Asteroidit ovat taivaankappaleita, jotka muodostuivat aurinkoamme kiertävän tiheän kaasun ja pölyn keskinäisen vetovoiman seurauksena. Jotkut näistä esineistä, kuten asteroidi, ovat saavuttaneet tarpeeksi massaa muodostaakseen sulan ytimen. Tällä hetkellä Jupiter saavutti massansa, useimmat planetesimaalit (tulevaisuuden protoplaneetat) halkesivat ja sinkoutuivat alkuperäisestä asteroidivyöhykkeestä Marsin ja Marsin välillä. Tämän aikakauden aikana jotkin asteroidit muodostuivat massiivisten kappaleiden törmäyksen seurauksena Jupiterin painovoimakentän vaikutuksesta.
Luokittelu kiertoradalla
Asteroidit luokitellaan ominaisuuksien, kuten auringonvalon näkyvien heijastusten ja kiertoradan ominaisuuksien perusteella.
Asteroidit ryhmitellään kiertoradansa ominaisuuksien mukaan ryhmiin, joista voidaan erottaa perheet. Asteroidien ryhmänä pidetään useita sellaisia kappaleita, joiden kiertoradan ominaisuudet ovat samanlaiset, eli puoliakseli, epäkeskisyys ja kiertoradan kaltevuus. Asteroidiperheeksi tulisi katsoa ryhmä asteroideja, jotka eivät vain liiku lähekkäin kiertoradalla, vaan ovat luultavasti yhden suuren kappaleen fragmentteja ja jotka muodostuivat sen jakautumisen seurauksena.
Suurin tunnetuista perheistä voi sisältää useita satoja asteroideja, kun taas pienimmässä - kymmenen sisällä. Noin 34 % asteroidikappaleista kuuluu asteroidiperheisiin.
Useimpien aurinkokunnan asteroidiryhmien muodostumisen seurauksena niiden emokappale tuhoutui, mutta on myös ryhmiä, joiden emokappale säilyi (esimerkiksi).
Luokittelu spektrin mukaan
Spektriluokitus perustuu sähkömagneettisen säteilyn spektriin, joka on seurausta auringonvaloa heijastavasta asteroidista. Tämän spektrin rekisteröinti ja käsittely mahdollistaa taivaankappaleen koostumuksen tutkimisen ja asteroidin tunnistamisen johonkin seuraavista luokista:
- Hiiliasteroidien ryhmä tai C-ryhmä. Tämän ryhmän edustajat koostuvat enimmäkseen hiilestä sekä elementeistä, jotka olivat osa aurinkokuntamme protoplanetaarista levyä sen muodostumisen ensimmäisissä vaiheissa. Vetyä ja heliumia sekä muita haihtuvia alkuaineita ei käytännössä ole hiiliasteroideista, mutta erilaisia mineraaleja saattaa esiintyä. Toinen erottuva piirre Tällaisilla kappaleilla on alhainen albedo-heijastavuus, mikä vaatii tehokkaampien havaintotyökalujen käyttöä kuin muiden ryhmien asteroideja tutkittaessa. Yli 75 % aurinkokunnan asteroideista on C-ryhmän edustajia. Tämän ryhmän tunnetuimmat elimet ovat Hygeia, Pallas ja kerran - Ceres.
- Ryhmä piiasteroideja tai S-ryhmä. Tämäntyyppiset asteroidit koostuvat pääasiassa raudasta, magnesiumista ja joistakin muista kivimineraaleista. Tästä syystä piiasteroideja kutsutaan myös kiviasteroideiksi. Tällaisilla kappaleilla on melko korkea albedo, mikä mahdollistaa joidenkin niistä (esimerkiksi Iris) havainnoinnin yksinkertaisesti kiikarin avulla. Aurinkokunnan piiasteroidien määrä on 17 % kokonaismäärästä, ja ne ovat yleisimpiä jopa 3 tähtitieteellisen yksikön etäisyydellä Auringosta. S-ryhmän suurimmat edustajat: Juno, Amphitrite ja Herculina.
S-luokan asteroidien edustaja
- Rauta-asteroidien ryhmä tai X-ryhmä. Vähiten tutkittu asteroidiryhmä, jonka esiintyvyys aurinkokunnassa on huonompi kuin kaksi muuta spektriluokkaa. Tällaisten taivaankappaleiden koostumusta ei vielä ymmärretä hyvin, mutta tiedetään, että useimmat niistä sisältävät suuren prosenttiosuuden metalleja, joskus nikkeliä ja rautaa. Näiden asteroidien oletetaan olevan fragmentteja joidenkin aurinkokunnan muodostumisen alkuvaiheessa muodostuneiden protoplaneettojen ytimistä. Heillä voi olla sekä korkea että matala albedo.
Asteroidi Ceres- suurin asteroidivyöhykkeellä. Vuodesta 2006 lähtien sitä on pidetty kääpiöplaneetana. Se on muodoltaan pallomainen, kuori on tehty vesijäästä ja mineraaleista ja ydin on tehty kivestä.
Asteroidi Pallas- runsaasti piitä, sen halkaisija on 532 km.
Asteroidi Vesta- Raskaimman asteroidin halkaisija on 530 km. Raskasmetalliydin, kivinen kuori.
Asteroidi Hygeia- yleisin hiilipitoinen asteroidityyppi. Halkaisija 407 km.
Asteroidi Interamnia- kuuluu harvinaisen spektriluokan F asteroideihin. Halkaisija 326 km.
Asteroidi Europa- on pitkänomainen kiertorata, halkaisija on 302,5 km. Siinä on huokoinen pinta.
Asteroidi David— halkaisija 270-326 km.
Asteroidi Sylvia- on vähintään kaksi satelliittia. Sen halkaisija on 232 km.
Asteroidi Hector- koko on 370 × 195 × 205 km ja muodoltaan maapähkinä. Koostuu kivestä ja jäästä.
Asteroidi Euphrosyne- koko 248-270 km.
Asteroidien löytöjen historia
Vuonna 1766 saksalainen matemaatikko Johann Titius kehitti kaavan, jonka avulla voidaan laskea aurinkokunnan planeettojen kiertoradan likimääräiset säteet. Tämän kaavan toimivuus vahvistettiin löydön jälkeen vuonna 1781, kiertoradan säde on sama kuin ennustettu arvo. Myöhemmin muodostettiin tähtitieteilijöiden ryhmä etsimään planeettaa, jonka kiertoradalla sijaitsi Jupiterin ja Marsin välillä.
Näin tähtitieteilijät törmäsivät suuri määrä erilaisia taivaankappaleita, joita ei kuitenkaan voitu luokitella planeetoiksi. Heidän joukossaan oli sellaisia asteroideja kuin Pallas, Juno ja Vesta. On huomionarvoista, että ensimmäinen löydetty asteroidi oli Ceres, jonka löysi myös italialainen tiedemies Giuseppe Piazzi, joka ei kuulunut edellä mainittuun tähtitieteilijöiden ryhmään.
Koska tähtitieteilijät eivät ole löytäneet planeettaa Jupiterin ja Marsin väliltä, he ovat antaneet periksi. Jonkin ajan kuluttua asteroidivyö alkoi kuitenkin houkutella yhä enemmän tutkijoita, joiden ansiosta nykyään tunnetaan yli 670 000 asteroidia, joista 422 00:lla on oma numero ja 19 000:lla nimet.
Asteroidien tutkimus tänään
Yleisesti ottaen asteroiditutkimuksen suorittamiseen on vain kaksi syytä. Ensimmäinen on merkittävä panos perustieteeseen. Tällaisen tutkimuksen ansiosta ihmiskunta kehittää ymmärrystä aurinkokunnan rakenteesta sekä sen muodostumisesta ja rakenteesta; ymmärtää maailmankaikkeuden ja sen komponenttien käyttäytymistä. Tähtitieteilijät tutkivat aktiivisesti asteroidien koostumusta ymmärtääkseen niiden luonnetta. Kaikki yllä oleva ei anna selvää käsitystä näiden taivaankappaleiden tutkimisen eduista, joten annamme seuraavan esimerkin.
Nykyaikaisten maanpäällisten luonnonolosuhteiden muodostumismalli mahdollistaa veden syntymisen planeettamme pinnalle. Kuitenkin, kuten tiedetään, sen evoluution alkuvaiheessa se oli liian kuuma säilyttääkseen vesivarantoja jäähtymisen jälkeen. Veden oletettiin myöhemmin tuoneen komeettojen mukana, mutta viimeaikaisten niiden veden koostumusta koskevien tutkimusten ansiosta kävi ilmi, että komeettojen vesi on liian erilaista kuin maan päällä. Vuonna 2010 tutkijat löysivät jäätä yhdeltä päävyöhykkeen suurimmista asteroideista, Themisistä. Tämä viittaa siihen, että asteroidit toivat vettä Maahan. Lisäksi Themisistä löydettiin hiilivetyjä ja joitain molekyylejä, jotka voisivat toimia elämän alkuperänä maan päällä.
Toinen syy asteroidien tutkimiseen on tärkeämpi maapallon tavallisille asukkaille - tämä on näiden kosmisten kappaleiden mahdollinen uhka. Voit oppia monista katastrofielokuvista, mitä voi tapahtua, kun asteroidi putoaa maan päälle. Siksi tällaisten tilanteiden välttämiseksi tähtitieteilijät tarkkailevat tarkasti asteroideja, jotka ovat vaarallisia maan asukkaille. Yksi näistä kohteista on Apophis, jonka halkaisija on noin 325 m Vertailun vuoksi halkaisija on 17 metriä. Vuonna 2029 Apophiksen lentorata kulkee lähellä maata (35 000 km:n korkeudessa vuonna 2036, törmäyksen mahdollisuutta ei voida sulkea pois).
Asteroidi Vesta 4 löydettiin vuonna 1802, sen nimessä oleva numero 4 tarkoittaa, että siitä tuli neljäs tunnettu asteroidi (ensimmäinen oli asteroidi Ceres, se löydettiin vuonna 1801). Vesta on kolmanneksi suurin tunnettu asteroidi, jonka halkaisija on 525 km. Mutta se on kirkkain tunnettu asteroidi, ja optimaalisissa olosuhteissa, kun sen valoisuus saavuttaa kuudennen magnitudin, se voidaan nähdä paljaalla silmällä.
Sen lähes pyöreä kiertorata on Marsin ja Jupiterin kiertoradan välissä. Tiedetään myös, että Vesta pyörii oman akselinsa ympäri 5,43 tunnin jaksolla. Tähtitieteilijät uskovat, että Vesta ei ole palanen, joka on kerran irronnut jostain suuresta kosmisesta kohteesta, vaan todellinen pieni planeetta, joka muodostui suunnilleen samaan aikaan kuin "isot" planeetat. Vestalla (kuten maapallollamme) on ydin, vaippa ja kuori. Tämä johtopäätös tehtiin Vestan Hubble-avaruusteleskooppia käyttävien havaintojen perusteella. Hänen valokuvissaan näkyy jälkiä laavavirroista, jotka virtasivat asteroidin syvyyksistä useita miljardeja vuosia sitten, kun sillä oli sula ydin. Totta, Vestalla ei ole ilmakehää, sillä asteroidilla on liian vähän painovoimaa. Vaikka joitain kaasuja päästettiin kerran pintaan laavanpurkauksen aikana, ne ovat lentäneet avaruuteen kauan sitten.
No, aivan äskettäin tästä asteroidista löydettiin hydraatteja ja hydroksylaatteja, eli mineraaleja, joiden kiteet sisältävät vesimolekyylejä (hydraatteja) ja OH-hydroksyyliryhmiä (hydroksylaatteja). Nämä tutkimukset suoritettiin käyttämällä englantilaista infrapunateleskooppia, jonka halkaisija oli 3,8 m ja joka on asennettu Mauna Keyiin Havaijilla. Lisäksi kävi ilmi, että nämä mineraalit ovat "ei-paikallista" alkuperää. Ne päätyivät asteroidin pinnalle muiden pienempien taivaankappaleiden - hiiltä sisältävien kondriittien luokkaan kuuluvien meteoriittien - osumien seurauksena. Juuri nämä meteoriitit sisältävät aineita, joilla voi olla jotain tekemistä elämän syntymisen kanssa maan päällä - hydratoituneita mineraaleja, hiilivetyjä ja aminohappoja.
Asteroidit ovat suhteellisen pieniä taivaankappaleita, jotka liikkuvat kiertoradalla Auringon ympäri. Ne ovat kooltaan ja massaltaan huomattavasti pienempiä kuin planeetat epäsäännöllinen muoto eikä niissä ole tunnelmaa.
Tässä sivuston osiossa jokainen voi oppia paljon mielenkiintoisia seikkoja asteroideista. Jotkut saattavat olla sinulle jo tuttuja, toiset ovat sinulle uusia. Asteroidit ovat mielenkiintoinen kosmoksen spektri, ja kehotamme sinua tutustumaan niihin mahdollisimman yksityiskohtaisesti.
Termin "asteroidi" loi ensin kuuluisa säveltäjä Charles Burney, ja William Herschel käytti sitä sen perusteella, että nämä esineet kaukoputken läpi katsottuna näyttävät tähtien pisteiltä, kun taas planeetat näyttävät levyiltä.
Termille "asteroidi" ei vieläkään ole tarkkaa määritelmää. Vuoteen 2006 asti asteroideja kutsuttiin yleensä pienemmiksi planeetoiksi.
Pääparametri, jonka mukaan ne luokitellaan, on kehon koko. Asteroideihin kuuluu kappaleita, joiden halkaisija on yli 30 m, ja pienempiä kappaleita kutsutaan meteoriiteiksi.
Vuonna 2006 Kansainvälinen tähtitieteellinen liitto luokitteli useimmat asteroidit aurinkokuntamme pieniksi kappaleiksi.
Tähän mennessä aurinkokunnassa on tunnistettu satoja tuhansia asteroideja. Tammikuun 11. päivänä 2015 tietokannassa oli 670 474 kohdetta, joista 422 636:lla oli määritetty kiertoradat, niillä oli virallinen lukumäärä, yli 19 tuhannella niistä oli virallisia nimiä. Tutkijoiden mukaan aurinkokunnassa voi olla 1,1 - 1,9 miljoonaa esinettä, jotka ovat suurempia kuin 1 km. Suurin osa tällä hetkellä tunnetuista asteroideista sijaitsee asteroidivyöhykkeellä, joka sijaitsee Jupiterin ja Marsin kiertoradan välissä.
Aurinkokunnan suurin asteroidi on Ceres, jonka mitat ovat noin 975x909 km, mutta 24. elokuuta 2006 lähtien se on luokiteltu kääpiöplaneetaksi. Jäljellä olevat kaksi suurta asteroidia (4) Vesta ja (2) Pallas ovat halkaisijaltaan noin 500 km. Lisäksi (4) Vesta on asteroidivyöhykkeen ainoa esine, joka näkyy paljaalla silmällä. Kaikkia muilla kiertoradoilla liikkuvia asteroideja voidaan seurata niiden kulkeessa planeettamme lähellä.
Mitä tulee kaikkien päävyöasteroidien kokonaispainoon, sen arvioidaan olevan 3,0 - 3,6 1021 kg, mikä on noin 4 % Kuun painosta. Ceresin massa on kuitenkin noin 32% kokonaismassasta (9,5 1020 kg), ja yhdessä kolmen muun suuren asteroidin kanssa - (10) Hygiea, (2) Pallas, (4) Vesta - 51%, eli useimmat asteroidit ovat erilaisia ja merkityksetön massa tähtitieteellisesti mitattuna.
Asteroidien tutkimus
Kun William Herschel löysi Uranuksen planeetan vuonna 1781, ensimmäiset asteroidien löydöt alkoivat. Asteroidien keskimääräinen heliosentrinen etäisyys noudattaa Titius-Boden sääntöä.
Franz Xaver loi 24 tähtitieteilijän ryhmän 1700-luvun lopulla. Vuodesta 1789 lähtien tämä ryhmä on erikoistunut etsimään planeettaa, jonka Titius-Boden säännön mukaan pitäisi sijaita noin 2,8 tähtitieteellisen yksikön (AU) etäisyydellä Auringosta, nimittäin Jupiterin ja Marsin kiertoradan välissä. Päätehtävänä oli kuvata tähtien koordinaatit, jotka sijaitsevat eläinradan tähtikuvioiden alueella tietyllä hetkellä. Koordinaatit tarkastettiin seuraavina öinä ja pitkiä matkoja liikkuvat esineet tunnistettiin. Heidän oletuksensa mukaan halutun planeetan siirtymän tulisi olla noin kolmekymmentä kaarisekuntia tunnissa, mikä olisi hyvin havaittavissa.
Ensimmäisen asteroidin, Ceresin, löysi italialainen Piazii, joka ei ollut mukana tässä projektissa, täysin vahingossa vuosisadan ensimmäisenä yönä - 1801. Kolme muuta - (2) Pallas, (4) Vesta ja (3) Juno - löydettiin muutaman seuraavan vuoden aikana. Viimeisin (vuonna 1807) oli Vesta. Toisen kahdeksan vuoden turhan etsinnän jälkeen monet tähtitieteilijät päättivät, ettei sieltä ollut enää mitään etsittävää, ja hylkäsivät kaikki yritykset.
Mutta Karl Ludwig Henke osoitti sinnikkyyttä ja vuonna 1830 hän alkoi jälleen etsiä uusia asteroideja. 15 vuotta myöhemmin hän löysi Astraean, joka oli ensimmäinen asteroidi 38 vuoteen. Ja 2 vuoden kuluttua hän löysi Heben. Tämän jälkeen työhön liittyi muita tähtitieteilijöitä, ja sitten löydettiin vähintään yksi uusi asteroidi vuodessa (paitsi vuonna 1945).
Astrovalokuvausmenetelmää asteroidien etsimiseen käytti ensimmäisen kerran Max Wolf vuonna 1891, jonka mukaan asteroidit jättivät lyhyitä valoviivoja valokuviin, joissa valotusaika oli pitkä. Tämä menetelmä nopeuttai merkittävästi uusien asteroidien tunnistamista verrattuna aiemmin käytettyihin visuaalisiin havainnointimenetelmiin. Yksin Max Wolf onnistui löytämään 248 asteroidia, kun taas harvat ennen häntä onnistuivat löytämään yli 300. Nykyään 385 000 asteroidilla on virallinen numero, ja 18 000 asteroidilla on myös nimi.
Viisi vuotta sitten kaksi itsenäistä tähtitieteilijäryhmää Brasiliasta, Espanjasta ja Yhdysvalloista ilmoitti, että he olivat samanaikaisesti tunnistaneet vesijään Themisin, yhden suurimmista asteroideista, pinnalta. Heidän löytönsä mahdollisti veden alkuperän selvittämisen planeetallamme. Olemassaolon alussa se oli liian kuuma, eikä se pystynyt sitomaan suuria määriä vettä. Tämä aine ilmestyi myöhemmin. Tiedemiehet ovat ehdottaneet, että komeetat toivat vettä Maahan, mutta komeettojen ja maanpäällisen veden isotooppiset koostumukset eivät täsmää. Siksi voimme olettaa, että se putosi maan päälle törmäyksessä asteroidien kanssa. Samaan aikaan tutkijat löysivät Themisistä monimutkaisia hiilivetyjä, mukaan lukien. molekyylit ovat elämän esiasteita.
Asteroidien nimi
Aluksi asteroideille annettiin kreikkalaisen ja roomalaisen mytologian sankarien nimet, myöhemmin löytäjät saivat kutsua niitä miksi halusivat, jopa omalla nimellä. Aluksi asteroideille annettiin melkein aina naisnimiä, kun taas vain ne asteroidit, joilla oli epätavallinen kiertorata, saivat miesten nimet. Ajan myötä tätä sääntöä ei enää noudatettu.
On myös syytä huomata, että mikään asteroidi ei voi saada nimeä, vaan vain sellainen, jonka kiertorata on laskettu luotettavasti. Usein on ollut tapauksia, joissa asteroidi on nimetty monta vuotta sen löytämisen jälkeen. Kunnes kiertorata laskettiin, asteroidille annettiin vain väliaikainen nimitys, joka heijastaa sen löytöpäivää, esimerkiksi 1950 DA. Ensimmäinen kirjain tarkoittaa puolikuun numeroa vuonna (esimerkissä, kuten näet, tämä on helmikuun toinen puolisko), vastaavasti, toinen osoittaa sen sarjanumeron määritetyssä puolikuussa (kuten näet, tämä asteroidi löydettiin ensin). Numerot, kuten arvata saattaa, osoittavat vuoden. Koska Englanninkieliset kirjaimet 26, ja puolikuuta on 24, kahta kirjainta ei koskaan käytetty nimeämisessä: Z ja I. Siinä tapauksessa, että puolikuun aikana löydettyjen asteroidien määrä oli yli 24, tutkijat palasivat aakkosten alkuun, nimittäin kirjoittamiseen. toinen kirjain - 2, vastaavasti, kun seuraavan kerran palaat - 3 jne.
Asteroidin nimi nimen saatuaan koostuu sarjanumerosta (numerosta) ja nimestä - (8) Flora, (1) Ceres jne.
Asteroidien koon ja muodon määrittäminen
Johann Schröter ja William Herschel tekivät ensimmäiset yritykset mitata asteroidien halkaisijoita menetelmällä, jossa näkyvät levyt mitataan suoraan filamenttimikrometrillä. Sitten 1800-luvulla muut tähtitieteilijät käyttivät täsmälleen samaa menetelmää kirkkaimpien asteroidien mittaamiseen. Tämän menetelmän suurin haitta on merkittävät erot tuloksissa (esimerkiksi tähtitieteilijöiden saamat Ceresin enimmäis- ja vähimmäiskoot erosivat 10 kertaa).
Nykyaikaiset menetelmät asteroidien koon määrittämiseen ovat polarimetria, lämpö- ja transitradiometria, pilkkuinterferometria ja tutkamenetelmät.
Yksi laadukkaimmista ja yksinkertaisimmista on kuljetustapa. Kun asteroidi liikkuu suhteessa Maahan, se voi kulkea erotetun tähden taustaa vasten. Tätä ilmiötä kutsutaan "tähtien pinnoittamiseksi asteroideilla". Mittaamalla tähden kirkkauden heikkenemisen kesto ja tieto etäisyydestä asteroidiin on mahdollista määrittää tarkasti sen koko. Tämän menetelmän ansiosta on mahdollista laskea tarkasti suurten asteroidien, kuten Pallas, koot.
Polarimetriamenetelmä itsessään koostuu koon määrittämisestä asteroidin kirkkauden perusteella. Sen heijastaman auringonvalon määrä riippuu asteroidin koosta. Mutta monella tapaa asteroidin kirkkaus riippuu asteroidin albedosta, jonka määrää asteroidin pinnan koostumus. Esimerkiksi Vesta-asteroidi heijastaa korkean albedon vuoksi neljä kertaa enemmän valoa Ceresiin verrattuna ja sitä pidetään näkyvimpänä asteroidina, joka voidaan usein nähdä jopa paljaalla silmällä.
Kuitenkin itse albedo on myös erittäin helppo määrittää. Mitä pienempi asteroidin kirkkaus on, eli mitä vähemmän se heijastaa auringon säteilyä näkyvällä alueella, sitä enemmän se absorboi sitä ja lämpenemisen jälkeen lähettää sitä lämpönä infrapuna-alueella.
Sitä voidaan käyttää myös asteroidin muodon laskemiseen kirjaamalla sen kirkkauden muutoksia pyörimisen aikana ja määrittää tämän pyörimisjakson sekä tunnistaa pinnan suurimmat rakenteet. Lisäksi infrapunateleskoopeista saatuja tuloksia käytetään mitoituksessa lämpöradiometrian avulla.
Asteroidit ja niiden luokittelu
Asteroidien yleinen luokitus perustuu niiden kiertoradan ominaisuuksiin sekä kuvaukseen auringonvalon näkyvästä spektristä, joka heijastuu niiden pinnalta.
Asteroidit ryhmitellään yleensä ryhmiin ja perheisiin niiden kiertoradan ominaisuuksien perusteella. Useimmiten ryhmä asteroideja on nimetty ensimmäiseltä tietyltä kiertoradalta löydetyn asteroidin mukaan. Ryhmät ovat suhteellisen löysä muodostelma, kun taas perheet ovat tiheämpiä, muodostuneet aiemmin suurten asteroidien tuhoutuessa törmäysten seurauksena muihin esineisiin.
Spektriluokat
Ben Zellner, David Morrison ja Clark R. Champaign kehittivät vuonna 1975 yleisen asteroidien luokittelujärjestelmän, joka perustui albedoon, väriin ja heijastuneen auringonvalon spektrin ominaisuuksiin. Alussa tämä luokittelu määritteli yksinomaan 3 tyyppiä asteroideja, nimittäin:
Luokka C – hiili (tunnetuimmat asteroidit).
Luokka S – silikaatti (noin 17 % tunnetuista asteroideista).
Luokka M - metalli.
Tätä luetteloa laajennettiin, kun yhä enemmän asteroideja tutkittiin. Seuraavat luokat ovat ilmestyneet:
Luokka A - ominaista korkea albedo ja punertava väri spektrin näkyvässä osassa.
Luokka B - kuuluvat luokan C asteroideihin, mutta ne eivät absorboi alle 0,5 mikronin aaltoja ja niiden spektri on hieman sinertävä. Yleensä albedo on korkeampi verrattuna muihin hiiliasteroideihin.
Luokka D - niillä on matala albedo ja tasainen punertava spektri.
Luokka E - näiden asteroidien pinta sisältää enstaattia ja on samanlainen kuin akondriitit.
Luokka F - samanlainen kuin luokan B asteroidit, mutta niissä ei ole jälkiä "vedestä".
Luokka G - niillä on matala albedo ja lähes tasainen heijastusspektri näkyvällä alueella, mikä osoittaa voimakasta UV-absorptiota.
Luokka P - aivan kuten D-luokan asteroidit, niille on ominaista matala albedo ja tasainen punertava spektri, jossa ei ole selkeitä absorptioviivoja.
Luokka Q - niissä on leveät ja kirkkaat pyrokseenin ja oliviinin viivat 1 mikronin aallonpituudella ja ominaisuuksia, jotka osoittavat metallin läsnäolon.
Luokka R - jolle on tunnusomaista suhteellisen korkea albedo ja 0,7 mikronin pituudella on punertava heijastusspektri.
Luokka T - ominaista punertava spektri ja matala albedo. Spektri on samanlainen kuin D- ja P-luokan asteroideilla, mutta sen kaltevuus on keskitasoa.
Luokka V - ominaista kohtalainen kirkkaus ja samanlainen kuin yleisempi S-luokka, joka myös kuuluu suuremmassa määrin koostuvat silikaateista, kivestä ja raudasta, mutta niille on ominaista korkea pyrokseenipitoisuus.
Luokka J on luokka asteroideja, joiden uskotaan muodostuneen Vestan sisäosista. Huolimatta siitä, että niiden spektrit ovat lähellä luokan V asteroidien spektrejä, 1 mikronin aallonpituudella ne erottuvat vahvoista absorptioviivoista.
On syytä ottaa huomioon, että tiettyyn tyyppiin kuuluvien tunnettujen asteroidien määrä ei välttämättä vastaa todellisuutta. Monia asteroidin tyyppejä on vaikea määrittää;
Asteroidin kokojakauma
Asteroidien koon kasvaessa niiden määrä väheni huomattavasti. Vaikka tämä yleensä noudattaa teholakia, 5 ja 100 kilometrin kohdalla on huippuja, joissa asteroideja on enemmän kuin logaritminen jakauma ennustaa.
Kuinka asteroidit syntyivät
Tutkijat uskovat, että asteroidivyöhykkeen planetesimaalit kehittyivät samalla tavalla kuin muilla aurinkosumun alueilla, kunnes planeetta Jupiter saavutti nykyisen massansa, minkä jälkeen Jupiterin kanssa tapahtuneiden kiertoradan resonanssien seurauksena 99% planetesimaaleista sinkoutui ulos. vyöstä. Mallinnukset ja hyppyt spektriominaisuuksissa ja pyörimisnopeusjakaumissa osoittavat, että yli 120 kilometriä halkaisijaltaan suuremmat asteroidit muodostuivat akkretion seurauksena tämän varhaisen aikakauden aikana, kun taas pienemmät kappaleet edustavat eri asteroidien välisten törmäysten roskat Jupiterin painovoiman aiheuttaman alkuvyöhykkeen leviämisen jälkeen tai sen aikana. Vesti ja Ceres saivat kokonaiskoon painovoiman erilaistumiseen, jolloin raskasmetallit upposivat ytimeen ja kuori muodostui suhteellisen kivisistä kivistä. Mitä tulee Nizzan malliin, monet Kuiper-vyön objektit muodostuivat ulompaan asteroidivyöhykkeeseen, yli 2,6 tähtitieteellisen yksikön etäisyydelle. Lisäksi Jupiterin painovoima heitti suurimman osan niistä myöhemmin, mutta ne, jotka selvisivät, voivat kuulua D-luokan asteroideihin, mukaan lukien Ceres.
Asteroidien aiheuttama uhka ja vaara
Huolimatta siitä, että planeettamme on huomattavasti suurempi kuin kaikki asteroidit, törmäys yli 3 kilometriä kooltaan ruumiiseen voi aiheuttaa sivilisaation tuhon. Jos koko on pienempi, mutta halkaisijaltaan yli 50 m, se voi johtaa valtaviin taloudellisiin vahinkoihin, mukaan lukien lukuisia uhreja.
Mitä painavampi ja suurempi asteroidi, sitä suuremman vaaran se aiheuttaa, mutta sen tunnistaminen tässä tapauksessa paljon helpompi. Tällä hetkellä vaarallisin asteroidi on Apophis, jonka halkaisija on noin 300 metriä, törmäys siihen voi tuhota kokonaisen kaupungin. Mutta tutkijoiden mukaan se ei yleensä aiheuta uhkaa ihmiskunnalle törmäyksessä maan kanssa.
Asteroidi 1998 QE2 lähestyi planeettaa 1. kesäkuuta 2013 lähimmältä etäisyydeltä (5,8 miljoonaa km) viimeisen kahdensadan vuoden aikana.
Aurinkokunnan planeetat
Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton (IAU), tähtitieteellisille kohteille nimittävän organisaation, virallisen kannan mukaan planeettoja on vain 8.
Pluto poistettiin planeetan luokasta vuonna 2006. koska Kuiperin vyöhykkeessä on esineitä, jotka ovat suurempia/saakokoisia kuin Pluto. Siksi, vaikka otammekin sen täysimittaisena taivaankappaleena, tähän luokkaan on lisättävä Eris, jonka koko on melkein sama kuin Pluto.
MAC-määritelmän mukaan tunnetaan 8 planeettaa: Merkurius, Venus, Maa, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus ja Neptunus.
Kaikki planeetat on jaettu kahteen luokkaan niiden mukaan fyysiset ominaisuudet: maanpäällinen ryhmä ja kaasujättiläiset.
Kaavioesitys planeettojen sijainnista
Maanpäälliset planeetat
Merkurius
Aurinkokunnan pienimmän planeetan säde on vain 2440 km. Kierrosjakso Auringon ympäri, joka ymmärrettävyyden vuoksi rinnastetaan maalliseen vuoteen, on 88 päivää, kun taas Merkurius onnistuu pyörimään oman akselinsa ympäri vain puolitoista kertaa. Näin ollen hänen päivänsä kestää noin 59 Maan päivää. Pitkään uskottiin, että tämä planeetta kääntyi aina saman puolen aurinkoon päin, koska sen näkyvyysjaksot Maasta toistuvat taajuudella, joka vastaa noin neljää Merkuriuspäivää. Tämä väärinkäsitys hävisi, kun tutkatutkimusta ja jatkuvia havaintoja avaruusasemilla voidaan käyttää. Merkuriuksen kiertorata on yksi epävakaimmista, ei vain liikkeen nopeus ja sen etäisyys Auringosta, vaan myös itse sijainti. Kaikki kiinnostuneet voivat havaita tämän vaikutuksen.
Värillinen elohopea, kuva MESSENGER-avaruusaluksesta
Sen läheisyys aurinkoon on syy siihen, että Merkurius on alttiina suurimmille lämpötilan vaihteluille järjestelmämme planeetoista. Päivän keskilämpötila on noin 350 celsiusastetta ja yöllä -170 astetta. Ilmakehässä havaittiin natriumia, happea, heliumia, kaliumia, vetyä ja argonia. On olemassa teoria, että se oli aiemmin Venuksen satelliitti, mutta toistaiseksi tätä ei ole todistettu. Sillä ei ole omia satelliitteja.
Venus
Toinen planeetta Auringosta, jonka ilmakehä koostuu lähes kokonaan hiilidioksidi. Sitä kutsutaan usein Aamutähdeksi ja Iltatähdeksi, koska se on ensimmäinen tähdistä, joka tulee näkyviin auringonlaskun jälkeen, aivan kuten ennen aamunkoittoa, se on edelleen näkyvissä, vaikka kaikki muut tähdet ovat kadonneet näkyvistä. Hiilidioksidin prosenttiosuus ilmakehässä on 96%, siinä on suhteellisen vähän typpeä - lähes 4%, ja vesihöyryä ja happea on läsnä hyvin pieniä määriä.
Venus UV-spektrissä
Tällainen ilmakehä luo kasvihuoneilmiön pinnalla on jopa korkeampi kuin elohopean ja saavuttaa 475 °C. Hitaimpana pidetty Venuksen päivä kestää 243 Maan päivää, mikä on lähes yhtä suuri kuin Venuksen vuosi - 225 Maan päivää. Monet kutsuvat sitä Maan sisareksi sen massan ja säteen vuoksi, joiden arvot ovat hyvin lähellä Maan arvoja. Venuksen säde on 6052 km (0,85 % Maan säteestä). Kuten Mercury, ei ole satelliitteja.
Kolmas planeetta Auringosta ja ainoa järjestelmämme, jonka pinnalla on nestemäistä vettä, jota ilman planeetan elämä ei olisi voinut kehittyä. Ainakin elämä sellaisena kuin me sen tunnemme. Maan säde on 6371 km ja toisin kuin muut järjestelmämme taivaankappaleet, yli 70 % sen pinnasta on veden peitossa. Loput tilasta ovat maanosien käytössä. Toinen maapallon piirre on planeetan vaipan alle piilotetut tektoniset levyt. Samalla ne pystyvät liikkumaan, vaikkakin hyvin hitaalla nopeudella, mikä ajan myötä aiheuttaa muutoksia maisemaan. Sitä pitkin liikkuvan planeetan nopeus on 29-30 km/s.
Planeettamme avaruudesta
Yksi kierros akselinsa ympäri kestää lähes 24 tuntia ja täydellinen kulku kiertoradan läpi kestää 365 päivää, mikä on paljon pidempään verrattuna sen lähimpiin naapuriplaneetoihin. Maan päivä ja vuosi hyväksytään myös standardina, mutta tämä tehdään vain aikajaksojen havaitsemisen helpottamiseksi muilla planeetoilla. Maapallolla on yksi luonnollinen satelliitti - Kuu.
Mars
Neljäs planeetta Auringosta, joka tunnetaan ohuesta ilmakehästä. Vuodesta 1960 lähtien Marsia ovat tutkineet aktiivisesti useiden maiden tutkijat, mukaan lukien Neuvostoliitto ja Yhdysvallat. Kaikki tutkimusohjelmat eivät ole onnistuneet, mutta joissakin paikoissa löydetty vesi viittaa siihen, että Marsissa on tai oli olemassa primitiivistä elämää.
Tämän planeetan kirkkaus mahdollistaa sen näkemisen maasta ilman mitään instrumentteja. Lisäksi kerran 15-17 vuodessa, vastakkainasettelun aikana, siitä tulee taivaan kirkkain kohde, joka peittää jopa Jupiterin ja Venuksen.
Säde on lähes puolet Maan sädeestä ja on 3390 km, mutta vuosi on paljon pidempi - 687 päivää. Hänellä on 2 satelliittia - Phobos ja Deimos .
Visuaalinen malli aurinkokunnasta
Huomio! Animaatio toimii vain selaimissa, jotka tukevat -webkit-standardia (Google Chrome, Opera tai Safari).
Aurinko
Aurinko on tähti, joka on kuuma pallo aurinkokuntamme keskellä. Sen vaikutus ulottuu paljon Neptunuksen ja Pluton kiertoradan ulkopuolelle. Ilman aurinkoa ja sen voimakasta energiaa ja lämpöä maapallolla ei olisi elämää. Linnunradan galaksissa on miljardeja aurinkomme kaltaisia tähtiä.
Merkurius
Auringon polttama Merkurius on vain hieman suurempi kuin Maan satelliitti Kuu. Kuten Kuu, Merkurius on käytännössä vailla ilmakehää, eikä se pysty tasoittamaan putoavien meteoriittien törmäyksen jälkiä, joten se on Kuun tapaan kraattereiden peitossa. Merkuriuksen päiväpuoli kuumenee erittäin kuumana auringosta, kun taas yöllä lämpötila laskee satoja asteita nollan alapuolelle. Merkuriuksen kraattereissa, jotka sijaitsevat napoilla, on jäätä. Merkurius suorittaa yhden kierroksen Auringon ympäri 88 päivän välein.
Venus
Venus on hirvittävän lämmön (jopa enemmän kuin Merkuriuksella) ja tulivuoren toiminnan maailma. Rakenteeltaan ja kooltaan Maan kaltainen Venus peittää paksun ja myrkyllisen ilmakehän, joka luo vahvan kasvihuoneilmiön. Tämä poltettu maailma on tarpeeksi kuuma sulattamaan lyijyä. Tutkakuvat voimakkaan ilmakehän läpi paljastivat tulivuoria ja epämuodostuneita vuoria. Venus pyörii päinvastaiseen suuntaan kuin useimmat planeetat.
Maa on valtameren planeetta. Kotimme, jossa on runsaasti vettä ja elämää, tekee siitä ainutlaatuisen aurinkokunnassamme. Muilla planeetoilla, mukaan lukien useat kuut, on myös jääkertymiä, ilmakehää, vuodenaikoja ja jopa säätä, mutta vain maan päällä kaikki nämä komponentit yhdistyivät tavalla, joka teki elämän mahdolliseksi.
Mars
Vaikka Marsin pinnan yksityiskohtia on vaikea nähdä Maasta, kaukoputken kautta tehdyt havainnot osoittavat, että Marsin navoissa on vuodenaikoja ja valkoisia täpliä. Vuosikymmenten ajan ihmiset uskoivat, että Marsin kirkkaat ja tummat alueet olivat kasvillisuuden laikkuja, että Mars voisi olla sopiva paikka elämälle ja että napajääpeitteissä oli vettä. Kun Mariner 4 -avaruusalus saapui Marsiin vuonna 1965, monet tiedemiehet järkyttyivät nähdessään valokuvia synkästä, kraattereista muodostuvasta planeettasta. Mars osoittautui kuolleeksi planeettaksi. Uudemmat tehtävät ovat kuitenkin paljastaneet, että Marsissa on monia mysteereitä, jotka ovat vielä ratkaisematta.
Jupiter
Jupiter on aurinkokuntamme massiivinen planeetta, jossa on neljä suurta kuuta ja monia pieniä kuita. Jupiter muodostaa eräänlaisen miniaurinkojärjestelmän. Tullakseen täysimittaiseksi tähdeksi Jupiterin täytyi tulla 80 kertaa massiivisemmaksi.
Saturnus
Saturnus on kauimpana viidestä ennen kaukoputken keksimistä tunnetuista planeetoista. Kuten Jupiter, Saturnus koostuu pääasiassa vedystä ja heliumista. Sen tilavuus on 755 kertaa suurempi kuin maan tilavuus. Sen ilmakehässä tuulet saavuttavat nopeuden 500 metriä sekunnissa. Nämä nopeat tuulet yhdessä planeetan sisältä nousevan lämmön kanssa aiheuttavat ilmakehässä näkemämme keltaisia ja kultaisia raitoja.
Uranus
Ensimmäisen kaukoputkella löydetyn planeetan, Uranuksen, löysi vuonna 1781 tähtitieteilijä William Herschel. Seitsemäs planeetta on niin kaukana Auringosta, että yksi kierros Auringon ympäri kestää 84 vuotta.
Neptunus
Kaukainen Neptunus pyörii lähes 4,5 miljardin kilometrin päässä Auringosta. Häneltä kuluu 165 vuotta yhden kierroksen suorittamiseen Auringon ympäri. Se on näkymätön paljaalla silmällä, koska se on valtava etäisyys Maasta. Mielenkiintoista on, että sen epätavallinen elliptinen kiertorata leikkaa kääpiöplaneetan Pluton kiertoradan, minkä vuoksi Pluto on Neptunuksen kiertoradalla noin 20 vuotta 248:sta, jonka aikana se tekee yhden kierroksen Auringon ympäri.
Pluto
Pieni, kylmä ja uskomattoman kaukainen Pluto löydettiin vuonna 1930, ja sitä pidettiin pitkään yhdeksäntenä planeetana. Mutta Pluton kaltaisten maailmojen löytöjen jälkeen, jotka olivat vielä kauempana, Pluto luokiteltiin uudelleen kääpiöplaneetaksi vuonna 2006.
Planeetat ovat jättiläisiä
Marsin kiertoradan ulkopuolella on neljä kaasujättiläistä: Jupiter, Saturnus, Uranus ja Neptunus. Ne sijaitsevat ulkoisessa aurinkokunnassa. Ne erottuvat massiivisuudestaan ja kaasukoostumuksestaan.
Planeetat aurinkokunta, mittakaavaa ei noudateta
Jupiter
Viides planeetta Auringosta ja järjestelmämme suurin planeetta. Sen säde on 69912 km, se on 19 kertaa suurempi kuin Maa ja vain 10 kertaa pienempi kuin Aurinko. Jupiterin vuosi ei ole aurinkokunnan pisin, ja se kestää 4333 maapäivää (alle 12 vuotta). Hänen oman päivänsä kesto on noin 10 Maan tuntia. Planeetan pinnan tarkkaa koostumusta ei ole vielä määritetty, mutta tiedetään, että kryptonia, argonia ja ksenonia on Jupiterissa paljon suurempia määriä kuin Auringossa.
On olemassa mielipide, että yksi neljästä kaasujättiläisestä on itse asiassa epäonnistunut tähti. Tätä teoriaa tukee myös suurin määrä satelliitteja, joita Jupiterilla on monia - jopa 67. Jotta voit kuvitella niiden käyttäytymisen planeetan kiertoradalla, tarvitset melko tarkan ja selkeän mallin aurinkokunnasta. Suurimmat niistä ovat Callisto, Ganymede, Io ja Europa. Lisäksi Ganymede on koko aurinkokunnan planeettojen suurin satelliitti, sen säde on 2634 km, mikä on 8% suurempi kuin järjestelmämme pienimmän planeetan Merkuriuksen koko. Io on yksi kolmesta kuusta, joilla on ilmakehä.
Saturnus
Toiseksi suurin planeetta ja kuudes aurinkokunnan planeetta. Muihin planeetoihin verrattuna sen koostumus muistuttaa eniten aurinkoa kemiallisia alkuaineita. Pinnan säde on 57 350 km, vuosi on 10 759 päivää (lähes 30 maavuotta). Päivä kestää täällä hieman kauemmin kuin Jupiterilla - 10,5 Maan tuntia. Satelliittien määrässä se ei ole paljon jäljessä naapuriaan - 62 vs. 67. Saturnuksen suurin satelliitti on Titan, aivan kuten Io, joka erottuu ilmakehän läsnäolosta. Hieman pienempiä, mutta yhtä kuuluisia ovat Enceladus, Rhea, Dione, Tethys, Iapetus ja Mimas. Juuri nämä satelliitit ovat useimmin havainnollistettuja kohteita, ja siksi voimme sanoa, että ne ovat eniten tutkittuja muihin verrattuna.
Saturnuksen renkaita pidettiin pitkään ainutlaatuisena ilmiönä. Vasta äskettäin todettiin, että kaikilla kaasujättiläisillä on renkaat, mutta toisissa ne eivät ole niin selvästi näkyvissä. Niiden alkuperää ei ole vielä vahvistettu, vaikka on olemassa useita hypoteeseja niiden ilmestymisestä. Lisäksi hiljattain havaittiin, että Rhealla, yhdellä kuudennen planeetan satelliiteista, on myös jonkinlaisia renkaita.
