılan ilk sınıfa atandı. Oldukça eliptik yörüngelerde (yarı ana eksenler yaklaşık 39 AU; dışmerkezlikler 0,11-0,35; ekliptiğe yörünge eğimleri 0-20 derece) Neptün ile 3:2 rezonans içinde hareket ederler; bu, Plüton'un yörüngesine benzerdir; bu sınıfın adı. Şu anda, bilim adamları arasında Plüton'un tam teşekküllü bir gezegen olarak mı yoksa yukarıda belirtilen sınıfın nesnelerinden biri olarak mı kabul edilmesi gerektiği konusunda tartışmalar bile var. Bununla birlikte, ortalama çapı (2390 km) bilinen trans-Neptün nesnelerinin çapından önemli ölçüde daha büyük olduğundan ve ayrıca güneş sistemindeki diğer gezegenlerin çoğu gibi büyük bir uyduya sahip olduğundan Plüton'un durumu büyük olasılıkla değişmeyecektir ( Charon) ve bir atmosfer. İkinci sınıf, çoğu (kalan 2/3'ü) bilindiği ve 40-48 AU aralığında yarı ana eksenlerle dairesele yakın yörüngelerde hareket ettiği için "tipik Kuiper kuşağı nesneleri" olarak adlandırılan nesneleri içerir. ve çeşitli eğimler (0-40°). Şimdiye kadar büyük mesafeler ve nispeten küçük boyutlar, yeni benzer cisimlerin daha hızlı keşfedilmesini engellemiş olsa da bunun için en büyük teleskoplar ve en modern teknoloji kullanılıyor. Bu cisimlerin optik özelliklerine göre bilinen asteroitlerle karşılaştırılması sonucunda, artık ilkinin gezegen sistemimizdeki en ilkel olduğuna inanılıyor. Bu, onların maddesinin, protoplanetary nebuladan yoğunlaşmasından bu yana, örneğin karasal gezegenlerin maddesiyle karşılaştırıldığında çok küçük değişiklikler yaşadığı anlamına gelir. Aslında bu cisimlerin bileşimlerindeki mutlak çoğunluğu kuyruklu yıldızların çekirdeği olabilir ve bu da "Kuyrukluyıldızlar" bölümünde tartışılacaktır.

Antik Yunan mitolojik centaurlarına (yarı insan, yarı -atış). Temsilcilerinden biri, periyodik olarak ortaya çıkan bir gaz atmosferi (koma) ve kuyruk şeklinde kuyruklu yıldız aktivitesi sergilediği için daha doğru bir şekilde kuyruklu yıldız asteroiti olarak adlandırılacak olan asteroit Chiron'dur. Yörüngesinin günberi kısımlarından geçerken bu cismin maddesini oluşturan uçucu bileşiklerden oluşurlar. Chiron, maddenin bileşimi ve muhtemelen köken açısından asteroitler ve kuyruklu yıldızlar arasında keskin bir sınırın bulunmadığının açık örneklerinden biridir. Yaklaşık 200 km büyüklüğünde olup yörüngesi Satürn ve Uranüs'ün yörüngeleriyle örtüşmektedir. Bu sınıftaki nesnelerin bir diğer adı da E.I.'nin adını taşıyan "Kazimirchak-Polonskaya kuşağı"dır. Dev gezegenler arasında asteroit cisimlerinin varlığını kanıtlayan Polonskaya.

6. Asteroit araştırma yöntemleri hakkında biraz

Asteroitlerin doğasına ilişkin anlayışımız artık üç ana bilgi kaynağına dayanmaktadır: yer tabanlı teleskopik gözlemler (optik ve radar), asteroitlere yaklaşan uzay aracından elde edilen görüntüler ve bilinen karasal kayalar ve minerallerin yanı sıra göktaşlarının laboratuvar analizleri. ("Meteorlar" bölümünde tartışılacak olan) esas olarak asteroit parçaları, kuyruklu yıldız çekirdekleri ve karasal gezegenlerin yüzeyleri olduğu düşünülen Dünya'ya düştü. Ancak küçük gezegenler hakkında hala en fazla bilgiyi yer tabanlı teleskopik ölçümler kullanarak elde ediyoruz. Bu nedenle asteroitler, her şeyden önce gözlemlenebilir optik özelliklerine göre "spektral tiplere" veya sınıflara ayrılır. Her şeyden önce bu, albedo (gelen ve yansıyan ışınların yönlerinin aynı olduğunu düşünürsek, birim zamanda üzerine gelen güneş ışığı miktarından bir cisme yansıyan ışığın oranı) ve cismin genel şeklidir. görünür ve yakın kızılötesi aralıklardaki yansıma spektrumu (gözlenen cismin yüzeyinin spektral parlaklığının ışık dalga boyunun, Güneş'in kendisinin aynı dalga boyundaki spektral parlaklığa bölünmesiyle elde edilir). Bu optik özellikler, asteroitleri oluşturan maddenin kimyasal ve mineralojik bileşimini değerlendirmek için kullanılır. Bazen, örneğin asteroitin radar yansıması, kendi ekseni etrafındaki dönüş hızı vb. Hakkında ek veriler (varsa) dikkate alınır.

Asteroitleri sınıflara ayırma arzusu, bilim adamlarının çok sayıda küçük gezegenin tanımını basitleştirme veya şematize etme arzusuyla açıklanmaktadır, ancak daha kapsamlı çalışmaların gösterdiği gibi bu her zaman mümkün değildir. Son zamanlarda, bireysel gruplarının bazı genel özelliklerini karakterize etmek için asteroitlerin spektral türlerinin alt sınıflarını ve daha küçük bölümlerini tanıtmaya zaten ihtiyaç duyulmuştur. Farklı spektral tipteki asteroitlerin genel bir tanımını vermeden önce, asteroit maddesinin bileşiminin uzaktan ölçümler kullanılarak nasıl değerlendirilebileceğini açıklayacağız. Daha önce belirtildiği gibi, belirli bir türdeki asteroitlerin, yaklaşık olarak aynı albedo değerlerine ve şekil olarak benzer yansıma spektrumlarına sahip olduğuna ve bunların ortalama (belirli bir tür için) değerler veya özelliklerle değiştirilebileceğine inanılmaktadır. Belirli bir asteroit türü için bu ortalama değerler, karasal kayalar ve mineraller ile karasal koleksiyonlarda örnekleri bulunan meteorlar için benzer değerlerle karşılaştırılır. "Analog numuneler" olarak adlandırılan numunelerin kimyasal ve mineral bileşimleri ile spektral ve diğer fiziksel özellikleri genellikle Dünya'daki laboratuvarlarda iyi bir şekilde incelenmektedir. Analog örneklerin böyle bir karşılaştırmasına ve seçimine dayanarak, bu tip asteroitler için maddenin belirli bir ortalama kimyasal ve mineral bileşimi ilk yaklaşımla belirlenir. Karasal kayaların aksine, asteroitlerin içeriğinin bir bütün olarak çok daha basit ve hatta ilkel olduğu ortaya çıktı. Bu, Güneş Sistemi'nin tarihi boyunca asteroit maddenin dahil olduğu fiziksel ve kimyasal süreçlerin, karasal gezegenlerdeki kadar çeşitli ve karmaşık olmadığını göstermektedir. Şu anda Dünya'da yaklaşık 4.000 mineral türünün güvenilir bir şekilde yerleşik olduğu düşünülüyorsa, asteroitlerde bunlardan yalnızca birkaç yüz tane olabilir. Bu, asteroit parçaları olabilecek, dünya yüzeyine düşen meteorlarda bulunan mineral türlerinin sayısı (yaklaşık 300) ile değerlendirilebilir. Dünyadaki çok çeşitli mineraller, yalnızca gezegenimizin (ve diğer karasal gezegenlerin) oluşumunun Güneş'e çok daha yakın bir proto-gezegensel bulutta ve dolayısıyla daha yüksek sıcaklıklarda gerçekleşmesi nedeniyle ortaya çıkmadı. Bu sıcaklıklarda sıvı veya plastik halde bulunan silikat maddesi, metaller ve bunların bileşiklerinin, Dünya'nın çekim alanında özgül ağırlık nedeniyle ayrılması veya farklılaşmasının yanı sıra, mevcut sıcaklık koşulları da Dünya'nın gelişimi için uygun olmuştur. ana bileşenleri oksijen ve su olan sürekli bir gaz veya sıvı oksitleyici ortamın ortaya çıkışı. Birincil mineraller ve yer kabuğunun kayaları ile uzun ve sürekli etkileşimleri, gözlemlediğimiz mineral zenginliğine yol açmıştır. Asteroitlere dönersek, uzaktan algılama verilerine göre bunların çoğunlukla daha basit silikat bileşiklerinden oluştuğunu belirtmek gerekir. Her şeyden önce bunlar piroksenler gibi susuz silikatlardır (genel formülleri ABZ 2 O 6'dır, burada “A” ve “B” konumları farklı metallerin katyonları tarafından işgal edilir ve “Z” - Al veya Si), olivinler (A 2+ 2 SiO 4, burada A 2+ = Fe, Mg, Mn, Ni) ve bazen plajiyoklazlar ((Na,Ca)Al(Al,Si)Si 2 O 8 genel formülüyle). Çoğu kayanın temelini oluşturdukları için kaya oluşturucu mineraller olarak adlandırılırlar. Asteroitlerde yaygın olarak bulunan diğer bir silikat bileşiği türü, hidrosilikatlar veya katmanlı silikatlardır. Bunlar arasında serpantinler (A 3 Si 2 O 5? (OH genel formülüyle), burada A = Mg, Fe 2+, Ni), kloritler (A 4-6 Z 4 O 10 (OH,O) 8, burada A) bulunur. ve Z esas olarak çeşitli metallerin katyonlarıdır) ve hidroksil (OH) içeren bir dizi başka mineraldir. Asteroitlerde yalnızca basit oksitlerin, bileşiklerin (örneğin kükürt dioksit) ve demir ve diğer metallerin (özellikle FeNi) alaşımlarının, karbon (organik) bileşiklerin değil, hatta serbest halde metallerin ve karbonun da bulunduğu varsayılabilir. . Bu, Dünya'ya sürekli düşen göktaşı maddesi üzerine yapılan bir çalışmanın sonuçlarıyla kanıtlanmaktadır ("Meteorlar" bölümüne bakınız).

7. Spektral asteroit türleri

Bugüne kadar Latin harfleriyle gösterilen aşağıdaki ana spektral sınıflar veya küçük gezegen türleri tanımlanmıştır: A, B, C, F, G, D, P, E, M, Q, R, S, V ve T. Bunların kısa bir açıklamasını verelim.

A Tipi asteroitler oldukça yüksek bir albedoya ve en kırmızı renge sahiptir; bu, uzun dalga boylarına karşı yansıtmalarındaki önemli artışla belirlenir. Yüksek sıcaklıktaki olivinlerden (1100-1900 ° C aralığında erime noktasına sahip) veya bu asteroitlerin spektral özelliklerine uyan olivinin metallerle karışımından oluşabilirler. Buna karşılık, B, C, F ve G tipindeki küçük gezegenlerin albedosu düşüktür (B tipi cisimler biraz daha hafiftir) ve görünür aralıkta neredeyse düzdür (veya renksizdir), ancak yansıma spektrumu kısa sürede keskin bir şekilde düşer. dalga boyları. Bu nedenle, bu asteroitlerin esas olarak, benzer spektral özelliklere sahip karbon veya organik bileşiklerin bir karışımı ile düşük sıcaklıktaki hidratlı silikatlardan (500-1500 ° C sıcaklıklarda ayrışabilen veya eriyebilen) oluştuğuna inanılmaktadır. Düşük albedolu ve kırmızımsı renkli asteroitler, D ve P tipleri (D gövdeleri daha kırmızıdır) olarak sınıflandırılmıştır. Karbon veya organik madde bakımından zengin silikatlar bu tür özelliklere sahiptir. Örneğin, gezegenlerin oluşumundan önce bile muhtemelen güneş çevresindeki proto-gezegen diskini dolduran gezegenler arası toz parçacıklarından oluşurlar. Bu benzerliğe dayanarak D ve P asteroitlerinin asteroit kuşağının en eski, en az değişikliğe uğramış cisimleri olduğu varsayılabilir. Minör E-tipi gezegenler en yüksek albedo değerlerine sahiptir (yüzey malzemeleri üzerlerine düşen ışığın %50'sine kadar yansıtabilmektedir) ve renkleri hafif kırmızımsıdır. Mineral enstatit (bu, yüksek sıcaklıkta bir piroksen çeşididir) veya serbest (oksitlenmemiş) durumda demir içeren, dolayısıyla E tipi asteroitlerin bir parçası olabilen diğer silikatlar aynı spektral özelliklere sahiptir. Yansıma spektrumları açısından P ve E tipi cisimlere benzer olan ancak albedo değeri açısından bunların arasında yer alan asteroitler, M tipi olarak sınıflandırılır. Bu nesnelerin optik özelliklerinin, serbest haldeki metallerin veya enstatit veya diğer piroksenlerle karıştırılmış metal bileşiklerinin özelliklerine çok benzer olduğu ortaya çıktı. Şu anda bu tür yaklaşık 30 asteroit var.Yer bazlı gözlemlerin yardımıyla, yakın zamanda bu cisimlerin önemli bir kısmında hidratlanmış silikatların varlığı gibi ilginç bir gerçek tespit edildi. Yüksek sıcaklık ve düşük sıcaklık malzemelerinin bu kadar alışılmadık bir kombinasyonunun ortaya çıkmasının nedeni henüz tam olarak belirlenmemiş olsa da, hidrosilikatların, daha ilkel cisimlerle çarpışmaları sırasında M tipi asteroitlere karışmış olabileceği varsayılabilir. Geri kalan spektral sınıflardan albedo ve görünür aralıktaki yansıma spektrumlarının genel şekli açısından Q-, R-, S- ve V-tipi asteroitler oldukça benzerdir: nispeten yüksek bir albedoya (S-tipi) sahiptirler. gövdeleri biraz daha alçaktır) ve kırmızımsı renktedir. Aralarındaki farklar, yakın kızılötesi aralıktaki yansıma spektrumlarında mevcut olan yaklaşık 1 mikronluk geniş soğurma bandının farklı derinliklere sahip olmasından kaynaklanmaktadır. Bu soğurma bandı, piroksen ve olivin karışımının karakteristiğidir ve merkezinin konumu ve derinliği, asteroitlerin yüzey maddesindeki bu minerallerin fraksiyonel ve toplam içeriğine bağlıdır. Öte yandan, bir silikat maddenin yansıma spektrumundaki herhangi bir absorpsiyon bandının derinliği, eğer madde dağınık olarak yansıtılanı (yani madde aracılığıyla iletilen) perdeleyen herhangi bir opak parçacık (örneğin karbon, metaller veya bunların bileşikleri) içeriyorsa azalır. ve bileşimi hakkında bilgi taşıyan) ışık. Bu asteroitler için, 1 μm'deki soğurma bandının derinliği S-tipinden Q-, R- ve V-tiplerine doğru artar. Yukarıdakilere uygun olarak, listelenen tiplerin (V hariç) gövdeleri olivinler, piroksenler ve metallerin bir karışımından oluşabilir. V tipi asteroitlerin maddesi piroksenlerle birlikte feldspatları içerebilir ve bileşim açısından karasal bazaltlara benzer. Ve son olarak, sonuncusu olan T tipi, düşük albedolu ve kırmızımsı yansıma spektrumuna sahip, P ve D tipi cisimlerin spektrumlarına benzeyen, ancak eğim açısından spektrumları arasında orta bir pozisyon işgal eden asteroitleri içerir. . Bu nedenle T, P ve D tipi asteroitlerin mineralojik bileşiminin yaklaşık olarak aynı olduğu ve karbon veya organik bileşikler açısından zengin silikatlara karşılık geldiği kabul edilir.

Farklı türdeki asteroitlerin uzaydaki dağılımını incelerken, bunların sözde kimyasal ve mineral bileşimleri ile Güneş'e olan mesafe arasında açık bir bağlantı keşfedildi. Bir maddenin mineral bileşimi ne kadar basitse (içerdiği uçucu bileşikler ne kadar fazlaysa), bu cisimlerin kural olarak o kadar uzakta oldukları ortaya çıktı. Genel olarak tüm asteroitlerin %75'inden fazlası C tipidir ve esas olarak asteroit kuşağının çevresel kısmında bulunur. Yaklaşık %17'si S tipidir ve asteroit kuşağının iç kısmına hakimdir. Geriye kalan asteroitlerin çoğu M tipidir ve esas olarak asteroit halkasının orta kısmında hareket ederler. Bu üç tipteki asteroitlerin maksimum dağılımları ana kuşakta yer almaktadır. E ve R tipi asteroitlerin toplam dağılımının maksimumu, kuşağın iç sınırının biraz ötesine, Güneş'e doğru uzanır. P ve D tipi asteroitlerin toplam dağılımının ana kuşağın çevresine doğru maksimuma doğru yönelmesi ve yalnızca asteroit halkasının ötesine değil aynı zamanda Jüpiter'in yörüngesinin ötesine de uzanması ilginçtir. Ana kuşağın P ve D asteroitlerinin dağılımının, dev gezegenlerin yörüngeleri arasında yer alan Kazimirchak-Polonskaya asteroit kuşaklarıyla örtüşmesi mümkündür.

Küçük gezegenlerin gözden geçirilmesinin sonunda, çeşitli sınıflardaki asteroitlerin kökeni hakkında giderek daha fazla onay alan genel hipotezin anlamını kısaca özetleyeceğiz.

8. Küçük gezegenlerin kökeni hakkında

Yaklaşık 4,5 milyar yıl önce Güneş Sistemi'nin oluşumunun şafağında, Güneş'i çevreleyen gaz-toz diskinden, çalkantılı ve diğer durağan olmayan olayların bir sonucu olarak, karşılıklı esnek olmayan çarpışmalar yoluyla madde yığınları ortaya çıktı. ve gezegencikler halinde birleşen yerçekimsel etkileşimler. Güneş'ten uzaklaştıkça gaz-toz maddesinin ortalama sıcaklığı azaldı ve buna bağlı olarak genel kimyasal bileşimi değişti. Daha sonra ana asteroit kuşağının oluşturulduğu proto-gezegen diskinin halka şeklindeki bölgesinin, uçucu bileşiklerin, özellikle de su buharının yoğunlaşma sınırına yakın olduğu ortaya çıktı. İlk olarak, bu durum, belirtilen sınırın yakınında bulunan ve hidrojen, nitrojen, karbon ve bunların bileşiklerinin birikiminin merkezi haline gelen Jüpiter embriyosunun hızlandırılmış büyümesine yol açarak Güneş sisteminin daha ısıtılmış merkezi kısmını bıraktı. İkincisi, asteroitlerin oluşturulduğu gaz-toz maddesinin, Güneş'ten uzaklığa bağlı olarak bileşim açısından çok heterojen olduğu ortaya çıktı: içindeki en basit silikat bileşiklerinin göreceli içeriği keskin bir şekilde azaldı ve uçucu bileşiklerin içeriği arttı. Bölgede Güneş'ten uzaklık 2,0 ila 3,5 a.u. Daha önce de belirtildiği gibi, Jüpiter'in hızla büyüyen embriyosundan asteroit kuşağına kadar olan güçlü rahatsızlıklar, içinde yeterince büyük bir proto-gezegen cismin oluşmasını engelledi. Buradaki madde birikim süreci, gezegen altı büyüklükteki (yaklaşık 500-1000 km) yalnızca birkaç düzine gezegenin oluşma zamanı kaldığında durduruldu ve bunlar daha sonra göreceli hızlarındaki hızlı artış nedeniyle (0,1'den 0,1'e) çarpışmalar sırasında parçalanmaya başladı. 5 km/s). Bununla birlikte, bu dönemde bazı asteroit ana cisimleri veya en azından yüksek oranda silikat bileşikleri içeren ve Güneş'e daha yakın konumlananlar zaten ısınmış veya hatta kütleçekimsel farklılaşmaya maruz kalmışlardı. Bu tür proto-asteroidlerin içini ısıtmak için şu anda iki olası mekanizma göz önünde bulundurulmaktadır: radyoaktif izotopların bozunmasının bir sonucu olarak veya yüklü parçacıkların güçlü akışları tarafından bu cisimlerin maddesinde indüklenen indüksiyon akımlarının etkisinin bir sonucu olarak. genç ve aktif Güneş'ten. Bilim adamlarına göre, bazı nedenlerden dolayı bugüne kadar hayatta kalan asteroitlerin ana gövdeleri, en büyük asteroitler 1 Ceres ve 4 Vesta'dır ve hakkında temel bilgiler Tablo'da verilmiştir. 1. Silikat maddelerini eritmek için yeterli ısınmaya maruz kalan proto-asteroidlerin yerçekimsel farklılaşması sürecinde, metal çekirdekler ve diğer daha hafif silikat kabukları ve hatta bazı durumlarda bazaltik kabuk (örneğin, 4 Vesta) bile serbest bırakıldı. karasal gezegenler. Ancak yine de asteroit bölgesindeki malzeme önemli miktarda uçucu bileşik içerdiğinden ortalama erime noktası nispeten düşüktü. Matematiksel modelleme ve sayısal hesaplamalar kullanılarak gösterildiği gibi, böyle bir silikat maddenin erime noktası 500-1000 ° C aralığında olabilir. Dolayısıyla, farklılaşma ve soğuma sonrasında asteroitlerin ana gövdeleri, yalnızca birbirleriyle değil, çok sayıda çarpışmayla da karşılaştı. diğerleri ve onların parçaları, aynı zamanda Jüpiter, Satürn ve Güneş sisteminin daha uzak çevre bölgelerinden asteroit kuşağını istila eden cisimlerle. Uzun vadeli çarpma evriminin bir sonucu olarak, proto-asteroidler, artık asteroit olarak gözlemlenen çok sayıda daha küçük cisimlere bölündü. Saniyede yaklaşık birkaç kilometrelik bağıl hızlarda, farklı mekanik dayanımlara sahip (bir katı ne kadar çok metal içerirse o kadar dayanıklı olur) birkaç silikat kabuktan oluşan gövdelerin çarpışması, bunların "kopmasına" ve küçük parçalara ayrılmasına yol açtı. öncelikle en az dayanıklı dış silikat kabuklar. Ayrıca, yüksek sıcaklıktaki silikatlara karşılık gelen spektral tipteki asteroitlerin, ana gövdelerinin erime ve farklılaşmaya uğramış farklı silikat kabuklarından kaynaklandığına inanılmaktadır. Özellikle M ve S tipi asteroitler, yüksek metal içermeleri nedeniyle tamamen ana gövdelerinin çekirdeği (yaklaşık 270 km çapındaki S-asteroid 15 Eunomia ve M-asteroid 16 Psyche gibi) veya bunların parçaları olabilir. içerik . A- ve R-spektral tipteki asteroitler, ara silikat kabukların parçaları olabilir ve E- ve V-tipleri, bu tür ana cisimlerin dış kabukları olabilir. E-, V-, R-, A-, M- ve S tipi asteroitlerin mekansal dağılımlarının analizine dayanarak, bunların en yoğun termal ve darbe işlemeye maruz kaldıkları sonucuna da varabiliriz. Bu muhtemelen ana kuşağın iç sınırı ile çakışma veya bu tür asteroitlerin maksimum dağılımlarının ona yakınlığı ile doğrulanabilir. Diğer spektral tipteki asteroitlere gelince, bunlar ya çarpışmalar ya da yerel ısınma nedeniyle kısmen değiştirilmiş (metamorfik) olarak kabul edilir, bu da genel erimelerine (T, B, G ve F) yol açmaz ya da ilkel ve çok az değişmiştir (D, P, C ve Q). Daha önce de belirtildiği gibi, bu tür asteroitlerin sayısı ana kuşağın çevresine doğru artmaktadır. Hepsinin de çarpışma ve parçalanma yaşadığına şüphe yok, ancak bu süreç muhtemelen onların gözlemlenen özelliklerini ve buna bağlı olarak kimyasal ve mineral bileşimlerini gözle görülür şekilde etkileyecek kadar yoğun değildi. (Bu konuya ayrıca “Meteorlar” bölümünde değinilecektir.) Bununla birlikte, asteroit boyutlarındaki silikat cisimlerinin çarpışmalarının sayısal modellemesinin gösterdiği gibi, mevcut asteroitlerin çoğu, karşılıklı çarpışmalardan sonra yeniden birikebilir (yani, kalan parçalardan birleşebilir) ve bu nedenle monolitik cisimler değil, hareketli "kaldırım taşı yığınları"dır. ” Kendileriyle yerçekimsel olarak ilişkili bir dizi asteroitin küçük uydularının varlığına dair çok sayıda gözlemsel kanıt (parlaklıktaki belirli değişikliklere dayanarak) vardır; bunlar muhtemelen çarpma olayları sırasında çarpışan cisimlerin parçaları olarak da ortaya çıkmıştır. Bu gerçek, geçmişte bilim adamları arasında hararetle tartışılmış olmasına rağmen, 243 Ida asteroit örneğiyle ikna edici bir şekilde doğrulandı. Galileo uzay aracını kullanarak, bu asteroitin, Şekil 2 ve 3'te gösterilen uydusu (daha sonra Dactyl olarak adlandırıldı) ile birlikte görüntülerini elde etmek mümkün oldu.

9. Henüz bilmediklerimiz

Asteroit araştırmalarında hala belirsiz ve hatta gizemli olan pek çok şey var. Birincisi, ana ve diğer asteroit kuşaklarındaki katı maddenin kökeni ve evrimiyle ilgili ve tüm Güneş Sisteminin ortaya çıkışıyla ilgili genel sorunlar var. Bunların çözümü sadece sistemimiz hakkında doğru fikirler için değil, aynı zamanda diğer yıldızların yakınındaki gezegen sistemlerinin ortaya çıkış nedenlerini ve kalıplarını anlamak açısından da önemlidir. Modern gözlem teknolojisinin yetenekleri sayesinde, bir dizi komşu yıldızın Jüpiter gibi büyük gezegenlere sahip olduğunu tespit etmek mümkün oldu. Sırada, bu yıldızların ve diğer yıldızların etrafındaki daha küçük, karasal tipte gezegenlerin keşfi yer alıyor. Ayrıca yalnızca tek tek küçük gezegenlerin ayrıntılı bir çalışmasıyla yanıtlanabilecek sorular da var. Esasen, bu organların her biri benzersizdir, çünkü kendine ait, bazen de spesifik bir geçmişi vardır. Örneğin, bazı dinamik ailelerin (örneğin, Themis, Flora, Gilda, Eos ve diğerleri) üyesi olan ve belirtildiği gibi ortak bir kökene sahip asteroitler, bazı özelliklerini gösteren optik özellikler açısından gözle görülür şekilde farklılık gösterebilir. Öte yandan, yalnızca ana kuşakta yer alan yeterince büyük asteroitlerin tamamının ayrıntılı bir şekilde incelenmesinin çok fazla zaman ve çaba gerektireceği açıktır. Ve yine de, muhtemelen, yalnızca asteroitlerin her biri hakkında ayrıntılı ve doğru bilgi toplayıp biriktirerek ve ardından genellemeyi kullanarak, bu cisimlerin doğasına ve evrimlerinin temel kalıplarına ilişkin anlayışı kademeli olarak açıklığa kavuşturmak mümkün olabilir.

BİBLİYOGRAFYA:

1. Gökten gelen tehdit: kader mi şans mı? (Ed. A.A. Boyarchuk). M: "Cosmosinform", 1999, 218 s.

2. Fleisher M. Mineral türleri sözlüğü. M: "Mir", 1990, 204 s.

Facebook

heyecan

Temas halinde

Sınıf arkadaşları

Google+