Астероидный пояс солнечной системы: Пояс астероидов — это… Что такое Пояс астероидов?

Содержание

Пояс астероидов — это… Что такое Пояс астероидов?

Этот звуковой файл был создан на основе введения в статью версии за 18 сентября 2011 года и не отражает правки после этой даты.

cм. также другие аудиостатьи

По́яс астеро́идов — область Солнечной системы, расположенная между орбитами Марса и Юпитера, являющаяся местом скопления множества объектов всевозможных размеров, преимущественно неправильной формы, называемых астероидами или малыми планетами.

Эту область также часто называют главным поясом астероидов[1] или просто главным поясом[2][3], подчёркивая тем самым её отличие от других подобных областей скопления малых планет, таких как пояс Койпера за орбитой Нептуна, а также скопления объектов рассеянного диска или облака Оорта.

Выражение «пояс астероидов» вошло в обиход в начале 1850-х годов[4][5]. Первое употребление этого термина связывают с именем Александра фон Гумбольдта и его книгой «Cosmos: A Sketch of a Physical Description of the Universe»

[6].

Суммарная масса главного пояса равна примерно 4% массы Луны, больше половины её сосредоточено в четырёх крупнейших объектах: Церера, (2) Паллада, (4) Веста и (10) Гигея. Их средний диаметр составляет более 400 км, а самый крупный из них, Церера, единственная в главном поясе карликовая планета, имеет диаметр более 950 км и вдвое превышает суммарную массу Паллады и Весты[7]. Но большинство астероидов, которых насчитывается несколько миллионов, значительно меньше, вплоть до нескольких десятков метров. При этом астероиды настолько сильно рассеяны в данной области космического пространства, что ни один космический аппарат, пролетавший через эту область, не был повреждён ими.

Причина такого состава пояса астероидов в том, что он начал формироваться непосредственно вблизи Юпитера, чьё гравитационное поле постоянно вносило серьёзные возмущения в орбиты планетезималей. Получаемый от Юпитера избыток орбитальной энергии приводил к более жёстким столкновениям этих тел между собой, что препятствовало их слипанию в протопланету и её дальнейшему укрупнению.

В результате большинство планетезималей оказались раздробленными на многочисленные мелкие фрагменты, большая часть из которых либо была выброшена за пределы Солнечной системы, чем объясняется низкая плотность пояса астероидов, либо перешла на вытянутые орбиты, по которым они, попадая во внутреннюю область Солнечной системы, сталкивались с планетами земной группы; этот феномен получил название поздней тяжёлой бомбардировки.

Столкновения между астероидами случались и после этого периода, что приводило к появлению многочисленных астероидных семейств — групп тел со сходными орбитами и химическим составом, в которые входит значительное число существующих на сегодня астероидов, а также к образованию мелкой космической пыли, формирующей зодиакальный свет.

Помимо этого, гравитация Юпитера также создаёт области неустойчивых орбит, где из-за резонансов с Юпитером практически отсутствуют астероиды. Астероид, попадающий туда, за относительно короткое время будет выброшен с этой орбиты за пределы Солнечной системы или пополнит популяцию астероидов, пересекающих орбиты внутренних планет. Сейчас астероидов в таких областях практически не осталось, но орбиты многих небольших астероидов продолжают медленно изменяться под влиянием других факторов.

Главной отличительной чертой, характеризующей отдельные астероиды, является их спектр, по которому можно судить о химическом составе данного тела. В главном поясе, в зависимости от химического состава, выделено 3 основных спектральных класса астероидов: углеродные (класс C), силикатные (класс S) и металлические или железные (класс M). Все эти классы астероидов, особенно металлические, представляют интерес с точки зрения космической индустрии в целом и промышленного освоения астероидов в частности.

История изучения астероидов

Правило Тициуса — Боде

Итальянский астроном Джузеппе Пиацци, открывший Цереру, которая первоначально считалась планетой, потом в течение двух сотен лет просто крупным астероидом и наконец окончательно была определена в статусе как карликовая планета

Своеобразной предысторией начала изучения пояса астероидов можно считать открытие зависимости, приблизительно описывающей расстояния планет от Солнца, получившей название правила Тициуса — Боде. Суть правила заключается в том, что расположение орбит планет Солнечной системы может быть приблизительно описано эмпирической формулой вида:

,

где  — порядковый номер планеты (при этом для Меркурия следует полагать , а никакой известной планеты не соответствует).

Впервые оно было сформулировано и опубликовано немецким физиком и математиком Иоганном Тициусом ещё в 1766 году[8][9][10], но несмотря на то, что ему, с указанными оговорками, удовлетворяли все шесть известных на то время планет (от Меркурия до Сатурна), правило долго не привлекало внимания. Так продолжалось до тех пор, пока в 1781 году не был открыт Уран, большая полуось орбиты которого точно соответствовала предсказанной данной формулой. После этого Иоганн Элерт Боде высказал предположение о возможности существования пятой от Солнца планеты между орбитами Марса и Юпитера, которая, согласно данному правилу, должна была находиться на расстоянии 2,8 а. е. и при этом до сих пор не была обнаружена

[10]. Открытие Цереры в январе 1801 года, причём именно на указанном расстоянии от Солнца, привело к усилению доверия к правилу Тициуса — Боде среди астрономов, которое сохранялось вплоть до открытия Нептуна.

Открытие Цереры

Первым поиски планеты между Марсом и Юпитером ещё в 1787 году начал барон Франц Ксавер. Но после нескольких лет безуспешных наблюдений он понял, что нуждается в помощи других астрономов, поэтому в сентябре 1800 года он собрал группу из 24 учёных для совместных поисков планеты, образовав нечто вроде неформального клуба под названием «Общество Лилиенталя». Однако наибольшую известность эта группа получила как «Himmelspolizei», или «небесная полиция». Наиболее именитыми её членами были Уильям Гершель, Шарль Мессье и Генрих Ольберс

[11]. Они разделили зодиакальную часть неба вблизи эклиптики на 24 части (по числу астрономов), предоставив каждому зодиакальную область шириной 15° для поиска планеты[12]. Задача состояла в описании координат всех звёзд в области зодиакальных созвездий на определённый момент. В последующие ночи проверялись координаты и выделялись объекты, которые смещались на большее расстояние. Предполагаемое смещение искомой планеты должно было составлять около 30 угловых секунд в час, что легко заметить.

Несмотря на усилия «небесной полиции», планета была случайно обнаружена человеком, который не состоял в клубе — итальянским астрономом из университета Палермо в Сицилии Джузеппе Пиацци, наблюдавшим её в ночь на 1 января 1801 года. Составляя полный каталог звёзд из созвездия Тельца, он обнаружил маленькую точку света, движущуюся на фоне звёзд. Последующие наблюдения подтвердили, что она является не звездой, а новым объектом Солнечной системы. Первоначально Пиацци принял её за комету, но отсутствие комы натолкнуло его на мысль, что этот объект может являться планетой

[11]. Она находилась на расстоянии 2,77 а. е. от Солнца, что почти точно соответствовало предсказаниям правила Тициуса — Боде. Пиацци назвал планету Церера, в честь римской богини урожая и покровительницы Сицилии.

Вскоре после обнаружения объект был потерян. Но благодаря сложнейшим вычислениям, проделанным всего за несколько часов 24-летним Карлом Гауссом по новому, им же самим открытому методу (метод наименьших квадратов), ему удалось указать место, где искать беглянку, где она и была вскоре обнаружена.

Открытие Паллады и других астероидов

Пятнадцать месяцев спустя, 28 марта 1802 года, Генрих Ольберс открыл второй крупный объект в этой же области Солнечной системы, который получил имя Паллада. Её большая полуось была примерно такой же, как у Цереры, но вот эксцентриситет и наклон, напротив, сильно отличались от аналогичных параметров Цереры. Самое главное, что оба открытых тела, в отличие от других планет, даже в самые сильные телескопы того времени выглядели как точки света, то есть разглядеть их диски не удавалось, и если бы не их быстрое движение, то они были бы неотличимы от звёзд. Поэтому 6 мая 1802 года после изучения характера и размера этих двух новых объектов Уильям Гершель предлагает классифицировать их как отдельный класс объектов, названный им «астероиды», от греч. Αστεροειδής, что означает «звездоподобный»

[13][14][15]. Определение намеренно было выбрано несколько неоднозначным, чтобы оно было «достаточно широким для покрытия всех возможных будущих открытий». Однако, несмотря на усилия Гершеля ввести этот новый термин, в течение нескольких десятилетий астрономы продолжали называть вновь открытые объекты «планетами»
[8]
. Так, Церера называлась планетой вплоть до 1860-х годов, когда она всё-таки была отнесена к классу астероидов, в котором и находилась до 2006 года, пока вместе с Плутоном и некоторыми другими транснептуновыми объектами не была переведена в разряд карликовых планет. Но по мере увеличения количества открытых астероидов система их классификации и обозначения становилась всё более громоздкой, и в начале 1850-х по предложению Александра фон Гумбольдта они были исключены из состава планет и постепенно всё чаще стали называться астероидами.

Надо отметить, что австрийский астроном Йозеф Литров предложил ещё одно, гораздо более информативное обозначение — «зенареид». Образованное от греческих имён Юпитера и Марса (Зевс и Арей), название это указывало на расположение пояса астероидов между орбитами этих двух планет. Однако термин этот опоздал: новые тела уже были названы другим словом, к тому же термин «зенареид» был несколько громоздким и вычурным. Поэтому в науку он так и не вошёл, лишь изредка он встречается в старой немецкой астрономической литературе

[16].

К 1807 году было открыто ещё два объекта, получивших названия Юноны и Весты[17]. Но на этом открытия и закончились. Начавшаяся эпоха наполеоновских войн послужила своего рода окончанием первого исторического этапа в истории поиска астероидов. Отыскать новые астероиды никак не удавалось, и большинство астрономов решило, что их больше нет, и прекратило исследования. Однако Карл Людвиг Хенке проявил настойчивость, в 1830 году возобновив поиск новых астероидов, и в 1845 году обнаружил Астрею — первый за 38 лет новый астероид. А ещё менее чем два года спустя была открыта Геба. После этого к поискам подключились и другие астрономы по всему миру, и открытие новых астероидов пошло ускоряющимися темпами — не менее одного в год. По мере совершенствования телескопов темпы открытия астероидов непрестанно возрастали, и уже к середине 1868 года их число перевалило за сотню.

Когда стало ясно, что, кроме Цереры, примерно на том же расстоянии от Солнца находится множество других более мелких тел, чтобы как-то объяснить это с позиции правила Тициуса — Боде, была выдвинута гипотеза, что они образовались в результате разрушения планеты Фаэтон, которая раньше находилась на этой орбите. Впоследствии эта гипотеза была опровергнута, поскольку выяснилось, что из-за гравитационного влияния Юпитера на данном расстоянии от Солнца сколь-нибудь крупное тело образоваться просто не может.

Известные «охотники за астероидами» того времени  

С открытием же Нептуна в 1846 году правило Тициуса — Боде оказалось полностью дискредитированным в глазах учёных, поскольку большая полуось данной планеты была далека от предсказанного правилом[18].

Планета i k Радиус орбиты (а. е.)
по правилу фактический
Меркурий −1 0 0,4 0,39
Венера 0 1 0,7 0,72
Земля 1 2 1,0 1,00
Марс 2 4 1,6 1,52
Пояс астероидов 3 8 2,8 в сред. 2,2—3,6
Юпитер 4 16 5,2 5,20
Сатурн 5 32 10,0 9,54
Уран 6 64 19,6 19,22
Нептун выпадает 30,06
Плутон 7 128 38,8 39,5
Эрида 8 256 77,2 67,7

Новый этап в изучении астероидов начался с применением в 1891 году Максом Вольфом метода астрофотографии для поиска новых астероидов[19]. Он заключался в том, что на фотографиях с длинным периодом экспонирования астероиды оставляли короткие светлые линии, в то время как звёзды оставались точками благодаря тому, что телескоп поворачивается вслед за вращением небесной сферы. Этот метод значительно ускорил обнаружение новых астероидов по сравнению с ранее использовавшимися методами визуального наблюдения: Макс Вольф в одиночку обнаружил 248 астероидов, начиная с астероида (323) Брюсия, тогда как до него за несколько десятилетий было обнаружено немногим более 300.

Первая тысяча астероидов была обнаружена уже к октябрю 1921 года, 10 000 к 1981[20], к 2000 году количество открытых астероидов перевалило за 100 000, а по состоянию на 6 сентября 2011 года число нумерованных астероидов составляет уже 285 075[21].

Известно, что пояс астероидов содержит гораздо большее их количество, чем известно сейчас (всё зависит от того, сколь малые тела можно называть астероидами). Однако, поскольку современные системы поиска новых астероидов позволяют выявлять их совершенно автоматически практически без участия человека, большинство учёных не занимаются их поиском, называя астероиды «космическим мусором», оставшимся после формирования Солнечной системы. Сейчас большее внимание уделяется астероидам, потенциально опасным для Земли. Они называются астероидами, сближающимися с Землёй, и входят в группу околоземных объектов, к которым также относятся некоторые кометы и метеороиды.

Исследования

Первым космическим аппаратом, пролетевшим через пояс астероидов, стал «Пионер-10», который долетел до области главного пояса 16 июля 1972 года. В то время ещё была обеспокоенность по поводу возможности столкновения аппарата с одним из небольших астероидов, однако с тех пор на пути к внешним планетам через пояс астероидов без всяких инцидентов пролетело уже 9 космических аппаратов.

Аппараты «Пионер-11», «Вояджер-1» и «Вояджер-2», а также зонд «Улисс» пролетали через пояс без запланированных или случайных сближений с астероидами. Аппарат «Галилео» стал первым космическим аппаратом, который сделал снимки астероидов. Первыми сфотографированными объектами стали астероид (951) Гаспра в 1991 году и астероид (243) Ида в 1993 году. После этого в НАСА была принята программа, согласно которой любой аппарат, пролетающий через пояс астероидов, должен, по возможности, пролететь мимо какого-либо астероида. В последующие годы космическими зондами и аппаратами были получены изображения ряда мелких объектов, таких как (253) Матильда в 1997 году с аппарата NEAR Shoemaker, (2685) Мазурский в 2000 году с «Кассини», (5535) Аннафранк в 2002 году со «Стардаст», (132524) APL в 2006 с зонда «Новые горизонты», (2867) Штейнс в 2008 году и (21) Лютеция в 2010 году с «Розетты»[22].

Большинство изображений астероидов главного пояса, переданных космическими аппаратами, получены в результате краткого пролёта зондов вблизи астероидов на пути к основной цели миссии — для подробного изучения астероидов отправляли только два аппарата: NEAR Shoemaker, который исследовал (433) Эрос и Матильду[23], а также «Хаябуса», главной целью которого было изучение (25143) Итокава. Аппарат в течение длительного времени изучал поверхность астероида и даже, впервые в истории, доставил частицы грунта с его поверхности[24].

27 сентября 2007 года к крупнейшим астероидам Весте и Церере была отправлена автоматическая межпланетная станция Dawn. Аппарат достиг Весты 16 июля 2011 года и вышел на её орбиту. После изучения астероида в течение полугода он направится к Церере, которой достигнет в 2015 году. Если зонд будет продолжать работать и после изучения этих двух астероидов, то возможно расширение его миссии для исследования Паллады[25].

Происхождение

Диаграмма распределения астероидов главного пояса в зависимости от наклона орбиты и размера большой полуоси. Красный — центральные области, голубой — периферия

Формирование

Исследователи космоса высказывают различные предположения о причине большой концентрации астероидов в сравнительно узком пространстве межпланетной среды между орбитами Марса и Юпитера.

Наибольшую популярность среди господствующих в XIX веке гипотез о происхождении тел пояса астероидов получила гипотеза, предложенная в 1802 году, вскоре после обнаружения Паллады, немецким учёным Генрихом Ольберсом. Он предположил, что Церера и Паллада могут быть фрагментами гипотетической планеты Фаэтон, когда-то существовавшей между орбитами Марса и Юпитера и разрушенной в результате столкновения с кометой много миллионов лет назад[19]. Однако более поздние исследования опровергают эту гипотезу. Аргументами против являются очень большое количество энергии, необходимое, чтобы разрушить целую планету, крайне малая суммарная масса всех астероидов главного пояса, которая составляет лишь 4% массы Луны, и практическая невозможность формирования крупного объекта типа планеты в области Солнечной системы, испытывающей сильные гравитационные возмущения от Юпитера. Существенные различия химического состава астероидов также исключают возможность их происхождения из одного тела[26]. Скорее всего, пояс астероидов является не разрушенной планетой, а планетой, которая так и не смогла сформироваться ввиду гравитационного влияния Юпитера и, в меньшей степени, других планет-гигантов.

В целом формирование планет и астероидов Солнечной системы близко к описанию этого процесса в небулярной гипотезе, согласно которой 4,5 млрд лет назад облака межзвёздного газа и пыли под действием гравитации образовали вращающийся газопылевой диск, в котором происходили уплотнение и конденсация вещества диска. В течение первых нескольких миллионов лет истории Солнечной системы, вследствие турбулентных и других нестационарных явлений, в результате слипания при взаимных столкновениях мелких частиц замёрзшего газа и пыли возникали сгустки вещества. Этот процесс получил название аккреции. Взаимные неупругие столкновения, наряду с возрастающим по мере увеличения их размеров и массы гравитационным взаимодействием, вызывали увеличение скорости роста сгустков. Затем сгустки вещества притягивали окружающие пыль и газ, а также другие сгустки, объединяясь в планетезимали, из которых впоследствии образовались планеты[27][28].

С увеличением расстояния от Солнца уменьшалась средняя температура газопылевого вещества, и, соответственно, менялся его общий химический состав. Кольцевая зона протопланетного диска, из которого впоследствии сформировался главный пояс астероидов, оказалась вблизи границы конденсации летучих соединений, в частности, водяного пара. Именно в этом кроется причина образования в этом месте пояса астероидов вместо полноценной планеты. Близость этой границы привела к опережающему росту зародыша Юпитера, находившегося рядом и ставшего центром аккумуляции водорода, азота, углерода и их соединений, покидавших более разогретую центральную часть Солнечной системы.

Мощные гравитационные возмущения со стороны быстро растущего зародыша Юпитера воспрепятствовали образованию в поясе астероидов достаточно крупного протопланетного тела[29]. Процесс аккумуляции вещества там остановился в тот момент, когда успели сформироваться только несколько десятков планетезималей допланетного размера (около 500—1000 км), которые затем начали дробиться при столкновениях[30], вследствие быстрого роста их относительных скоростей (от 0,1 до 5 км/с)[31]. Причина их роста кроется в орбитальных резонансах, а именно, в так называемых щелях Кирквуда, соответствующих орбитам, периоды обращения на которых соотносятся с периодом обращения Юпитера как целые числа (4:1, 3:1, 5:2).

На таких орбитах сближение с Юпитером происходит наиболее часто и его гравитационное влияние максимально, поэтому астероиды там практически отсутствуют. Между орбитами Марса и Юпитера лежит несколько зон таких резонансов, более или менее сильных. На определённом этапе своего формирования Юпитер начал мигрировать во внутреннюю часть Солнечной системы[32], в результате эти резонансы прокатились по всему поясу, внося возмущения в орбиты астероидов и увеличивая скорость их движения[33]. При этом протоастероиды испытывали многочисленные столкновения, причём не только между собой, но и с телами, вторгавшимися в пояс астероидов из зон Юпитера, Сатурна и более далёкой периферии Солнечной системы. До этого постепенный рост родительских тел астероидов был возможен благодаря их небольшим относительным скоростям (до 0,5 км/с), когда столкновения объектов заканчивались их объединением, а не дроблением. Увеличение же потока тел, вбрасываемых в пояс астероидов Юпитером и Сатурном, привело к тому, что относительные скорости родительских тел астероидов значительно возросли (до 3—5 км/с) и стали более хаотическими, что сделало процесс дальнейшего укрупнения тел невозможным. Процесс аккумуляции родительских тел астероидов сменился процессом их фрагментации при взаимных столкновениях, и возможность формирования крупной планеты на данном расстоянии от Солнца навсегда исчезла[34].

Предполагается, что в результате гравитационных возмущений большая часть материала главного пояса была рассеяна в течение первых двух миллионов лет с момента его образования, оставив менее 0,1% вещества от первоначальной массы, которой, согласно результатам компьютерного моделирования, могло хватить для образования планеты с массой Земли[30]. Вполне возможно, что некоторые из этих астероидов могли сохраниться в поясе Койпера или среди ледяных тел облака Оорта, но значительная часть, вероятно, была просто выброшена за пределы Солнечной системы.

Эволюция

С момента образования из первичной туманности большинство астероидов претерпело значительные изменения, причиной которых были значительный нагрев в первые несколько миллионов лет после их образования, дифференциация недр в крупных планетезималях и дробление последних на отдельные более мелкие фрагменты, плавление поверхности в результате ударов микрометеоритов и влияние процессов космического выветривания, происходивших под действием солнечной радиации на протяжении всей истории Солнечной системы[35][36][37][38]. Несмотря на это, многие учёные продолжают считать их остатками планетезималей и надеются найти в них первичное вещество, из которого состояло газопылевое облако и которое могло сохраниться в глубине астероидов[39], другие считают, что с момента образования астероиды претерпели слишком серьёзные изменения[40].

При этом область газопылевого облака, из которой образовались астероиды, вследствие своего довольно специфического расположения, оказалась весьма неоднородной по составу, в зависимости от расстояния до Солнца: с удалением от Солнца (в области от 2,0 до 3,5 а. е.) относительное содержание в ней простейших силикатных соединений резко убывало, а содержание лёгких летучих соединений, в частности, воды, наоборот, возрастало. При этом многие родительские тела современных астероидов находились в частично или полностью расплавленном состоянии. По крайней мере, те из них, которые содержали высокую долю силикатных соединений и находились ближе к Солнцу, уже были разогреты и испытали гравитационную дифференциацию недр (расслоение вещества на более и менее плотное), а некоторые из них и вовсе могли пережить периоды активного вулканизма и сформировать океаны магмы на поверхности, наподобие морей на Луне. Источником разогрева могли быть либо распад радиоактивных изотопов, либо действия индукционных токов, наведённых в веществе этих тел мощными потоками заряженных частиц из молодого и активного Солнца.

Родительскими телами астероидов (протоастероидами), по каким-то причинам сохранившимися до наших дней, являются такие крупнейшие астероиды, как Церера и (4) Веста. В процессе гравитационной дифференциации протоастероидов, испытавших нагревание, достаточное для плавления их силикатного вещества, в них выделились металлические ядра и более лёгкие силикатные оболочки, а в некоторых случаях (например, у Весты) даже базальтовая кора, как у планет земной группы. Однако, поскольку вещество в зоне астероидов содержало значительное количество летучих соединений, его средняя температура плавления была относительно низкой. Как было показано с помощью математического моделирования и численных расчётов, для такого силикатного вещества она могла быть в диапазоне 500—1000 °C. Столь низкая температура в сочетании с небольшими размерами астероидов обеспечила быстрое остывание протоастероидов, в итоге, согласно расчётам, период расплавления этих тел мог продолжаться в течение не более чем нескольких миллионов лет[41]. Изучение кристаллов циркония, найденных в августе 2007 года в антарктических метеоритах, предположительно происходивших с Весты, подтверждает, что её вещество находилось в расплавленном состоянии совсем недолго по геологическим меркам[42].

Начавшаяся почти одновременно с этими процессами миграция Юпитера во внутреннюю часть Солнечной системы и, как следствие, прокатившиеся по поясу астероидов орбитальные резонансы привели к тому, что только что сформировавшиеся и прошедшие дифференциацию недр протоастероиды начали сходить с орбит и сталкиваться между собой. При относительных скоростях около нескольких километров в секунду столкновения тел, состоявших из нескольких силикатных оболочек с различной механической прочностью (чем больше в твёрдом веществе содержится металлов, тем более оно прочное), приводили к «сдиранию» и дроблению до мелких фрагментов, в первую очередь, наименее прочных внешних силикатных оболочек, что привело к появлению большого числа новых астероидов, но гораздо меньших размеров.

Однако надолго эти фрагменты, как, впрочем, и более крупные тела, в главном поясе не задерживались, а были рассеянны и, по большей части, выброшены за пределы главного пояса. Основным механизмом подобного рассеивания мог быть орбитальный резонанс с Юпитером. Резонансы 4:1 и 2:1 на расстояниях 2,06 и 3,27 а. е. можно считать, соответственно, внутренней и внешней границами главного пояса, за пределами которых количество астероидов резко падает. Орбиты астероидов, которые попадают в область резонанса, становятся крайне нестабильными, поэтому астероиды в достаточно короткий срок выбрасываются с этих орбит и переходят на более стабильные или вовсе покидают Солнечную систему. Большинство астероидов, которые попадали на эти орбиты, были рассеяны либо Марсом, либо Юпитером[43]. Астероиды семейства Венгрии, располагающиеся внутри резонанса 4:1, и семейства Кибелы на внешней границе пояса защищены от рассеивания высоким наклоном орбиты[44].

Впрочем, как показывает численное моделирование столкновений силикатных тел астероидных размеров, многие из существующих сейчас астероидов после взаимных столкновений могли реаккумулировать, то есть объединиться из оставшихся фрагментов, и тем самым представлять собой не монолитные тела, а движущиеся «груды булыжников» (англ.).

Подобные столкновения также могли привести к образованию у ряда астероидов гравитационно связанных с ними небольших спутников. Эта гипотеза, хотя и вызывала жаркие дискуссии среди учёных в прошлом, была подтверждена, в частности, наблюдениями за специфическим изменением блеска астероидов, а потом и напрямую, на примере астероида (243) Ида. С помощью космического аппарата «Галилео» 28 августа 1993 года удалось получить изображения этого астероида вместе с его спутником (который позднее назвали Дактилем). Размер Иды 58 × 23 км, Дактиля — 1,5 км, расстояние между ними 85 км.

Когда миграция Юпитера прекратилась и орбиты астероидов стабилизировались, число столкновений между астероидами резко снизилось, в результате на протяжении большей части истории главного пояса распределение размеров астероидов в нём оставалось относительно стабильным[45].

Интересно, что, когда пояс астероидов только начал формироваться, на расстоянии 2,7 а. е. от Солнца образовалась так называемая «снеговая линия», где максимальная температура на поверхности астероида не превышала температуру таяния льда. В результате на астероидах, формировавшихся за пределами этой линии, смогла конденсироваться вода в виде льда, что привело к появлению астероидов с большим содержанием льда на поверхности[46][47].

Одной из разновидностей таких астероидов стали кометы главного пояса, об открытии которых было объявлено в 2006 году. Они располагаются во внешней части главного пояса за пределами снеговой линии. Вполне возможно, что именно эти астероиды могли быть источниками воды в земных океанах, попав на Землю во время кометной бомбардировки, поскольку изотопный состав вещества комет из облака Оорта не соответствует распределению изотопов в воде земной гидросферы[48].

Орбиты и вращение

Диаграмма распределения астероидов в зависимости от эксцентриситета и большой полуоси (центр пояса показан красным, периферия — синим)

Астероиды движутся по орбитам вокруг Солнца в том же направлении, что и планеты, в зависимости от величины большой полуоси, их период обращения колеблется от 3,5 до 6 лет. Большинство астероидов, как видно из диаграммы справа, движется по орбитам с эксцентриситетом не более 0,4, но существует немало астероидов, движущихся по сильно вытянутым орбитам с эксцентриситетом до 0,6, например, как у астероида (944) Идальго и выше. Наклон орбиты типичного астероида не превышает 30°, хотя тут тоже есть свои рекордсмены: астероид (945) Барселона, наклон орбиты которого составляет 32,8°. Для основной массы астероидов среднее значение наклона орбиты составляет не более 4° и эксцентриситета около 0,07[49].

Область пространства, располагающаяся между двумя орбитальными резонансами 4:1 и 2:1, что соответствует орбитальным расстояниям 2,06 и 3,27 а. е., иногда называется ядром пояса астероидов и содержит до 93,4 % всех нумерованных астероидов. Она включает в себя астероиды с эксцентриситетом не более 0,33 и наклоном менее 20°, большие полуоси которых лежат в указанных выше пределах[50].

Поверхность большинства астероидов диаметром более 100 м, вероятно, покрыта толстым слоем раздробленной породы и пыли, образовавшихся при падении метеоритов или собранных в процессе движения по орбите[51]. Измерения периодов вращения астероидов вокруг своей оси показали, что существует верхний предел скоростей вращения для относительно крупных астероидов диаметром более 100 м, который составляет 2,2 часа. В астероидах, вращающихся быстрее, силы инерции, возникающие в результате вращения, начинают превышать силу тяжести, из-за чего ничто не может удержаться на поверхности такого астероида. Вся пыль и щебень, возникающие на его поверхности при падении метеоритов, сразу же выбрасываются в окружающее пространство. Однако астероид, представляющий собой твёрдое цельное тело, а не просто груду щебня  (англ.), из-за действующих внутри него сил сцепления, в принципе, может вращаться и с большей скоростью.

Влияние эффекта Ярковского

Хотя орбитальные резонансы с Юпитером являются наиболее мощным и эффективным способом изменения орбит астероидов, существуют и другие механизмы смещения астероидов с их первоначальных орбит. Одним из таких механизмов является эффект Ярковского.

Он был предсказан русским учёным XIX века И. О. Ярковским и состоит в возможности изменения орбиты тела в космическом пространстве под действием давления солнечного света. Он высказал предположение, что солнечный свет способен нести небольшой импульс, который передаётся космическому телу при поглощении им света. А неравномерность теплового излучения нагревающейся и охлаждающейся сторон самого космического тела приводит к созданию слабого реактивного импульса, значение которого достаточно для медленного изменения большой полуоси орбит небольших маломассивных астероидов[52].

При этом прямые солнечные лучи не способны изменить орбиту астероида, поскольку они действуют по той же оси, что и гравитационное притяжение Солнца. Ключевая идея заключается в том, что астероид имеет разное распределение температур на поверхности, а следовательно и разную интенсивность инфракрасного излучения. Чем сильнее нагрето тело (вечерняя сторона тела), тем больше тепла излучает поверхность и тем сильнее создаваемый реактивный импульс, с другой стороны, чем холоднее поверхность (утренняя сторона тела), тем меньше интенсивность инфракрасного излучения и тем слабее создаваемый реактивный импульс. Именно в этом и кроется механизм изменения орбиты: с нагретой стороны на тело действует большой реактивный импульс, а импульс с холодной стороны слишком мал, чтобы его скомпенсировать, за счёт этого, в зависимости от направления вращения астероида, происходит замедление или ускорение его движения по орбите, а изменение скорости вызывает удаление или приближение тела к Солнцу[53].

Схема действия YORP-эффекта на астероид асимметричной формы

Однако воздействие данного эффекта не ограничивается одним лишь изменением орбиты. С учётом влияния некоторых новых параметров, таких как альбедо и форма астероида, этот эффект также может вызывать изменение скорости вращения астероида не только по орбите, но и вокруг своей оси, а также влиять на угол её наклона и прецессии. Этот уточнённый вариант эффекта Ярковского получил название YORP-эффект, которое является аббревиатурой первых букв фамилий учёных, внёсших наибольший вклад в изучение данного явления. Главным условием проявления этого эффекта является неправильная форма тела. Из-за этого при инфракрасном излучении с той части астероида, которая наиболее удалена от его центра масс, под действием реактивного импульса возникает крутящий момент, вызывающий изменение угловой скорости вращения астероида[54].

Щели Кирквуда

Этот график показывает распределение астероидов в центральной части главного пояса в зависимости от большой полуоси орбиты. Чёрные стрелки указывают на щели Кирквуда, где орбитальный резонанс с Юпитером дестабилизирует орбиты астероидов

Величина большой полуоси астероида используется для описания величины его орбиты вокруг Солнца и, наряду с эксцентриситетом, определяет орбитальный период астероида. В 1866 году американский астроном Дэниел Кирквуд высказал предположение о существовании в поясе астероидов пустых областей, где они почти полностью отсутствуют. Период обращения астероидов в этих областях, получивших название «щелей Кирквуда», находится в простом целочисленном соотношении с орбитальным периодом Юпитера, что приводит к регулярным сближениям астероидов с планетой-гигантом, вызывая явление орбитального резонанса. При этом гравитационное влияние Юпитера вызывает дестабилизацию орбит астероидов, что выражается в увеличении эксцентриситета и, как следствие, потере устойчивости орбиты и, в конечном итоге, приводит к выбрасыванию астероидов из области резонанса[55]. Те же астероиды, которые всё же вращаются в этих областях, либо изначально находились там («троянцы»)[56], либо были выброшены туда в результате взаимных столкновений.

Орбитальные резонансы бывают слабыми (9:2, 10:3, 11:6 и другие), когда сближения с Юпитером хоть и регулярны, но происходят не слишком часто, — в таких областях астероидов хоть и заметно меньше, но они всё же встречаются[57], — и сильными (4:1, 3:1, 5:2, 2:1), когда сближения с Юпитером происходят очень часто, раз в несколько лет, — там астероиды уже практически отсутствуют. Весь пояс астероидов иногда условно разделяют на три зоны.

  • «Зона I» (внутренняя) — располагается на расстоянии от 2,06 до 2,5 а. е. и ограничена орбитальными резонансами 4:1 и 3:1
  • «Зона II» (средняя) — располагается на расстоянии от 2,5 до 2,82 а. е. и ограничена орбитальными резонансами 3:1 и 5:2
  • «Зона III» (внешняя) — располагается на расстоянии от 2,82 до 3,27 а. е. и ограничена орбитальными резонансами 5:2 и 2:1[58].

Главный пояс часто также разделяют на две части: внутреннюю и внешнюю. К внутренней части пояса относятся астероиды, которые располагаются ближе к орбите Марса до орбитального резонанса 3:1 на расстоянии 2,5 а. е., и к внешней — астероиды, располагающиеся ближе к Юпитеру, уже после данной границы (некоторые авторы, впрочем, проводят её на расстоянии 3,3 а. е., что соответствует орбитальному резонансу 2:1).

В отличие от пробелов в кольцах Сатурна, пробелы в поясе астероидов нельзя визуально увидеть при фотографировании области резонанса, поскольку все астероиды движутся по эллиптическим орбитам и время от времени пересекают резонансные орбиты. Поэтому фактически пространственная плотность астероидов в данных областях в любой момент времени не сильно отличается от соседних регионов[59].

Поскольку при формировании Солнечной системы орбита Юпитера, как и орбиты других планет, претерпевала значительные изменения, а вместе с планетой перемещались и сами области орбитальных резонансов (щели Кирквуда)[32], это может объяснить, почему некоторые крупные астероиды всё же находятся в области резонансов.

Семейства и группы астероидов

На данной диаграмме зависимости наклона (ip) орбиты от эксцентриситета (ep) среди астероидов главного пояса хорошо видно несколько крупных астероидных скоплений

Семейства астероидов были обнаружены в 1918 году японским астрономом Киёцугу Хираяма, который провёл сравнительный анализ орбит довольно большого числа астероидов и первым заметил, что эти параметры сходны у некоторых из них[60].

На сегодняшний день известно, что почти каждый третий астероид входит в состав какого-либо семейства. Признаком принадлежности астероидов к одному семейству являются примерно одинаковые орбитальные параметры, такие как большая полуось, эксцентриситет и наклон орбиты, а также аналогичные спектральные особенности, последние указывают на общность происхождения астероидов семейства, образовавшихся в результате распада более крупного тела. Построение диаграммы зависимости наклонов орбит астероидов от их эксцентриситета позволяет наглядно выделить группы астероидов, указывающих на существование семейства.

Обнаружено уже несколько десятков астероидных семейств, большинство из них небольшие как по размеру астероидов, так и по их количеству, но есть и очень крупные семейства. В последнее время было обнаружено ещё несколько десятков скоплений астероидов, но их статус пока точно не определён. Он может быть окончательно подтверждён только в случае общности спектральных характеристик астероидов[61]. Меньшие ассоциации астероидов называются группами или кластерами.

Вот несколько наиболее крупных семейств астероидов, приведённых в порядке возрастания их больших полуосей: семейство Флоры, семейство Эвномии, семейство Корониды, семейство Эос и семейство Фемиды[62]. Семейство Флоры является одним из самых многочисленных, в него входит больше 800 астероидов, возможно, оно сформировалось в результате столкновения двух крупных астероидов около миллиарда лет назад[63]. Основную массу семейств представляют небольшие астероиды, но есть среди них и очень крупные. Крупнейшим астероидом, являющимся частью семейства, является астероид (4) Веста, который возглавляет одноимённое семейство. Считается, что оно образовалось при падении на Весту в районе её южного полюса крупного метеорита, который выбил из неё большое количество фрагментов, ставших семейством. Часть из них упала на Землю в виде HED-метеоритов (англ.)русск.[64].

Помимо этого, в главном поясе были обнаружены три полосы пыли, которые, судя по орбитальным параметрам, могут быть приурочены к трём семействам астероидов: Эос, Корониды и Фемиды[65].

Семейства на границах главного пояса

Ещё одним интересным семейством астероидов является семейство Венгрии, которое расположено вблизи внутренней границы главного пояса (между 1,78 и 2,0 а. е., со средними значениями больших полуосей 1,9 а. е.). Это небольшое семейство из 52 астероидов названо в честь самого крупного представителя — астероида (434) Венгрия. Астероиды семейства Венгрии отделены от основной массы астероидов главного пояса щелью Кирквуда, соответствующей одному из четырёх сильных орбитальных резонансов 4:1, и обладают значительным наклоном орбит. Причём из-за относительно высокого эксцентриситета некоторые из его членов в процессе движения вокруг Солнца пересекают орбиту Марса и, как следствие, испытывают сильное гравитационное воздействие с его стороны, что, вероятно, является фактором, снижающим численность данного семейства[66].

Другой группой астероидов во внутренней части главного пояса, обладающей высоким наклоном орбиты среди своих членов, является семейство Фокеи. Подавляющее большинство его представителей относятся к светлому спектральному классу S, в то время как большинство астероидов семейства Венгрии относится к классу E[67]. Орбиты астероидов семейства Фокеи расположены в промежутке между 2,25 и 2,5 а. е. от Солнца.

К внешней границе главного пояса также относится несколько семейств астероидов. Среди них выделяют семейство Кибелы, которое находится в промежутке между 3,3 и 3,5 а. е. от Солнца и в слабом орбитальном резонансе с Юпитером 7:4, а также семейство Хильды на орбитах между 3,5 и 4,2 а. е., находящееся в орбитальном резонансе с Юпитером 3:2. За пределами расстояния в 4,2 а. е. и вплоть до орбиты Юпитера также встречаются астероиды, но значительно реже, чем в самом поясе. Зато на самой орбите Юпитера находятся две очень крупные группы астероидов, получивших название троянских, которые приурочены к двум точкам Лагранжа L4 и L5. Впрочем, троянские астероиды существуют не только у Юпитера, но и у большинства других внешних планет[68].

Молодые семейства

Некоторые из существующих на сегодня семейств образовались в астрономическом масштабе совсем недавно. Ярким примером является семейство Карины, которое сформировалось сравнительно недавно, 5,7 млн лет назад, в результате катастрофического столкновения двух тел диаметром 30 и 5 км[69]. Другая молодая группа астероидов, семейство Веритас, образовалась 8,3 млн лет назад, тоже в результате столкновения; она включает в себя 62 астероида, а также пылевой шлейф на орбите[70][71][72].

Ещё более молодым является кластер Датуры, который образовался в результате столкновения двух небольших астероидов примерно 450 тыс. лет назад, согласно данным орбит членов кластера. Ещё одним молодым кластером, несколько старше предыдущего, является кластер астероида (4652) Ианнини, который, вероятно, образовался от 1 до 5 млн лет назад[71][72].

Столкновения

Относительно высокая концентрация тел в главном поясе создаёт среду, в которой очень часто по астрономическим меркам происходят столкновения между астероидами. Так, столкновения между крупными астероидами радиусами около 10 км происходят раз в 10 млн лет[73]. При столкновении крупных астероидов происходит их дробление на отдельные фрагменты, что может привести к образованию новой астероидной семьи или кластера. Впрочем, если астероиды сближаются на сравнительно небольших скоростях, это может привести не к дроблению астероидов, а, наоборот, к их объединению в одно более крупное тело. Именно этот процесс привёл к образованию планет 4 млрд лет назад. С тех пор влияние этих двух процессов полностью изменило пояс астероидов, и теперь он кардинально отличается от того, который существовал тогда.

Возможные последствия столкновения в поясе астероидов были обнаружены с помощью телескопа «Хаббл», данные которого показали наличие кометной активности у астероида (596) Шейла в период с 11 ноября по 3 декабря 2010 года. Учёные предполагают, что данный астероид столкнулся с неизвестным объектом диаметром порядка 35 м, на скорости около 5 км/с[74].

Пыль

Мелкая пыль в поясе астероидов, возникшая в результате столкновений астероидов, создаёт явление, известное как зодиакальный свет

Наряду с астероидами, в поясе существуют также шлейфы пыли, состоящие из микрочастиц радиусом в несколько сотен микрометров, которые образовались в результате столкновений между астероидами и их бомбардировки микрометеоритами. Однако, в связи с влиянием эффекта Пойнтинга — Робертсона, эта пыль под действием солнечной радиации постепенно по спирали движется к Солнцу[75].

Сочетание астероидной пыли и пыли, выбрасываемой кометами, даёт явление зодиакального света. Это слабое свечение простирается в плоскости эклиптики в виде треугольника, и его можно увидеть в экваториальных районах вскоре после захода или незадолго перед восходом Солнца. Размеры частиц, которые его вызывают, в среднем колеблются в районе 40 мкм, а время их существования не превышает 700 тыс. лет. Таким образом, наличие этих частиц свидетельствует о том, что процесс их образования происходит непрерывно[75].

Метеориты

Обломки, возникающие при столкновении астероидов, могут разлетаться по всей Солнечной системе, и некоторые из них иногда встречаются с нашей планетой и падают на её поверхность в виде метеоритов[76]. Практически все найденные на поверхности Земли метеориты (99,8 %), которых на сегодняшний день насчитывается около 30 000, в своё время появились в поясе астероидов[77]. В сентябре 2007 года были опубликованы результаты чешско-американского исследования, согласно которым, в результате столкновения с астероидом (298) Баптистина другого крупного тела во внутреннюю часть Солнечной системы было выброшено большое количество крупных фрагментов, часть из которых могла оказать серьёзное влияние на систему Земля — Луна. В частности, считается, что именно они могут быть ответственны за образование кратера Тихо на поверхности Луны и кратера Чиксулуб в Мексике, образовавшегося при падении метеорита, по некоторым версиям, погубившего динозавров 65 млн лет назад[78]. Впрочем, по данному вопросу в научной среде нет единства — кроме Баптистины, есть и другие астероиды, обломки которых могут быть виновниками этой катастрофы.

Физические характеристики

Сравнительные размеры Луны и 10 первых астероидов, расположенных в порядке открытия

Вопреки распространённому мнению, расстояние между объектами в поясе астероидов велико. Несмотря на то, что число открытых на 2011 год астероидов превысило 300 000, а всего в поясе насчитывается несколько миллионов и более (в зависимости от того, где провести нижнюю границу размера) объектов, объём пространства, занимаемый поясом астероидов, огромен, и, как следствие, плотность объектов в поясе весьма мала. Поэтому вероятность не то что столкновения, а просто случайного незапланированного сближения, например, космического аппарата с каким-нибудь астероидом сейчас оценивается менее чем один к миллиарду[79].

Размеры и масса

Характерные оценки размеров для различных классов малых тел Солнечной системы

Астероидами считаются тела с диаметром более 30 м, тела меньшего размера называют метеороидами[80]. Крупных тел в поясе астероидов очень мало, так, астероидов с диаметром более 100 км насчитывается около 200[81], ещё известно около 1000 астероидов с радиусом более 15 км, а данные исследований в инфракрасном диапазоне спектра позволяют предположить, что, помимо них, в главном поясе существует ещё от 700 тыс. до 1,7 млн астероидов диаметром от 1 км и более[82]. Звёздная величина астероидов колеблется от 11m до 19m и для большинства из них составляет около 16m[49].

Общая масса всех астероидов главного пояса приблизительно равна от 3,0·1021 до 3,6·1021 кг, что составляет всего 4% от массы Луны или 0,06% от массы Земли[83][84]. Половина этой массы приходится на 4 крупнейших астероида из первой десятки: Цереру, Весту, Палладу и Гигею, причём почти её треть приходится на Цереру[7].

Состав

Подавляющее большинство объектов в главном поясе составляют астероиды трёх основных классов: тёмные углеродные астероиды класса C, светлые силикатные астероиды класса S и металлические астероиды класса M. Существуют астероиды и других, более специфических классов, но их содержание в поясе крайне незначительно.

Углеродистые астероиды класса C, названные так из-за большого процента простейших углеродных соединений в их составе, являются наиболее распространёнными объектами в главном поясе, на них приходится 75% всех астероидов, особенно большая их концентрация характерна для внешних областей пояса[85]. Эти астероиды имеют слегка красноватый оттенок и очень низкое альбедо (между 0,03 и 0,0938). Поскольку они отражают очень мало солнечного света, их трудно обнаружить. Вполне вероятно, что в поясе астероидов находится ещё немало относительно крупных астероидов, принадлежащих к этому классу, но до сих пор не найденных из-за малой яркости. Зато эти астероиды довольно сильно излучают в инфракрасном диапазоне из-за наличия в их составе воды. В целом их спектры соответствуют спектру вещества, из которого формировалась Солнечная система, за исключением летучих элементов. По составу они очень близки к углеродистым хондритным метеоритам, которые нередко находят на Земле. Крупнейшим представителем этого класса является астероид (10) Гигея.

Вторым по распространённости спектральным классом среди астероидов главного пояса является класс S, который объединяет силикатные астероиды внутренней части пояса, располагающиеся до расстояния 2,5 а. е. от Солнца[85][86]. Спектральный анализ этих астероидов выявил наличие в их поверхности различных силикатов и некоторых металлов (железо и магний), но практически полное отсутствие каких-либо углеродных соединений. Это указывает на то, что породы за время существования этих астероидов претерпели значительные изменения, возможно, в связи с частичным плавлением и дифференциацией. Они имеют довольно высокое альбедо (между 0,10 и 0,2238) и составляют 17% от всех астероидов. Астероид (3) Юнона является самым крупным представителем этого класса.

Металлические астероиды класса M, богатые никелем и железом, составляют 10% от всех астероидов пояса и имеют умеренно большое альбедо (между 0,1 и 0,1838). Они расположены преимущественно в центральных областях пояса на расстоянии 2,7 а. е. от Солнца[62] и могут быть фрагментами металлических ядер крупных планетезималей, вроде Цереры, существовавших на заре формирования Солнечной системы и разрушенных при взаимных столкновениях. Однако в случае с металлическими астероидами не всё так просто. В ходе исследований обнаружено несколько тел, вроде астероида (22) Каллиопа, спектр которых близок спектру астероидов класса M, но при этом они имеют крайне низкую для металлических астероидов плотность[87]. Химический состав подобных астероидов на сегодняшний день практически неизвестен, и вполне возможно, что по составу они близки к астероидам класса C или S[88].

Одной из загадок астероидного пояса являются относительно редкие базальтовые астероиды класса V[89]. Теория формирования пояса астероидов предсказывала, что на ранней стадии в поясе астероидов должно было быть немало крупных объектов размером с Весту, в которых должна была начаться дифференциация недр. Подобные объекты должны были иметь кору и мантию, состоящие преимущественно из базальтовых пород. При последующем разрушении этих планетезималей более половины астероидов должны были состоять из базальта и оливина. На деле же оказалось, что 99% базальтового материала отсутствует в поясе астероидов[90]. До 2001 года считалось, что большинство базальтовых объектов в поясе астероидов являются фрагментами коры Весты (отсюда и название класс V), однако подробное изучение астероида (1459) Магния позволило выявить определённые различия в химическом составе открытых ранее базальтовых астероидов, что предполагает их отдельное происхождение[90]. Этот факт получил подтверждение в связи с более подробным изучением в 2007 году во внешней части пояса двух астероидов различного базальтового состава: (7472) Кумакири и (10537) 1991 RY16, которые не имеют никакого отношения к Весте. Эти два тела являются единственными астероидами данного класса, обнаруженными во внешней части главного пояса[89].

Альенде — углеродистый хондритный метеорит, который упал в Мексике в 1969 году

Прослеживается довольно чёткая зависимость между составом астероида и его расстоянием от Солнца. Как правило, каменные астероиды, состоящие из безводных силикатов, расположены ближе к Солнцу, чем углеродные глинистые астероиды, в которых часто обнаруживают следы воды, в основном в связанном состоянии, но возможно, и в виде обычного водяного льда. При этом близкие к Солнцу астероиды обладают значительно более высоким альбедо, чем астероиды в центре и на периферии. Считается, что это связано со свойствами той части протопланетного диска, из которого формировались астероиды. Во внутренних областях пояса влияние солнечной радиации было более значительно, что привело к выдуванию лёгких элементов, в частности, воды, на периферию. В результате вода сконденсировалась на астероидах внешней части пояса, а во внутренних областях, где астероиды прогреваются достаточно хорошо, её практически не осталось.

Температура на поверхности астероида зависит от расстояния до Солнца и величины его альбедо. Для частиц пыли на расстоянии 2,2 а. е. температурный диапазон начинается с 200 К (−73 °C) и ниже, а на расстоянии 3,2 а. е. уже со 165 К (−108 °C)[91]. Однако для астероидов это не совсем справедливо, поскольку из-за вращения температуры на его дневной и ночной сторонах могут существенно различаться.

Кометы главного пояса

Среди астероидов главного пояса существуют и такие, у которых на определённом расстоянии от Солнца заметили проявление кометной активности, выражающейся в появлении у них газового или пылевого хвоста, которые появляются на короткое время при прохождении тела вблизи перигелия. Поскольку орбиты, по которым движутся эти кометы, исключают возможность их появления в главном поясе в результате захвата классических комет, считается, что они образовались в самом поясе, во внешней его части. Это говорит о том, что очень многие объекты внешнего пояса могут содержать лёд, который испаряется при нагреве Солнцем поверхности астероида. Не исключена вероятность, что именно кометы главного пояса явились источником океанов на Земле, поскольку соотношение дейтерия и водорода в них слишком низкое для классических комет[92].

Крупнейшие объекты пояса астероидов

Крупнейшими объектами пояса астероидов являются Церера, (4) Веста, (2) Паллада и (10) Гигея. Хотя они имеют много общих характеристик, только одна из них — Церера — оказалась достаточно большой для присвоения статуса карликовой планеты[93]. Впрочем, трём остальным в будущем, возможно, тоже будет присвоен этот статус[94][95].

Церера

Карликовая планета Церера

Церера обладает почти сферической формой и имеет диаметр приблизительно 950 км, что составляет почти треть лунного диаметра, при массе, равной 9,43·1020 кг, что составляет уже лишь 1,3 % массы Луны, но равно трети массы всех астероидов главного пояса. Она находится на расстоянии 2,766 а. е., что очень близко к центру масс главного пояса, расположенному на расстоянии 2,8 а. е.[59] Абсолютная звёздная величина Цереры 3,32m, что гораздо больше любого астероида[96] и может объясняться слоем льда на её поверхности[97], но несмотря на это, она всё равно является очень тёмным телом, которое отражает лишь 5% падающего света.

Подобно планетам земной группы, на Церере произошла дифференциация вещества на силикатное ядро, окружённое ледяной мантией, и тонкую углеродную кору[97]. Небольшая часть льда на поверхности периодически испаряется на короткое время, образуя вокруг неё подобие очень разрежённой атмосферы.

Веста

Анимация вращения Весты. Виден огромный кратер вблизи южного полюса астероида

Астероид (4) Веста, открытый Ольберсом в 1807 году, занимает второе место по массе среди астероидов главного пояса, третье место по размеру и первое место по яркости. Его поверхность отражает 42 % падающего на неё света, что даже больше, чем у Земли (37%). При среднем диаметре в 530 км она составляет 9% массы астероидного пояса и вращается вокруг Солнца примерно на том же расстоянии, что и Церера. Поскольку Веста образовалась за пределами «снеговой линии», она практически лишена воды[98][99] и состоит из плотного металлического ядра из смеси железа и никеля, базальтовой мантии (в основном из оливина)[90] и очень тонкой, всего в несколько километров толщиной, коры.

Вблизи южного полюса Весты находится большой кратер от падения крупного астероида. В результате этого столкновения из Весты было выброшено огромное количество фрагментов, сформировавших затем вокруг неё астероидное семейство, суммарная масса которого (не считая массы самой Весты) составляет около 1% массы всех астероидов главного пояса; а также особый спектральный класс V из фрагментов породы, выбитых с поверхности, и класс J из породы, располагавшейся ближе к центру астероида. Большая часть членов данного семейства рассеяна, ввиду его близости к орбитальному резонансу с Юпитером 3:1, причём часть из них упала на Землю в виде метеоритов.

Паллада

Астероид (2) Паллада является вторым по величине объектом пояса астероидов. Она менее массивна, чем Веста, но составляет 7% массы главного пояса. Паллада интересна тем, что, подобно Урану, имеет довольно сильный наклон оси вращения, равный 34°[100], в то время как у трёх других крупнейших астероидов этот угол не превышает 10°. Также как и Церера, она принадлежит к классу C, богатому углеродом и кремнием, из-за чего имеет низкое альбедо, равное 12 %[101]. Астероид движется по орбите с большим эксцентриситетом, равным 0,32, из-за чего его расстояние до Солнца сильно колеблется: от 2,1 а. е. до 3,4 а. е.

Гигея

Астероид неправильной формы со средним диаметром 431 км (10) Гигея является четвёртым по величине и составляет 3% от массы главного пояса. Она относится к углеродным астероидам с альбедо 7%, поэтому, несмотря на свои крупные размеры, с Земли она видна довольно плохо. Возглавляет одноимённое семейство и, в отличие от трёх других астероидов, находится вблизи плоскости эклиптики[102][103] и обращается вокруг Солнца за 5,5 лет.

Астероиды как источники ресурсов

Постоянный рост потребления ресурсов промышленностью приводит к истощению их запасов на Земле, по некоторым оценкам, запасы таких ключевых для промышленности элементов, как сурьма, цинк, олово, серебро, свинец, индий, золото и медь, могут быть исчерпаны уже через 50—60 лет[104], и необходимость искать новые источники сырья станет особенно очевидной.

С точки зрения промышленного освоения астероиды являются одними из самых доступных тел в Солнечной системе. Ввиду малой гравитации посадка и взлёт с их поверхности требуют минимальных затрат топлива, а если использовать для разработки околоземные астероиды, то и стоимость доставки ресурсов с них на Землю будет низкой. Астероиды могут быть источниками таких ценных ресурсов, как, например, вода (в виде льда), из которой можно получить кислород для дыхания и водород для космического топлива, а также различные редкие металлы и минералы, такие как железо, никель, титан, кобальт и платина, и, в меньшем количестве, другие элементы вроде марганца, молибдена, родия и т. п. По сути, большинство элементов тяжелее железа, добываемых сейчас с поверхности нашей планеты, являются остатками астероидов, упавших на Землю в период поздней тяжёлой бомбардировки[105][106]. Астероиды являются практически неисчерпаемыми источниками ресурсов, так, один небольшой астероид класса M диаметром в 1 км может содержать железо-никелевой руды до 2 млрд тонн, что в 2—3 раза превышает добычу руды за 2004 год[107]. Промышленное освоение астероидов приведёт к снижению цен на данные ресурсы и даст возможность активно развиваться космической инфраструктуре, необходимой для дальнейших исследований космоса.

См. также

Примечания

  1. Жанлука Ранцини. Космос. Сверхновый атлас Вселенной / Перевод с итал. Г. И. Семенова. — М.: Эксмо, 2007. — ISBN 978-5-699-11424-5
  2. Э. В. Кононович, В. И. Мороз. Общий курс астрономии. Учебник для астрономических отделений высших учебных заведений / Под ред. В. В. Иванова. — 2-е изд., исправленное. — М.: Эдиториал УРСС, 2003. — ISBN 5-354-00866-2
  3. П. Г. Куликовский. Справочник любителя астрономии / Под ред. В. Г. Сурдина. — 5-е изд., переработанное и полностью обновлённое. — М.: Эдиториал УРСС, 2002. — ISBN 5-8360-0303-3
  4. Mann, Robert James. A Guide to the Knowledge of the Heavens. — Jarrold, 1852. — P. 171, 216.
  5. Further Investigation relative to the form, the magnitude, the mass, and the orbit of the Asteroid Planets (английский) // The Edinburgh New Philosophical Journal : Journal. — Edinburgh, 1857. — Т. V. — С. 191.
  6. von Humboldt, Alexander. Cosmos: A Sketch of a Physical Description of the Universe. — Harper & Brothers, New York (NY), 1850. — Vol. 1. — P. 44. — ISBN 0-8018-5503-9
  7. 1 2 База данных JPL НАСА по малым телам Солнечной системы (1) (англ.)
  8. 1 2 Hilton, J. When Did the Asteroids Become Minor Planets?. US Naval Observatory (USNO) (2001). Архивировано из первоисточника 22 августа 2011. Проверено 1 октября 2007.
  9. Dawn: A Journey to the Beginning of the Solar System. Space Physics Center: UCLA (2005). Архивировано из первоисточника 22 августа 2011. Проверено 3 ноября 2007.
  10. 1 2 Hoskin, Michael. Bode’s Law and the Discovery of Ceres. Churchill College, Cambridge. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 12 июля 2010.
  11. 1 2 «Call the police! The story behind the discovery of the asteroids». Astronomy Now (June 2007): 60—61.
  12. Pogge, Richard. An Introduction to Solar System Astronomy: Lecture 45: Is Pluto a Planet?. An Introduction to Solar System Astronomy. Ohio State University (2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 11 ноября 2007.
  13. etymonline: asteroid. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 5 ноября 2007.
  14. DeForest, Jessica. Greek and Latin Roots. Michigan State University (2000). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 25 июля 2007.
  15. Cunningham, Clifford. William Hershel and the First Two Asteroids. Dance Hall Observatory, Ontario (1984). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 5 ноября 2007.
  16. Карпенко Ю. А. Глава VII Астероиды // Названия звёздного неба / А. В. Суперанская. — М.: Наука, 1981. — С. 97. — 184 с.
  17. Staff. Astronomical Serendipity. NASA JPL (2002). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 апреля 2007.
  18. Is it a coincidence that most of the planets fall within the Titius-Bode law’s boundaries?. astronomy.com. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 16 октября 2007.
  19. 1 2 Hughes, David W. A Brief History of Asteroid Spotting. BBC. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 апреля 2007.
  20. Анимация: история открытия астероидов 1980—2010
  21. MPC Archive Statistics. IAU Minor Planet Center. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 29 декабря 2010.
  22. Barucci, M. A.; Fulchignoni, M.; and Rossi, A. (2007). «Rosetta Asteroid Targets: 2867 Steins and 21 Lutetia». Space Science Reviews 128 (1—4): 67—78. DOI:10.1007/s11214-006-9029-6.
  23. Near Earth Asteroid Rendezvous official site. Frequently asked questions.. Архивировано из первоисточника 2 февраля 2012. Проверено 17 ноября 2008.  (англ.)
  24. Японский зонд вернулся на Землю после миссии к астероиду. Lenta.ru (13 июня 2010). Архивировано из первоисточника 25 августа 2011. Проверено 14 августа 2010.
  25. Dawn mission  (англ.). jpl.nasa.gov. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  26. Masetti, M.; and Mukai, K. Origin of the Asteroid Belt. NASA Goddard Spaceflight Center (December 1, 2005). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 25 апреля 2007.
  27. Watanabe, Susan Mysteries of the Solar Nebula. NASA (July 20, 2001). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 апреля 2007.
  28. Лин, Дуглас Происхождение планет. «В мире науки» №8, 2008. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 апреля 2007.
  29. Edgar, R.; and Artymowicz, P. (2004). «Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet» (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 354 (3): 769—772. DOI:10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x. Bibcode: 2004MNRAS.354..769E. Проверено 2007-04-16.
  30. 1 2 Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; and Chambers, J. (2001). «The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt» (PDF). Icarus 153 (2): 338—347. DOI:10.1006/icar.2001.6702. Bibcode: 2001Icar..153..338P. Проверено 2007-03-22.
  31. Астероид  (рус.).(недоступная ссылка — история) Проверено 25 октября 2011.
  32. 1 2 Сатурн и Юпитер проделали «дыры» в поясе астероидов — исследование
  33. Scott, E. R. D. (March 13—17, 2006). «Constraints on Jupiter’s Age and Formation Mechanism and the Nebula Lifetime from Chondrites and Asteroids». Proceedings 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference, League City, Texas: Lunar and Planetary Society. Проверено 2007-04-16. 
  34. В.В.Бусарев Астероиды (SolarSystem/asteroids)  (рус.) (23 марта 2010). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 25 октября 2011.
  35. Clark, B. E.; Hapke, B.; Pieters, C.; and Britt, D. Asteroid Space Weathering and Regolith Evolution. University of Arizona (2002). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  36. Gaffey, Michael J. The Spectral and Physical Properties of Metal in Meteorite Assemblages: Implications for Asteroid Surface Materials (1996). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  37. Keil, K. Thermal alteration of asteroids: evidence from meteorites. Planetary and Space Science (2000). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  38. Baragiola, R. A.; Duke, C. A.; Loeffler, M.; McFadden, L. A.; and Sheffield, J. Impact of ions and micrometeorites on mineral surfaces: Reflectance changes and production of atmospheric species in airless solar system bodies (2003). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  39. From Dust to Planetesimals: Workshop at Ringberg Castle Germany (2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  40. Kracher, A. Asteroid 433 Eros and partially differentiated planetesimals: bulk depletion versus surface depletion of sulfur (PDF). Ames Laboratory (2005). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  41. Taylor, G. J.; Keil, K.; McCoy, T.; Haack, H.; and Scott, E. R. D. (1993). «Asteroid differentiation — Pyroclastic volcanism to magma oceans». Meteoritics 28 (1): 34—52. Bibcode: 1993Metic..28…34T.
  42. Kelly, Karen. U of T researchers discover clues to early solar system. University of Toronto (2007). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 12 июля 2010.
  43. Alfvén, H.; and Arrhenius, G. The Small Bodies. SP-345 Evolution of the Solar System. NASA (1976). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 12 апреля 2007.
  44. The Hungaria group of minor planets
  45. Stiles, Lori. Asteroids Caused the Early Inner Solar System Cataclysm. University of Arizona News (September 15, 2005). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 18 апреля 2007.
  46. Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; and Chiang, E. (2006). «Infrared cirrus — New components of the extended infrared emission». The Astrophysical Journal 640 (2): 1115—1118. DOI:10.1086/500287. Bibcode: 1984ApJ…278L..19L.
  47. Berardelli, Phil. Main-Belt Comets May Have Been Source Of Earths Water. Space Daily (Mar 23, 2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 27 октября 2007.
  48. Lakdawalla, Emily Discovery of a Whole New Type of Comet. The Planetary Society (April 28, 2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 апреля 2007.
  49. 1 2 Williams, Gareth Distribution of the Minor Planets. Minor Planets Center. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 27 октября 2010.
  50. This value was obtained by a simple count up of all bodies in that region using data for 120437 numbered minor planets from the Minor Planet Center orbit database. Minor Planets Center. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 27 октября 2010.
  51. Rossi, Alessandro The mysteries of the asteroid rotation day. The Spaceguard Foundation (20 мая 2004). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 9 апреля 2007.
  52. Сурдин В.Г. Эффект инженера Ярковского  (рус.). StarContact (20 мая 2004). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 9 апреля 2007.
  53. Сурдин В. Г. Природа: Эффект инженера Ярковского  (рус.). Природа. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 9 апреля 2007.
  54. YORP-раскрутка: солнечные лучи вертят реактивные астероиды  (рус.). Мембрана. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 29 октября 2011.
  55. Fernie, J. Donald (1999). «The American Kepler». The Americal Scientist 87 (5): 398. Проверено 2007-02-04.
  56. Liou, Jer-Chyi; and Malhotra, Renu (1997). «Depletion of the Outer Asteroid Belt». Science 275 (5298): 375—377. DOI:10.1126/science.275.5298.375. PMID 8994031. Проверено 2007-08-01.
  57. Ferraz-Mello, S. (June 14—18, 1993). «Kirkwood Gaps and Resonant Groups». proceedings of the 160th International Astronomical Union: 175—188, Belgirate, Italy: Kluwer Academic Publishers. Проверено 2007-03-28. 
  58. Klacka, Jozef (1992). «Mass distribution in the asteroid belt». Earth, Moon, and Planets 56 (1): 47—52. DOI:10.1007/BF00054599. Bibcode: 1992EM&P…56…47K.
  59. 1 2 McBride, N.; and Hughes, D. W. (1990). «The spatial density of asteroids and its variation with asteroidal mass». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 244: 513—520. Bibcode: 1990MNRAS.244..513M.
  60. Hughes, David W. Finding Asteroids In Space. BBC. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 апреля 2007.
  61. Lemaitre, Anne (31 August — 4 September, 2004). «Asteroid family classification from very large catalogues». Proceedings Dynamics of Populations of Planetary Systems: 135—144, Belgrade, Serbia and Montenegro: Cambridge University Press. Проверено 2007-04-15. 
  62. 1 2 Lang, Kenneth R. Asteroids and meteorites. NASA’s Cosmos (2003). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 апреля 2007.
  63. Martel, Linda M. V. Tiny Traces of a Big Asteroid Breakup. Planetary Science Research Discoveries (March 9, 2004). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 апреля 2007.
  64. Drake, Michael J. (2001). «The eucrite/Vesta story». Meteoritics & Planetary Science 36 (4): 501—513. DOI:10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x. Bibcode: 2001M&PS…36..501D.
  65. Love, S. G.; and Brownlee, D. E. (1992). «The IRAS dust band contribution to the interplanetary dust complex — Evidence seen at 60 and 100 microns». Astronomical Journal 104 (6): 2236—2242. DOI:10.1086/116399. Bibcode: 1992AJ….104.2236L.
  66. Spratt, Christopher E. (1990). «The Hungaria group of minor planets». Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 84 (2): 123—131. Bibcode: 1990JRASC..84..123S.
  67. Carvano, J. M.; Lazzaro, D.; Mothé-Diniz, T.; Angeli, C. A.; and Florczak, M. (2001). «Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups». Icarus 149 (1): 173—189. DOI:10.1006/icar.2000.6512. Bibcode: 2001Icar..149..173C.
  68. The Trojan Page  (англ.). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 апреля 2007.
  69. SwRI researchers identify asteroid breakup event in the main asteroid belt. SpaceRef.com (June 12, 2002). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 15 апреля 2007.
  70. McKee, Maggie. Eon of dust storms traced to asteroid smash. New Scientist Space (18 January 2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 15 апреля 2007.
  71. 1 2 Nesvorný, D.; Vokrouhlick, D.; and Bottke, W. F. (2006). «The Breakup of a Main-Belt Asteroid 450 Thousand Years Ago». Science 312 (5779): 1490. DOI:10.1126/science.1126175. PMID 16763141. Bibcode: 2006Sci…312.1490N. Проверено 2007-04-15.
  72. 1 2 Nesvorný, D.; Bottke, W. F.; Levison, H. F.; and Dones, L. (2003). «Recent Origin of the Solar System Dust Bands». The Astrophysical Journal 591 (1): 486—497. DOI:10.1086/374807. Bibcode: 2003ApJ…591..486N. Проверено 2007-04-15.
  73. Backman, D. E. Fluctuations in the General Zodiacal Cloud Density. Backman Report. NASA Ames Research Center (March 6, 1998). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 4 апреля 2007.
  74. Jewitt, David; Weaver, H.; Mutcher, M.; Larson, S.; Agarwal, J. (2011). «Hubble Space Telescope Observations of Main Belt Comet (596) Scheila». ApJL 733: L4. DOI:10.1088/2041-8205/733/1/L4. Bibcode: 2011arXiv1103.5456J.
  75. 1 2 Reach, William T. (1992). «Zodiacal emission. III — Dust near the asteroid belt». Astrophysical Journal 392 (1): 289—299. DOI:10.1086/171428. Bibcode: 1992ApJ…392..289R.
  76. Kingsley, Danny Mysterious meteorite dust mismatch solved. ABC Science (May 1, 2003). Проверено 4 апреля 2007.
  77. Meteors and Meteorites. NASA. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 12 июля 2010.
  78. Breakup event in the main asteroid belt likely caused dinosaur extinction 65 million years ago. Southwest Research Institute (2007). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 14 октября 2007.
  79. Stern, Alan. New Horizons Crosses The Asteroid Belt. Space Daily (June 2, 2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 14 апреля 2007.
  80. Рис. 1.1 // Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра / Под ред. Шустова Б. М., Рыхловой Л. В.. — М.: Физматлит, 2010. — 384 с. — ISBN 978-5-9221-1241-3
  81. Yeomans, Donald K. JPL Small-Body Database Search Engine. NASA JPL. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 26 апреля 2007.
  82. Tedesco, E. F.; and Desert, F.-X. (2002). «The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search». The Astronomical Journal 123 (4): 2070—2082. DOI:10.1086/339482. Bibcode: 2002AJ….123.2070T.
  83. Krasinsky, G. A.; Pitjeva, E. V.; Vasilyev, M. V.; and Yagudina, E. I. (July 2002). «Hidden Mass in the Asteroid Belt». Icarus 158 (1): 98—105. DOI:10.1006/icar.2002.6837. Bibcode: 2002Icar..158…98K.
  84. Pitjeva, E. V. (2005). «High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants» (PDF). Solar System Research 39 (3): 176. DOI:10.1007/s11208-005-0033-2.
  85. 1 2 Wiegert, P.; Balam, D.; Moss, A.; Veillet, C.; Connors, M.; and Shelton, I. (2007). «Evidence for a Color Dependence in the Size Distribution of Main-Belt Asteroids» (abstract). The Astronomical Journal 133 (4): 1609—1614. DOI:10.1086/512128. Проверено 2008-09-06.
  86. Clark, B. E. (1996). «New News and the Competing Views of Asteroid Belt Geology». Lunar and Planetary Science 27: 225—226. Bibcode: 1996LPI….27..225C.
  87. Margot, J. L.; and Brown, M. E. (2003). «A Low-Density M-type Asteroid in the Main Belt». Science 300 (5627): 1939—1942. DOI:10.1126/science.1085844. PMID 12817147. Bibcode: 2003Sci…300.1939M.
  88. Mueller, M.; Harris, A. W.; Delbo, M.; and the MIRSI Team. (2005). «21 Lutetia and other M-types: Their sizes, albedos, and thermal properties from new IRTF measurements». Bulletin of the American Astronomical Society 37: 627. Bibcode: 2005DPS….37.0702M.
  89. 1 2 Duffard, R.; and Roig, F. Two new basaltic asteroids in the Outer Main Belt (2007). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 14 октября 2007.
  90. 1 2 3 Than, Ker. Strange Asteroids Baffle Scientists. space.com (2007). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 14 октября 2007.
  91. Low, F. J.; et al. (1984). «Infrared cirrus — New components of the extended infrared emission». Astrophysical Journal, Part 2 — Letters to the Editor 278: L19—L22. DOI:10.1086/184213. Bibcode: 1984ApJ…278L..19L.
  92. David Jewitt Interview with David Jewitt. YouTube. Проверено 14 октября 2007.
  93. The Final IAU Resolution on the Definition of «Planet» Ready for Voting. IAU (24 August 2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 марта 2007.
  94. IAU draft resolution (2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  95. IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 29 марта 2007.
  96. Parker, J. W.; Stern, S. A.; Thomas, P. C.; Festou, M. C.; Merline, W. J.; Young, E. F.; Binzel, R. P.; and Lebofsky, L. A. (2002). «Analysis of the First Disk-resolved Images of Ceres from Ultraviolet Observations with the Hubble Space Telescope». The Astronomical Journal 123 (1): 549—557. DOI:10.1086/338093. Bibcode: 2002AJ….123..549P. Проверено 2008-09-06.
  97. 1 2 Asteroid 1 Ceres. The Planetary Society. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  98. Key Stages in the Evolution of the Asteroid Vesta. Hubble Space Telescope news release (1995). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  99. Russel, C. T.; et al. Dawn mission and operations. NASA/JPL (2007). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  100. Torppa, J.; et al. (1996). «Shapes and rotational properties of thirty asteroids from photometric data». Icarus 164 (2): 346—383. DOI:10.1016/S0019-1035(03)00146-5. Bibcode: 2003Icar..164..346T.
  101. Larson, H. P.; Feierberg, M. A.; and Lebofsky, L. A. The composition of asteroid 2 Pallas and its relation to primitive meteorites (1983). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  102. Barucci, M. A.; et al. 10 Hygiea: ISO Infrared Observations (PDF) (2002). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 21 октября 2007.
  103. Ceres the Planet. orbitsimulator.com. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  104. D. Cohen. Earth’s natural wealth: an audit, NewScientist, 23 May 2007
  105. University of Toronto (2009, October 19). Geologists Point To Outer Space As Source Of The Earth’s Mineral Riches. ScienceDaily
  106. James M. Brenan and William F. McDonough. Core formation and metal-silicate fractionation of osmium and iridium from gold. — Nature Geoscience (18 October 2009)
  107. Mining the Sky: Untold Riches from the Asteroids, Comets, and Planets / John S. Lewis (1998) ISBN 0-201-47959-1

Литература

  • Elkins-Tanton Linda T. Asteroids, Meteorites, and Comets. — First. — New York: Chelsea House, 2006. — ISBN 0-8160-5195-X
  • Blair, Edward C. Asteroids: overview, abstracts, and bibliography. — 2002. — ISBN 978-1590334829
  • Britt, Daniel T.; Colsolmagno, Guy; Lebofsky, Larry Main-Belt Asteroids // Encyclopedia of the solar system. — 2007. — ISBN 978-0120885893
  • Kovács, József The discovery of the first minor planets // The European scientist: symposium on the era and work of Franz Xaver von Zach (1754—1832). — 2004. — Vol. 24, Acta Historica Astronomiae. — ISBN 978-3817117482
  • Lewis, John S. Meteorites and Asteroids // Physics and chemistry of the solar system. — 2004. — ISBN 978-0124467446
  • Martínez, V. J.; Miralles, J. A.; Marco, E.; Galadí-Enríquez, D. Astronomía fundamental. — 2005. — ISBN 978-84-370-6104-7
  • Marvin, Ursula B. Meteorites in history: an overview from the Renaissance to the 20th century // The history of meteoritics and key meteorite collections: fireballs, falls and finds. — 2006. — ISBN 978-1862391949

Ссылки

Пояс астероидов — это… Что такое Пояс астероидов?

Этот звуковой файл был создан на основе введения в статью версии за 18 сентября 2011 года и не отражает правки после этой даты.

cм. также другие аудиостатьи

По́яс астеро́идов — область Солнечной системы, расположенная между орбитами Марса и Юпитера, являющаяся местом скопления множества объектов всевозможных размеров, преимущественно неправильной формы, называемых астероидами или малыми планетами.

Эту область также часто называют главным поясом астероидов[1] или просто главным поясом[2][3], подчёркивая тем самым её отличие от других подобных областей скопления малых планет, таких как пояс Койпера за орбитой Нептуна, а также скопления объектов рассеянного диска или облака Оорта.

Выражение «пояс астероидов» вошло в обиход в начале 1850-х годов[4][5]. Первое употребление этого термина связывают с именем Александра фон Гумбольдта и его книгой «Cosmos: A Sketch of a Physical Description of the Universe»[6].

Суммарная масса главного пояса равна примерно 4% массы Луны, больше половины её сосредоточено в четырёх крупнейших объектах: Церера, (2) Паллада, (4) Веста и (10) Гигея. Их средний диаметр составляет более 400 км, а самый крупный из них, Церера, единственная в главном поясе карликовая планета, имеет диаметр более 950 км и вдвое превышает суммарную массу Паллады и Весты[7]. Но большинство астероидов, которых насчитывается несколько миллионов, значительно меньше, вплоть до нескольких десятков метров. При этом астероиды настолько сильно рассеяны в данной области космического пространства, что ни один космический аппарат, пролетавший через эту область, не был повреждён ими.

Причина такого состава пояса астероидов в том, что он начал формироваться непосредственно вблизи Юпитера, чьё гравитационное поле постоянно вносило серьёзные возмущения в орбиты планетезималей. Получаемый от Юпитера избыток орбитальной энергии приводил к более жёстким столкновениям этих тел между собой, что препятствовало их слипанию в протопланету и её дальнейшему укрупнению.

В результате большинство планетезималей оказались раздробленными на многочисленные мелкие фрагменты, большая часть из которых либо была выброшена за пределы Солнечной системы, чем объясняется низкая плотность пояса астероидов, либо перешла на вытянутые орбиты, по которым они, попадая во внутреннюю область Солнечной системы, сталкивались с планетами земной группы; этот феномен получил название поздней тяжёлой бомбардировки.

Столкновения между астероидами случались и после этого периода, что приводило к появлению многочисленных астероидных семейств — групп тел со сходными орбитами и химическим составом, в которые входит значительное число существующих на сегодня астероидов, а также к образованию мелкой космической пыли, формирующей зодиакальный свет.

Помимо этого, гравитация Юпитера также создаёт области неустойчивых орбит, где из-за резонансов с Юпитером практически отсутствуют астероиды. Астероид, попадающий туда, за относительно короткое время будет выброшен с этой орбиты за пределы Солнечной системы или пополнит популяцию астероидов, пересекающих орбиты внутренних планет. Сейчас астероидов в таких областях практически не осталось, но орбиты многих небольших астероидов продолжают медленно изменяться под влиянием других факторов.

Главной отличительной чертой, характеризующей отдельные астероиды, является их спектр, по которому можно судить о химическом составе данного тела. В главном поясе, в зависимости от химического состава, выделено 3 основных спектральных класса астероидов: углеродные (класс C), силикатные (класс S) и металлические или железные (класс M). Все эти классы астероидов, особенно металлические, представляют интерес с точки зрения космической индустрии в целом и промышленного освоения астероидов в частности.

История изучения астероидов

Правило Тициуса — Боде

Итальянский астроном Джузеппе Пиацци, открывший Цереру, которая первоначально считалась планетой, потом в течение двух сотен лет просто крупным астероидом и наконец окончательно была определена в статусе как карликовая планета

Своеобразной предысторией начала изучения пояса астероидов можно считать открытие зависимости, приблизительно описывающей расстояния планет от Солнца, получившей название правила Тициуса — Боде. Суть правила заключается в том, что расположение орбит планет Солнечной системы может быть приблизительно описано эмпирической формулой вида:

,

где  — порядковый номер планеты (при этом для Меркурия следует полагать , а никакой известной планеты не соответствует).

Впервые оно было сформулировано и опубликовано немецким физиком и математиком Иоганном Тициусом ещё в 1766 году[8][9][10], но несмотря на то, что ему, с указанными оговорками, удовлетворяли все шесть известных на то время планет (от Меркурия до Сатурна), правило долго не привлекало внимания. Так продолжалось до тех пор, пока в 1781 году не был открыт Уран, большая полуось орбиты которого точно соответствовала предсказанной данной формулой. После этого Иоганн Элерт Боде высказал предположение о возможности существования пятой от Солнца планеты между орбитами Марса и Юпитера, которая, согласно данному правилу, должна была находиться на расстоянии 2,8 а. е. и при этом до сих пор не была обнаружена[10]. Открытие Цереры в январе 1801 года, причём именно на указанном расстоянии от Солнца, привело к усилению доверия к правилу Тициуса — Боде среди астрономов, которое сохранялось вплоть до открытия Нептуна.

Открытие Цереры

Первым поиски планеты между Марсом и Юпитером ещё в 1787 году начал барон Франц Ксавер. Но после нескольких лет безуспешных наблюдений он понял, что нуждается в помощи других астрономов, поэтому в сентябре 1800 года он собрал группу из 24 учёных для совместных поисков планеты, образовав нечто вроде неформального клуба под названием «Общество Лилиенталя». Однако наибольшую известность эта группа получила как «Himmelspolizei», или «небесная полиция». Наиболее именитыми её членами были Уильям Гершель, Шарль Мессье и Генрих Ольберс[11]. Они разделили зодиакальную часть неба вблизи эклиптики на 24 части (по числу астрономов), предоставив каждому зодиакальную область шириной 15° для поиска планеты[12]. Задача состояла в описании координат всех звёзд в области зодиакальных созвездий на определённый момент. В последующие ночи проверялись координаты и выделялись объекты, которые смещались на большее расстояние. Предполагаемое смещение искомой планеты должно было составлять около 30 угловых секунд в час, что легко заметить.

Несмотря на усилия «небесной полиции», планета была случайно обнаружена человеком, который не состоял в клубе — итальянским астрономом из университета Палермо в Сицилии Джузеппе Пиацци, наблюдавшим её в ночь на 1 января 1801 года. Составляя полный каталог звёзд из созвездия Тельца, он обнаружил маленькую точку света, движущуюся на фоне звёзд. Последующие наблюдения подтвердили, что она является не звездой, а новым объектом Солнечной системы. Первоначально Пиацци принял её за комету, но отсутствие комы натолкнуло его на мысль, что этот объект может являться планетой[11]. Она находилась на расстоянии 2,77 а. е. от Солнца, что почти точно соответствовало предсказаниям правила Тициуса — Боде. Пиацци назвал планету Церера, в честь римской богини урожая и покровительницы Сицилии.

Вскоре после обнаружения объект был потерян. Но благодаря сложнейшим вычислениям, проделанным всего за несколько часов 24-летним Карлом Гауссом по новому, им же самим открытому методу (метод наименьших квадратов), ему удалось указать место, где искать беглянку, где она и была вскоре обнаружена.

Открытие Паллады и других астероидов

Пятнадцать месяцев спустя, 28 марта 1802 года, Генрих Ольберс открыл второй крупный объект в этой же области Солнечной системы, который получил имя Паллада. Её большая полуось была примерно такой же, как у Цереры, но вот эксцентриситет и наклон, напротив, сильно отличались от аналогичных параметров Цереры. Самое главное, что оба открытых тела, в отличие от других планет, даже в самые сильные телескопы того времени выглядели как точки света, то есть разглядеть их диски не удавалось, и если бы не их быстрое движение, то они были бы неотличимы от звёзд. Поэтому 6 мая 1802 года после изучения характера и размера этих двух новых объектов Уильям Гершель предлагает классифицировать их как отдельный класс объектов, названный им «астероиды», от греч. Αστεροειδής, что означает «звездоподобный»[13][14][15]. Определение намеренно было выбрано несколько неоднозначным, чтобы оно было «достаточно широким для покрытия всех возможных будущих открытий». Однако, несмотря на усилия Гершеля ввести этот новый термин, в течение нескольких десятилетий астрономы продолжали называть вновь открытые объекты «планетами»[8]. Так, Церера называлась планетой вплоть до 1860-х годов, когда она всё-таки была отнесена к классу астероидов, в котором и находилась до 2006 года, пока вместе с Плутоном и некоторыми другими транснептуновыми объектами не была переведена в разряд карликовых планет. Но по мере увеличения количества открытых астероидов система их классификации и обозначения становилась всё более громоздкой, и в начале 1850-х по предложению Александра фон Гумбольдта они были исключены из состава планет и постепенно всё чаще стали называться астероидами.

Надо отметить, что австрийский астроном Йозеф Литров предложил ещё одно, гораздо более информативное обозначение — «зенареид». Образованное от греческих имён Юпитера и Марса (Зевс и Арей), название это указывало на расположение пояса астероидов между орбитами этих двух планет. Однако термин этот опоздал: новые тела уже были названы другим словом, к тому же термин «зенареид» был несколько громоздким и вычурным. Поэтому в науку он так и не вошёл, лишь изредка он встречается в старой немецкой астрономической литературе[16].

К 1807 году было открыто ещё два объекта, получивших названия Юноны и Весты[17]. Но на этом открытия и закончились. Начавшаяся эпоха наполеоновских войн послужила своего рода окончанием первого исторического этапа в истории поиска астероидов. Отыскать новые астероиды никак не удавалось, и большинство астрономов решило, что их больше нет, и прекратило исследования. Однако Карл Людвиг Хенке проявил настойчивость, в 1830 году возобновив поиск новых астероидов, и в 1845 году обнаружил Астрею — первый за 38 лет новый астероид. А ещё менее чем два года спустя была открыта Геба. После этого к поискам подключились и другие астрономы по всему миру, и открытие новых астероидов пошло ускоряющимися темпами — не менее одного в год. По мере совершенствования телескопов темпы открытия астероидов непрестанно возрастали, и уже к середине 1868 года их число перевалило за сотню.

Когда стало ясно, что, кроме Цереры, примерно на том же расстоянии от Солнца находится множество других более мелких тел, чтобы как-то объяснить это с позиции правила Тициуса — Боде, была выдвинута гипотеза, что они образовались в результате разрушения планеты Фаэтон, которая раньше находилась на этой орбите. Впоследствии эта гипотеза была опровергнута, поскольку выяснилось, что из-за гравитационного влияния Юпитера на данном расстоянии от Солнца сколь-нибудь крупное тело образоваться просто не может.

Известные «охотники за астероидами» того времени  

С открытием же Нептуна в 1846 году правило Тициуса — Боде оказалось полностью дискредитированным в глазах учёных, поскольку большая полуось данной планеты была далека от предсказанного правилом[18].

Планета i k Радиус орбиты (а. е.)
по правилу фактический
Меркурий −1 0 0,4 0,39
Венера 0 1 0,7 0,72
Земля 1 2 1,0 1,00
Марс 2 4 1,6 1,52
Пояс астероидов 3 8 2,8 в сред. 2,2—3,6
Юпитер 4 16 5,2 5,20
Сатурн 5 32 10,0 9,54
Уран 6 64 19,6 19,22
Нептун выпадает 30,06
Плутон 7 128 38,8 39,5
Эрида 8 256 77,2 67,7

Новый этап в изучении астероидов начался с применением в 1891 году Максом Вольфом метода астрофотографии для поиска новых астероидов[19]. Он заключался в том, что на фотографиях с длинным периодом экспонирования астероиды оставляли короткие светлые линии, в то время как звёзды оставались точками благодаря тому, что телескоп поворачивается вслед за вращением небесной сферы. Этот метод значительно ускорил обнаружение новых астероидов по сравнению с ранее использовавшимися методами визуального наблюдения: Макс Вольф в одиночку обнаружил 248 астероидов, начиная с астероида (323) Брюсия, тогда как до него за несколько десятилетий было обнаружено немногим более 300.

Первая тысяча астероидов была обнаружена уже к октябрю 1921 года, 10 000 к 1981[20], к 2000 году количество открытых астероидов перевалило за 100 000, а по состоянию на 6 сентября 2011 года число нумерованных астероидов составляет уже 285 075[21].

Известно, что пояс астероидов содержит гораздо большее их количество, чем известно сейчас (всё зависит от того, сколь малые тела можно называть астероидами). Однако, поскольку современные системы поиска новых астероидов позволяют выявлять их совершенно автоматически практически без участия человека, большинство учёных не занимаются их поиском, называя астероиды «космическим мусором», оставшимся после формирования Солнечной системы. Сейчас большее внимание уделяется астероидам, потенциально опасным для Земли. Они называются астероидами, сближающимися с Землёй, и входят в группу околоземных объектов, к которым также относятся некоторые кометы и метеороиды.

Исследования

Первым космическим аппаратом, пролетевшим через пояс астероидов, стал «Пионер-10», который долетел до области главного пояса 16 июля 1972 года. В то время ещё была обеспокоенность по поводу возможности столкновения аппарата с одним из небольших астероидов, однако с тех пор на пути к внешним планетам через пояс астероидов без всяких инцидентов пролетело уже 9 космических аппаратов.

Аппараты «Пионер-11», «Вояджер-1» и «Вояджер-2», а также зонд «Улисс» пролетали через пояс без запланированных или случайных сближений с астероидами. Аппарат «Галилео» стал первым космическим аппаратом, который сделал снимки астероидов. Первыми сфотографированными объектами стали астероид (951) Гаспра в 1991 году и астероид (243) Ида в 1993 году. После этого в НАСА была принята программа, согласно которой любой аппарат, пролетающий через пояс астероидов, должен, по возможности, пролететь мимо какого-либо астероида. В последующие годы космическими зондами и аппаратами были получены изображения ряда мелких объектов, таких как (253) Матильда в 1997 году с аппарата NEAR Shoemaker, (2685) Мазурский в 2000 году с «Кассини», (5535) Аннафранк в 2002 году со «Стардаст», (132524) APL в 2006 с зонда «Новые горизонты», (2867) Штейнс в 2008 году и (21) Лютеция в 2010 году с «Розетты»[22].

Большинство изображений астероидов главного пояса, переданных космическими аппаратами, получены в результате краткого пролёта зондов вблизи астероидов на пути к основной цели миссии — для подробного изучения астероидов отправляли только два аппарата: NEAR Shoemaker, который исследовал (433) Эрос и Матильду[23], а также «Хаябуса», главной целью которого было изучение (25143) Итокава. Аппарат в течение длительного времени изучал поверхность астероида и даже, впервые в истории, доставил частицы грунта с его поверхности[24].

27 сентября 2007 года к крупнейшим астероидам Весте и Церере была отправлена автоматическая межпланетная станция Dawn. Аппарат достиг Весты 16 июля 2011 года и вышел на её орбиту. После изучения астероида в течение полугода он направится к Церере, которой достигнет в 2015 году. Если зонд будет продолжать работать и после изучения этих двух астероидов, то возможно расширение его миссии для исследования Паллады[25].

Происхождение

Диаграмма распределения астероидов главного пояса в зависимости от наклона орбиты и размера большой полуоси. Красный — центральные области, голубой — периферия

Формирование

Исследователи космоса высказывают различные предположения о причине большой концентрации астероидов в сравнительно узком пространстве межпланетной среды между орбитами Марса и Юпитера.

Наибольшую популярность среди господствующих в XIX веке гипотез о происхождении тел пояса астероидов получила гипотеза, предложенная в 1802 году, вскоре после обнаружения Паллады, немецким учёным Генрихом Ольберсом. Он предположил, что Церера и Паллада могут быть фрагментами гипотетической планеты Фаэтон, когда-то существовавшей между орбитами Марса и Юпитера и разрушенной в результате столкновения с кометой много миллионов лет назад[19]. Однако более поздние исследования опровергают эту гипотезу. Аргументами против являются очень большое количество энергии, необходимое, чтобы разрушить целую планету, крайне малая суммарная масса всех астероидов главного пояса, которая составляет лишь 4% массы Луны, и практическая невозможность формирования крупного объекта типа планеты в области Солнечной системы, испытывающей сильные гравитационные возмущения от Юпитера. Существенные различия химического состава астероидов также исключают возможность их происхождения из одного тела[26]. Скорее всего, пояс астероидов является не разрушенной планетой, а планетой, которая так и не смогла сформироваться ввиду гравитационного влияния Юпитера и, в меньшей степени, других планет-гигантов.

В целом формирование планет и астероидов Солнечной системы близко к описанию этого процесса в небулярной гипотезе, согласно которой 4,5 млрд лет назад облака межзвёздного газа и пыли под действием гравитации образовали вращающийся газопылевой диск, в котором происходили уплотнение и конденсация вещества диска. В течение первых нескольких миллионов лет истории Солнечной системы, вследствие турбулентных и других нестационарных явлений, в результате слипания при взаимных столкновениях мелких частиц замёрзшего газа и пыли возникали сгустки вещества. Этот процесс получил название аккреции. Взаимные неупругие столкновения, наряду с возрастающим по мере увеличения их размеров и массы гравитационным взаимодействием, вызывали увеличение скорости роста сгустков. Затем сгустки вещества притягивали окружающие пыль и газ, а также другие сгустки, объединяясь в планетезимали, из которых впоследствии образовались планеты[27][28].

С увеличением расстояния от Солнца уменьшалась средняя температура газопылевого вещества, и, соответственно, менялся его общий химический состав. Кольцевая зона протопланетного диска, из которого впоследствии сформировался главный пояс астероидов, оказалась вблизи границы конденсации летучих соединений, в частности, водяного пара. Именно в этом кроется причина образования в этом месте пояса астероидов вместо полноценной планеты. Близость этой границы привела к опережающему росту зародыша Юпитера, находившегося рядом и ставшего центром аккумуляции водорода, азота, углерода и их соединений, покидавших более разогретую центральную часть Солнечной системы.

Мощные гравитационные возмущения со стороны быстро растущего зародыша Юпитера воспрепятствовали образованию в поясе астероидов достаточно крупного протопланетного тела[29]. Процесс аккумуляции вещества там остановился в тот момент, когда успели сформироваться только несколько десятков планетезималей допланетного размера (около 500—1000 км), которые затем начали дробиться при столкновениях[30], вследствие быстрого роста их относительных скоростей (от 0,1 до 5 км/с)[31]. Причина их роста кроется в орбитальных резонансах, а именно, в так называемых щелях Кирквуда, соответствующих орбитам, периоды обращения на которых соотносятся с периодом обращения Юпитера как целые числа (4:1, 3:1, 5:2).

На таких орбитах сближение с Юпитером происходит наиболее часто и его гравитационное влияние максимально, поэтому астероиды там практически отсутствуют. Между орбитами Марса и Юпитера лежит несколько зон таких резонансов, более или менее сильных. На определённом этапе своего формирования Юпитер начал мигрировать во внутреннюю часть Солнечной системы[32], в результате эти резонансы прокатились по всему поясу, внося возмущения в орбиты астероидов и увеличивая скорость их движения[33]. При этом протоастероиды испытывали многочисленные столкновения, причём не только между собой, но и с телами, вторгавшимися в пояс астероидов из зон Юпитера, Сатурна и более далёкой периферии Солнечной системы. До этого постепенный рост родительских тел астероидов был возможен благодаря их небольшим относительным скоростям (до 0,5 км/с), когда столкновения объектов заканчивались их объединением, а не дроблением. Увеличение же потока тел, вбрасываемых в пояс астероидов Юпитером и Сатурном, привело к тому, что относительные скорости родительских тел астероидов значительно возросли (до 3—5 км/с) и стали более хаотическими, что сделало процесс дальнейшего укрупнения тел невозможным. Процесс аккумуляции родительских тел астероидов сменился процессом их фрагментации при взаимных столкновениях, и возможность формирования крупной планеты на данном расстоянии от Солнца навсегда исчезла[34].

Предполагается, что в результате гравитационных возмущений большая часть материала главного пояса была рассеяна в течение первых двух миллионов лет с момента его образования, оставив менее 0,1% вещества от первоначальной массы, которой, согласно результатам компьютерного моделирования, могло хватить для образования планеты с массой Земли[30]. Вполне возможно, что некоторые из этих астероидов могли сохраниться в поясе Койпера или среди ледяных тел облака Оорта, но значительная часть, вероятно, была просто выброшена за пределы Солнечной системы.

Эволюция

С момента образования из первичной туманности большинство астероидов претерпело значительные изменения, причиной которых были значительный нагрев в первые несколько миллионов лет после их образования, дифференциация недр в крупных планетезималях и дробление последних на отдельные более мелкие фрагменты, плавление поверхности в результате ударов микрометеоритов и влияние процессов космического выветривания, происходивших под действием солнечной радиации на протяжении всей истории Солнечной системы[35][36][37][38]. Несмотря на это, многие учёные продолжают считать их остатками планетезималей и надеются найти в них первичное вещество, из которого состояло газопылевое облако и которое могло сохраниться в глубине астероидов[39], другие считают, что с момента образования астероиды претерпели слишком серьёзные изменения[40].

При этом область газопылевого облака, из которой образовались астероиды, вследствие своего довольно специфического расположения, оказалась весьма неоднородной по составу, в зависимости от расстояния до Солнца: с удалением от Солнца (в области от 2,0 до 3,5 а. е.) относительное содержание в ней простейших силикатных соединений резко убывало, а содержание лёгких летучих соединений, в частности, воды, наоборот, возрастало. При этом многие родительские тела современных астероидов находились в частично или полностью расплавленном состоянии. По крайней мере, те из них, которые содержали высокую долю силикатных соединений и находились ближе к Солнцу, уже были разогреты и испытали гравитационную дифференциацию недр (расслоение вещества на более и менее плотное), а некоторые из них и вовсе могли пережить периоды активного вулканизма и сформировать океаны магмы на поверхности, наподобие морей на Луне. Источником разогрева могли быть либо распад радиоактивных изотопов, либо действия индукционных токов, наведённых в веществе этих тел мощными потоками заряженных частиц из молодого и активного Солнца.

Родительскими телами астероидов (протоастероидами), по каким-то причинам сохранившимися до наших дней, являются такие крупнейшие астероиды, как Церера и (4) Веста. В процессе гравитационной дифференциации протоастероидов, испытавших нагревание, достаточное для плавления их силикатного вещества, в них выделились металлические ядра и более лёгкие силикатные оболочки, а в некоторых случаях (например, у Весты) даже базальтовая кора, как у планет земной группы. Однако, поскольку вещество в зоне астероидов содержало значительное количество летучих соединений, его средняя температура плавления была относительно низкой. Как было показано с помощью математического моделирования и численных расчётов, для такого силикатного вещества она могла быть в диапазоне 500—1000 °C. Столь низкая температура в сочетании с небольшими размерами астероидов обеспечила быстрое остывание протоастероидов, в итоге, согласно расчётам, период расплавления этих тел мог продолжаться в течение не более чем нескольких миллионов лет[41]. Изучение кристаллов циркония, найденных в августе 2007 года в антарктических метеоритах, предположительно происходивших с Весты, подтверждает, что её вещество находилось в расплавленном состоянии совсем недолго по геологическим меркам[42].

Начавшаяся почти одновременно с этими процессами миграция Юпитера во внутреннюю часть Солнечной системы и, как следствие, прокатившиеся по поясу астероидов орбитальные резонансы привели к тому, что только что сформировавшиеся и прошедшие дифференциацию недр протоастероиды начали сходить с орбит и сталкиваться между собой. При относительных скоростях около нескольких километров в секунду столкновения тел, состоявших из нескольких силикатных оболочек с различной механической прочностью (чем больше в твёрдом веществе содержится металлов, тем более оно прочное), приводили к «сдиранию» и дроблению до мелких фрагментов, в первую очередь, наименее прочных внешних силикатных оболочек, что привело к появлению большого числа новых астероидов, но гораздо меньших размеров.

Однако надолго эти фрагменты, как, впрочем, и более крупные тела, в главном поясе не задерживались, а были рассеянны и, по большей части, выброшены за пределы главного пояса. Основным механизмом подобного рассеивания мог быть орбитальный резонанс с Юпитером. Резонансы 4:1 и 2:1 на расстояниях 2,06 и 3,27 а. е. можно считать, соответственно, внутренней и внешней границами главного пояса, за пределами которых количество астероидов резко падает. Орбиты астероидов, которые попадают в область резонанса, становятся крайне нестабильными, поэтому астероиды в достаточно короткий срок выбрасываются с этих орбит и переходят на более стабильные или вовсе покидают Солнечную систему. Большинство астероидов, которые попадали на эти орбиты, были рассеяны либо Марсом, либо Юпитером[43]. Астероиды семейства Венгрии, располагающиеся внутри резонанса 4:1, и семейства Кибелы на внешней границе пояса защищены от рассеивания высоким наклоном орбиты[44].

Впрочем, как показывает численное моделирование столкновений силикатных тел астероидных размеров, многие из существующих сейчас астероидов после взаимных столкновений могли реаккумулировать, то есть объединиться из оставшихся фрагментов, и тем самым представлять собой не монолитные тела, а движущиеся «груды булыжников» (англ.).

Подобные столкновения также могли привести к образованию у ряда астероидов гравитационно связанных с ними небольших спутников. Эта гипотеза, хотя и вызывала жаркие дискуссии среди учёных в прошлом, была подтверждена, в частности, наблюдениями за специфическим изменением блеска астероидов, а потом и напрямую, на примере астероида (243) Ида. С помощью космического аппарата «Галилео» 28 августа 1993 года удалось получить изображения этого астероида вместе с его спутником (который позднее назвали Дактилем). Размер Иды 58 × 23 км, Дактиля — 1,5 км, расстояние между ними 85 км.

Когда миграция Юпитера прекратилась и орбиты астероидов стабилизировались, число столкновений между астероидами резко снизилось, в результате на протяжении большей части истории главного пояса распределение размеров астероидов в нём оставалось относительно стабильным[45].

Интересно, что, когда пояс астероидов только начал формироваться, на расстоянии 2,7 а. е. от Солнца образовалась так называемая «снеговая линия», где максимальная температура на поверхности астероида не превышала температуру таяния льда. В результате на астероидах, формировавшихся за пределами этой линии, смогла конденсироваться вода в виде льда, что привело к появлению астероидов с большим содержанием льда на поверхности[46][47].

Одной из разновидностей таких астероидов стали кометы главного пояса, об открытии которых было объявлено в 2006 году. Они располагаются во внешней части главного пояса за пределами снеговой линии. Вполне возможно, что именно эти астероиды могли быть источниками воды в земных океанах, попав на Землю во время кометной бомбардировки, поскольку изотопный состав вещества комет из облака Оорта не соответствует распределению изотопов в воде земной гидросферы[48].

Орбиты и вращение

Диаграмма распределения астероидов в зависимости от эксцентриситета и большой полуоси (центр пояса показан красным, периферия — синим)

Астероиды движутся по орбитам вокруг Солнца в том же направлении, что и планеты, в зависимости от величины большой полуоси, их период обращения колеблется от 3,5 до 6 лет. Большинство астероидов, как видно из диаграммы справа, движется по орбитам с эксцентриситетом не более 0,4, но существует немало астероидов, движущихся по сильно вытянутым орбитам с эксцентриситетом до 0,6, например, как у астероида (944) Идальго и выше. Наклон орбиты типичного астероида не превышает 30°, хотя тут тоже есть свои рекордсмены: астероид (945) Барселона, наклон орбиты которого составляет 32,8°. Для основной массы астероидов среднее значение наклона орбиты составляет не более 4° и эксцентриситета около 0,07[49].

Область пространства, располагающаяся между двумя орбитальными резонансами 4:1 и 2:1, что соответствует орбитальным расстояниям 2,06 и 3,27 а. е., иногда называется ядром пояса астероидов и содержит до 93,4 % всех нумерованных астероидов. Она включает в себя астероиды с эксцентриситетом не более 0,33 и наклоном менее 20°, большие полуоси которых лежат в указанных выше пределах[50].

Поверхность большинства астероидов диаметром более 100 м, вероятно, покрыта толстым слоем раздробленной породы и пыли, образовавшихся при падении метеоритов или собранных в процессе движения по орбите[51]. Измерения периодов вращения астероидов вокруг своей оси показали, что существует верхний предел скоростей вращения для относительно крупных астероидов диаметром более 100 м, который составляет 2,2 часа. В астероидах, вращающихся быстрее, силы инерции, возникающие в результате вращения, начинают превышать силу тяжести, из-за чего ничто не может удержаться на поверхности такого астероида. Вся пыль и щебень, возникающие на его поверхности при падении метеоритов, сразу же выбрасываются в окружающее пространство. Однако астероид, представляющий собой твёрдое цельное тело, а не просто груду щебня  (англ.), из-за действующих внутри него сил сцепления, в принципе, может вращаться и с большей скоростью.

Влияние эффекта Ярковского

Хотя орбитальные резонансы с Юпитером являются наиболее мощным и эффективным способом изменения орбит астероидов, существуют и другие механизмы смещения астероидов с их первоначальных орбит. Одним из таких механизмов является эффект Ярковского.

Он был предсказан русским учёным XIX века И. О. Ярковским и состоит в возможности изменения орбиты тела в космическом пространстве под действием давления солнечного света. Он высказал предположение, что солнечный свет способен нести небольшой импульс, который передаётся космическому телу при поглощении им света. А неравномерность теплового излучения нагревающейся и охлаждающейся сторон самого космического тела приводит к созданию слабого реактивного импульса, значение которого достаточно для медленного изменения большой полуоси орбит небольших маломассивных астероидов[52].

При этом прямые солнечные лучи не способны изменить орбиту астероида, поскольку они действуют по той же оси, что и гравитационное притяжение Солнца. Ключевая идея заключается в том, что астероид имеет разное распределение температур на поверхности, а следовательно и разную интенсивность инфракрасного излучения. Чем сильнее нагрето тело (вечерняя сторона тела), тем больше тепла излучает поверхность и тем сильнее создаваемый реактивный импульс, с другой стороны, чем холоднее поверхность (утренняя сторона тела), тем меньше интенсивность инфракрасного излучения и тем слабее создаваемый реактивный импульс. Именно в этом и кроется механизм изменения орбиты: с нагретой стороны на тело действует большой реактивный импульс, а импульс с холодной стороны слишком мал, чтобы его скомпенсировать, за счёт этого, в зависимости от направления вращения астероида, происходит замедление или ускорение его движения по орбите, а изменение скорости вызывает удаление или приближение тела к Солнцу[53].

Схема действия YORP-эффекта на астероид асимметричной формы

Однако воздействие данного эффекта не ограничивается одним лишь изменением орбиты. С учётом влияния некоторых новых параметров, таких как альбедо и форма астероида, этот эффект также может вызывать изменение скорости вращения астероида не только по орбите, но и вокруг своей оси, а также влиять на угол её наклона и прецессии. Этот уточнённый вариант эффекта Ярковского получил название YORP-эффект, которое является аббревиатурой первых букв фамилий учёных, внёсших наибольший вклад в изучение данного явления. Главным условием проявления этого эффекта является неправильная форма тела. Из-за этого при инфракрасном излучении с той части астероида, которая наиболее удалена от его центра масс, под действием реактивного импульса возникает крутящий момент, вызывающий изменение угловой скорости вращения астероида[54].

Щели Кирквуда

Этот график показывает распределение астероидов в центральной части главного пояса в зависимости от большой полуоси орбиты. Чёрные стрелки указывают на щели Кирквуда, где орбитальный резонанс с Юпитером дестабилизирует орбиты астероидов

Величина большой полуоси астероида используется для описания величины его орбиты вокруг Солнца и, наряду с эксцентриситетом, определяет орбитальный период астероида. В 1866 году американский астроном Дэниел Кирквуд высказал предположение о существовании в поясе астероидов пустых областей, где они почти полностью отсутствуют. Период обращения астероидов в этих областях, получивших название «щелей Кирквуда», находится в простом целочисленном соотношении с орбитальным периодом Юпитера, что приводит к регулярным сближениям астероидов с планетой-гигантом, вызывая явление орбитального резонанса. При этом гравитационное влияние Юпитера вызывает дестабилизацию орбит астероидов, что выражается в увеличении эксцентриситета и, как следствие, потере устойчивости орбиты и, в конечном итоге, приводит к выбрасыванию астероидов из области резонанса[55]. Те же астероиды, которые всё же вращаются в этих областях, либо изначально находились там («троянцы»)[56], либо были выброшены туда в результате взаимных столкновений.

Орбитальные резонансы бывают слабыми (9:2, 10:3, 11:6 и другие), когда сближения с Юпитером хоть и регулярны, но происходят не слишком часто, — в таких областях астероидов хоть и заметно меньше, но они всё же встречаются[57], — и сильными (4:1, 3:1, 5:2, 2:1), когда сближения с Юпитером происходят очень часто, раз в несколько лет, — там астероиды уже практически отсутствуют. Весь пояс астероидов иногда условно разделяют на три зоны.

  • «Зона I» (внутренняя) — располагается на расстоянии от 2,06 до 2,5 а. е. и ограничена орбитальными резонансами 4:1 и 3:1
  • «Зона II» (средняя) — располагается на расстоянии от 2,5 до 2,82 а. е. и ограничена орбитальными резонансами 3:1 и 5:2
  • «Зона III» (внешняя) — располагается на расстоянии от 2,82 до 3,27 а. е. и ограничена орбитальными резонансами 5:2 и 2:1[58].

Главный пояс часто также разделяют на две части: внутреннюю и внешнюю. К внутренней части пояса относятся астероиды, которые располагаются ближе к орбите Марса до орбитального резонанса 3:1 на расстоянии 2,5 а. е., и к внешней — астероиды, располагающиеся ближе к Юпитеру, уже после данной границы (некоторые авторы, впрочем, проводят её на расстоянии 3,3 а. е., что соответствует орбитальному резонансу 2:1).

В отличие от пробелов в кольцах Сатурна, пробелы в поясе астероидов нельзя визуально увидеть при фотографировании области резонанса, поскольку все астероиды движутся по эллиптическим орбитам и время от времени пересекают резонансные орбиты. Поэтому фактически пространственная плотность астероидов в данных областях в любой момент времени не сильно отличается от соседних регионов[59].

Поскольку при формировании Солнечной системы орбита Юпитера, как и орбиты других планет, претерпевала значительные изменения, а вместе с планетой перемещались и сами области орбитальных резонансов (щели Кирквуда)[32], это может объяснить, почему некоторые крупные астероиды всё же находятся в области резонансов.

Семейства и группы астероидов

На данной диаграмме зависимости наклона (ip) орбиты от эксцентриситета (ep) среди астероидов главного пояса хорошо видно несколько крупных астероидных скоплений

Семейства астероидов были обнаружены в 1918 году японским астрономом Киёцугу Хираяма, который провёл сравнительный анализ орбит довольно большого числа астероидов и первым заметил, что эти параметры сходны у некоторых из них[60].

На сегодняшний день известно, что почти каждый третий астероид входит в состав какого-либо семейства. Признаком принадлежности астероидов к одному семейству являются примерно одинаковые орбитальные параметры, такие как большая полуось, эксцентриситет и наклон орбиты, а также аналогичные спектральные особенности, последние указывают на общность происхождения астероидов семейства, образовавшихся в результате распада более крупного тела. Построение диаграммы зависимости наклонов орбит астероидов от их эксцентриситета позволяет наглядно выделить группы астероидов, указывающих на существование семейства.

Обнаружено уже несколько десятков астероидных семейств, большинство из них небольшие как по размеру астероидов, так и по их количеству, но есть и очень крупные семейства. В последнее время было обнаружено ещё несколько десятков скоплений астероидов, но их статус пока точно не определён. Он может быть окончательно подтверждён только в случае общности спектральных характеристик астероидов[61]. Меньшие ассоциации астероидов называются группами или кластерами.

Вот несколько наиболее крупных семейств астероидов, приведённых в порядке возрастания их больших полуосей: семейство Флоры, семейство Эвномии, семейство Корониды, семейство Эос и семейство Фемиды[62]. Семейство Флоры является одним из самых многочисленных, в него входит больше 800 астероидов, возможно, оно сформировалось в результате столкновения двух крупных астероидов около миллиарда лет назад[63]. Основную массу семейств представляют небольшие астероиды, но есть среди них и очень крупные. Крупнейшим астероидом, являющимся частью семейства, является астероид (4) Веста, который возглавляет одноимённое семейство. Считается, что оно образовалось при падении на Весту в районе её южного полюса крупного метеорита, который выбил из неё большое количество фрагментов, ставших семейством. Часть из них упала на Землю в виде HED-метеоритов (англ.)русск.[64].

Помимо этого, в главном поясе были обнаружены три полосы пыли, которые, судя по орбитальным параметрам, могут быть приурочены к трём семействам астероидов: Эос, Корониды и Фемиды[65].

Семейства на границах главного пояса

Ещё одним интересным семейством астероидов является семейство Венгрии, которое расположено вблизи внутренней границы главного пояса (между 1,78 и 2,0 а. е., со средними значениями больших полуосей 1,9 а. е.). Это небольшое семейство из 52 астероидов названо в честь самого крупного представителя — астероида (434) Венгрия. Астероиды семейства Венгрии отделены от основной массы астероидов главного пояса щелью Кирквуда, соответствующей одному из четырёх сильных орбитальных резонансов 4:1, и обладают значительным наклоном орбит. Причём из-за относительно высокого эксцентриситета некоторые из его членов в процессе движения вокруг Солнца пересекают орбиту Марса и, как следствие, испытывают сильное гравитационное воздействие с его стороны, что, вероятно, является фактором, снижающим численность данного семейства[66].

Другой группой астероидов во внутренней части главного пояса, обладающей высоким наклоном орбиты среди своих членов, является семейство Фокеи. Подавляющее большинство его представителей относятся к светлому спектральному классу S, в то время как большинство астероидов семейства Венгрии относится к классу E[67]. Орбиты астероидов семейства Фокеи расположены в промежутке между 2,25 и 2,5 а. е. от Солнца.

К внешней границе главного пояса также относится несколько семейств астероидов. Среди них выделяют семейство Кибелы, которое находится в промежутке между 3,3 и 3,5 а. е. от Солнца и в слабом орбитальном резонансе с Юпитером 7:4, а также семейство Хильды на орбитах между 3,5 и 4,2 а. е., находящееся в орбитальном резонансе с Юпитером 3:2. За пределами расстояния в 4,2 а. е. и вплоть до орбиты Юпитера также встречаются астероиды, но значительно реже, чем в самом поясе. Зато на самой орбите Юпитера находятся две очень крупные группы астероидов, получивших название троянских, которые приурочены к двум точкам Лагранжа L4 и L5. Впрочем, троянские астероиды существуют не только у Юпитера, но и у большинства других внешних планет[68].

Молодые семейства

Некоторые из существующих на сегодня семейств образовались в астрономическом масштабе совсем недавно. Ярким примером является семейство Карины, которое сформировалось сравнительно недавно, 5,7 млн лет назад, в результате катастрофического столкновения двух тел диаметром 30 и 5 км[69]. Другая молодая группа астероидов, семейство Веритас, образовалась 8,3 млн лет назад, тоже в результате столкновения; она включает в себя 62 астероида, а также пылевой шлейф на орбите[70][71][72].

Ещё более молодым является кластер Датуры, который образовался в результате столкновения двух небольших астероидов примерно 450 тыс. лет назад, согласно данным орбит членов кластера. Ещё одним молодым кластером, несколько старше предыдущего, является кластер астероида (4652) Ианнини, который, вероятно, образовался от 1 до 5 млн лет назад[71][72].

Столкновения

Относительно высокая концентрация тел в главном поясе создаёт среду, в которой очень часто по астрономическим меркам происходят столкновения между астероидами. Так, столкновения между крупными астероидами радиусами около 10 км происходят раз в 10 млн лет[73]. При столкновении крупных астероидов происходит их дробление на отдельные фрагменты, что может привести к образованию новой астероидной семьи или кластера. Впрочем, если астероиды сближаются на сравнительно небольших скоростях, это может привести не к дроблению астероидов, а, наоборот, к их объединению в одно более крупное тело. Именно этот процесс привёл к образованию планет 4 млрд лет назад. С тех пор влияние этих двух процессов полностью изменило пояс астероидов, и теперь он кардинально отличается от того, который существовал тогда.

Возможные последствия столкновения в поясе астероидов были обнаружены с помощью телескопа «Хаббл», данные которого показали наличие кометной активности у астероида (596) Шейла в период с 11 ноября по 3 декабря 2010 года. Учёные предполагают, что данный астероид столкнулся с неизвестным объектом диаметром порядка 35 м, на скорости около 5 км/с[74].

Пыль

Мелкая пыль в поясе астероидов, возникшая в результате столкновений астероидов, создаёт явление, известное как зодиакальный свет

Наряду с астероидами, в поясе существуют также шлейфы пыли, состоящие из микрочастиц радиусом в несколько сотен микрометров, которые образовались в результате столкновений между астероидами и их бомбардировки микрометеоритами. Однако, в связи с влиянием эффекта Пойнтинга — Робертсона, эта пыль под действием солнечной радиации постепенно по спирали движется к Солнцу[75].

Сочетание астероидной пыли и пыли, выбрасываемой кометами, даёт явление зодиакального света. Это слабое свечение простирается в плоскости эклиптики в виде треугольника, и его можно увидеть в экваториальных районах вскоре после захода или незадолго перед восходом Солнца. Размеры частиц, которые его вызывают, в среднем колеблются в районе 40 мкм, а время их существования не превышает 700 тыс. лет. Таким образом, наличие этих частиц свидетельствует о том, что процесс их образования происходит непрерывно[75].

Метеориты

Обломки, возникающие при столкновении астероидов, могут разлетаться по всей Солнечной системе, и некоторые из них иногда встречаются с нашей планетой и падают на её поверхность в виде метеоритов[76]. Практически все найденные на поверхности Земли метеориты (99,8 %), которых на сегодняшний день насчитывается около 30 000, в своё время появились в поясе астероидов[77]. В сентябре 2007 года были опубликованы результаты чешско-американского исследования, согласно которым, в результате столкновения с астероидом (298) Баптистина другого крупного тела во внутреннюю часть Солнечной системы было выброшено большое количество крупных фрагментов, часть из которых могла оказать серьёзное влияние на систему Земля — Луна. В частности, считается, что именно они могут быть ответственны за образование кратера Тихо на поверхности Луны и кратера Чиксулуб в Мексике, образовавшегося при падении метеорита, по некоторым версиям, погубившего динозавров 65 млн лет назад[78]. Впрочем, по данному вопросу в научной среде нет единства — кроме Баптистины, есть и другие астероиды, обломки которых могут быть виновниками этой катастрофы.

Физические характеристики

Сравнительные размеры Луны и 10 первых астероидов, расположенных в порядке открытия

Вопреки распространённому мнению, расстояние между объектами в поясе астероидов велико. Несмотря на то, что число открытых на 2011 год астероидов превысило 300 000, а всего в поясе насчитывается несколько миллионов и более (в зависимости от того, где провести нижнюю границу размера) объектов, объём пространства, занимаемый поясом астероидов, огромен, и, как следствие, плотность объектов в поясе весьма мала. Поэтому вероятность не то что столкновения, а просто случайного незапланированного сближения, например, космического аппарата с каким-нибудь астероидом сейчас оценивается менее чем один к миллиарду[79].

Размеры и масса

Характерные оценки размеров для различных классов малых тел Солнечной системы

Астероидами считаются тела с диаметром более 30 м, тела меньшего размера называют метеороидами[80]. Крупных тел в поясе астероидов очень мало, так, астероидов с диаметром более 100 км насчитывается около 200[81], ещё известно около 1000 астероидов с радиусом более 15 км, а данные исследований в инфракрасном диапазоне спектра позволяют предположить, что, помимо них, в главном поясе существует ещё от 700 тыс. до 1,7 млн астероидов диаметром от 1 км и более[82]. Звёздная величина астероидов колеблется от 11m до 19m и для большинства из них составляет около 16m[49].

Общая масса всех астероидов главного пояса приблизительно равна от 3,0·1021 до 3,6·1021 кг, что составляет всего 4% от массы Луны или 0,06% от массы Земли[83][84]. Половина этой массы приходится на 4 крупнейших астероида из первой десятки: Цереру, Весту, Палладу и Гигею, причём почти её треть приходится на Цереру[7].

Состав

Подавляющее большинство объектов в главном поясе составляют астероиды трёх основных классов: тёмные углеродные астероиды класса C, светлые силикатные астероиды класса S и металлические астероиды класса M. Существуют астероиды и других, более специфических классов, но их содержание в поясе крайне незначительно.

Углеродистые астероиды класса C, названные так из-за большого процента простейших углеродных соединений в их составе, являются наиболее распространёнными объектами в главном поясе, на них приходится 75% всех астероидов, особенно большая их концентрация характерна для внешних областей пояса[85]. Эти астероиды имеют слегка красноватый оттенок и очень низкое альбедо (между 0,03 и 0,0938). Поскольку они отражают очень мало солнечного света, их трудно обнаружить. Вполне вероятно, что в поясе астероидов находится ещё немало относительно крупных астероидов, принадлежащих к этому классу, но до сих пор не найденных из-за малой яркости. Зато эти астероиды довольно сильно излучают в инфракрасном диапазоне из-за наличия в их составе воды. В целом их спектры соответствуют спектру вещества, из которого формировалась Солнечная система, за исключением летучих элементов. По составу они очень близки к углеродистым хондритным метеоритам, которые нередко находят на Земле. Крупнейшим представителем этого класса является астероид (10) Гигея.

Вторым по распространённости спектральным классом среди астероидов главного пояса является класс S, который объединяет силикатные астероиды внутренней части пояса, располагающиеся до расстояния 2,5 а. е. от Солнца[85][86]. Спектральный анализ этих астероидов выявил наличие в их поверхности различных силикатов и некоторых металлов (железо и магний), но практически полное отсутствие каких-либо углеродных соединений. Это указывает на то, что породы за время существования этих астероидов претерпели значительные изменения, возможно, в связи с частичным плавлением и дифференциацией. Они имеют довольно высокое альбедо (между 0,10 и 0,2238) и составляют 17% от всех астероидов. Астероид (3) Юнона является самым крупным представителем этого класса.

Металлические астероиды класса M, богатые никелем и железом, составляют 10% от всех астероидов пояса и имеют умеренно большое альбедо (между 0,1 и 0,1838). Они расположены преимущественно в центральных областях пояса на расстоянии 2,7 а. е. от Солнца[62] и могут быть фрагментами металлических ядер крупных планетезималей, вроде Цереры, существовавших на заре формирования Солнечной системы и разрушенных при взаимных столкновениях. Однако в случае с металлическими астероидами не всё так просто. В ходе исследований обнаружено несколько тел, вроде астероида (22) Каллиопа, спектр которых близок спектру астероидов класса M, но при этом они имеют крайне низкую для металлических астероидов плотность[87]. Химический состав подобных астероидов на сегодняшний день практически неизвестен, и вполне возможно, что по составу они близки к астероидам класса C или S[88].

Одной из загадок астероидного пояса являются относительно редкие базальтовые астероиды класса V[89]. Теория формирования пояса астероидов предсказывала, что на ранней стадии в поясе астероидов должно было быть немало крупных объектов размером с Весту, в которых должна была начаться дифференциация недр. Подобные объекты должны были иметь кору и мантию, состоящие преимущественно из базальтовых пород. При последующем разрушении этих планетезималей более половины астероидов должны были состоять из базальта и оливина. На деле же оказалось, что 99% базальтового материала отсутствует в поясе астероидов[90]. До 2001 года считалось, что большинство базальтовых объектов в поясе астероидов являются фрагментами коры Весты (отсюда и название класс V), однако подробное изучение астероида (1459) Магния позволило выявить определённые различия в химическом составе открытых ранее базальтовых астероидов, что предполагает их отдельное происхождение[90]. Этот факт получил подтверждение в связи с более подробным изучением в 2007 году во внешней части пояса двух астероидов различного базальтового состава: (7472) Кумакири и (10537) 1991 RY16, которые не имеют никакого отношения к Весте. Эти два тела являются единственными астероидами данного класса, обнаруженными во внешней части главного пояса[89].

Альенде — углеродистый хондритный метеорит, который упал в Мексике в 1969 году

Прослеживается довольно чёткая зависимость между составом астероида и его расстоянием от Солнца. Как правило, каменные астероиды, состоящие из безводных силикатов, расположены ближе к Солнцу, чем углеродные глинистые астероиды, в которых часто обнаруживают следы воды, в основном в связанном состоянии, но возможно, и в виде обычного водяного льда. При этом близкие к Солнцу астероиды обладают значительно более высоким альбедо, чем астероиды в центре и на периферии. Считается, что это связано со свойствами той части протопланетного диска, из которого формировались астероиды. Во внутренних областях пояса влияние солнечной радиации было более значительно, что привело к выдуванию лёгких элементов, в частности, воды, на периферию. В результате вода сконденсировалась на астероидах внешней части пояса, а во внутренних областях, где астероиды прогреваются достаточно хорошо, её практически не осталось.

Температура на поверхности астероида зависит от расстояния до Солнца и величины его альбедо. Для частиц пыли на расстоянии 2,2 а. е. температурный диапазон начинается с 200 К (−73 °C) и ниже, а на расстоянии 3,2 а. е. уже со 165 К (−108 °C)[91]. Однако для астероидов это не совсем справедливо, поскольку из-за вращения температуры на его дневной и ночной сторонах могут существенно различаться.

Кометы главного пояса

Среди астероидов главного пояса существуют и такие, у которых на определённом расстоянии от Солнца заметили проявление кометной активности, выражающейся в появлении у них газового или пылевого хвоста, которые появляются на короткое время при прохождении тела вблизи перигелия. Поскольку орбиты, по которым движутся эти кометы, исключают возможность их появления в главном поясе в результате захвата классических комет, считается, что они образовались в самом поясе, во внешней его части. Это говорит о том, что очень многие объекты внешнего пояса могут содержать лёд, который испаряется при нагреве Солнцем поверхности астероида. Не исключена вероятность, что именно кометы главного пояса явились источником океанов на Земле, поскольку соотношение дейтерия и водорода в них слишком низкое для классических комет[92].

Крупнейшие объекты пояса астероидов

Крупнейшими объектами пояса астероидов являются Церера, (4) Веста, (2) Паллада и (10) Гигея. Хотя они имеют много общих характеристик, только одна из них — Церера — оказалась достаточно большой для присвоения статуса карликовой планеты[93]. Впрочем, трём остальным в будущем, возможно, тоже будет присвоен этот статус[94][95].

Церера

Карликовая планета Церера

Церера обладает почти сферической формой и имеет диаметр приблизительно 950 км, что составляет почти треть лунного диаметра, при массе, равной 9,43·1020 кг, что составляет уже лишь 1,3 % массы Луны, но равно трети массы всех астероидов главного пояса. Она находится на расстоянии 2,766 а. е., что очень близко к центру масс главного пояса, расположенному на расстоянии 2,8 а. е.[59] Абсолютная звёздная величина Цереры 3,32m, что гораздо больше любого астероида[96] и может объясняться слоем льда на её поверхности[97], но несмотря на это, она всё равно является очень тёмным телом, которое отражает лишь 5% падающего света.

Подобно планетам земной группы, на Церере произошла дифференциация вещества на силикатное ядро, окружённое ледяной мантией, и тонкую углеродную кору[97]. Небольшая часть льда на поверхности периодически испаряется на короткое время, образуя вокруг неё подобие очень разрежённой атмосферы.

Веста

Анимация вращения Весты. Виден огромный кратер вблизи южного полюса астероида

Астероид (4) Веста, открытый Ольберсом в 1807 году, занимает второе место по массе среди астероидов главного пояса, третье место по размеру и первое место по яркости. Его поверхность отражает 42 % падающего на неё света, что даже больше, чем у Земли (37%). При среднем диаметре в 530 км она составляет 9% массы астероидного пояса и вращается вокруг Солнца примерно на том же расстоянии, что и Церера. Поскольку Веста образовалась за пределами «снеговой линии», она практически лишена воды[98][99] и состоит из плотного металлического ядра из смеси железа и никеля, базальтовой мантии (в основном из оливина)[90] и очень тонкой, всего в несколько километров толщиной, коры.

Вблизи южного полюса Весты находится большой кратер от падения крупного астероида. В результате этого столкновения из Весты было выброшено огромное количество фрагментов, сформировавших затем вокруг неё астероидное семейство, суммарная масса которого (не считая массы самой Весты) составляет около 1% массы всех астероидов главного пояса; а также особый спектральный класс V из фрагментов породы, выбитых с поверхности, и класс J из породы, располагавшейся ближе к центру астероида. Большая часть членов данного семейства рассеяна, ввиду его близости к орбитальному резонансу с Юпитером 3:1, причём часть из них упала на Землю в виде метеоритов.

Паллада

Астероид (2) Паллада является вторым по величине объектом пояса астероидов. Она менее массивна, чем Веста, но составляет 7% массы главного пояса. Паллада интересна тем, что, подобно Урану, имеет довольно сильный наклон оси вращения, равный 34°[100], в то время как у трёх других крупнейших астероидов этот угол не превышает 10°. Также как и Церера, она принадлежит к классу C, богатому углеродом и кремнием, из-за чего имеет низкое альбедо, равное 12 %[101]. Астероид движется по орбите с большим эксцентриситетом, равным 0,32, из-за чего его расстояние до Солнца сильно колеблется: от 2,1 а. е. до 3,4 а. е.

Гигея

Астероид неправильной формы со средним диаметром 431 км (10) Гигея является четвёртым по величине и составляет 3% от массы главного пояса. Она относится к углеродным астероидам с альбедо 7%, поэтому, несмотря на свои крупные размеры, с Земли она видна довольно плохо. Возглавляет одноимённое семейство и, в отличие от трёх других астероидов, находится вблизи плоскости эклиптики[102][103] и обращается вокруг Солнца за 5,5 лет.

Астероиды как источники ресурсов

Постоянный рост потребления ресурсов промышленностью приводит к истощению их запасов на Земле, по некоторым оценкам, запасы таких ключевых для промышленности элементов, как сурьма, цинк, олово, серебро, свинец, индий, золото и медь, могут быть исчерпаны уже через 50—60 лет[104], и необходимость искать новые источники сырья станет особенно очевидной.

С точки зрения промышленного освоения астероиды являются одними из самых доступных тел в Солнечной системе. Ввиду малой гравитации посадка и взлёт с их поверхности требуют минимальных затрат топлива, а если использовать для разработки околоземные астероиды, то и стоимость доставки ресурсов с них на Землю будет низкой. Астероиды могут быть источниками таких ценных ресурсов, как, например, вода (в виде льда), из которой можно получить кислород для дыхания и водород для космического топлива, а также различные редкие металлы и минералы, такие как железо, никель, титан, кобальт и платина, и, в меньшем количестве, другие элементы вроде марганца, молибдена, родия и т. п. По сути, большинство элементов тяжелее железа, добываемых сейчас с поверхности нашей планеты, являются остатками астероидов, упавших на Землю в период поздней тяжёлой бомбардировки[105][106]. Астероиды являются практически неисчерпаемыми источниками ресурсов, так, один небольшой астероид класса M диаметром в 1 км может содержать железо-никелевой руды до 2 млрд тонн, что в 2—3 раза превышает добычу руды за 2004 год[107]. Промышленное освоение астероидов приведёт к снижению цен на данные ресурсы и даст возможность активно развиваться космической инфраструктуре, необходимой для дальнейших исследований космоса.

См. также

Примечания

  1. Жанлука Ранцини. Космос. Сверхновый атлас Вселенной / Перевод с итал. Г. И. Семенова. — М.: Эксмо, 2007. — ISBN 978-5-699-11424-5
  2. Э. В. Кононович, В. И. Мороз. Общий курс астрономии. Учебник для астрономических отделений высших учебных заведений / Под ред. В. В. Иванова. — 2-е изд., исправленное. — М.: Эдиториал УРСС, 2003. — ISBN 5-354-00866-2
  3. П. Г. Куликовский. Справочник любителя астрономии / Под ред. В. Г. Сурдина. — 5-е изд., переработанное и полностью обновлённое. — М.: Эдиториал УРСС, 2002. — ISBN 5-8360-0303-3
  4. Mann, Robert James. A Guide to the Knowledge of the Heavens. — Jarrold, 1852. — P. 171, 216.
  5. Further Investigation relative to the form, the magnitude, the mass, and the orbit of the Asteroid Planets (английский) // The Edinburgh New Philosophical Journal : Journal. — Edinburgh, 1857. — Т. V. — С. 191.
  6. von Humboldt, Alexander. Cosmos: A Sketch of a Physical Description of the Universe. — Harper & Brothers, New York (NY), 1850. — Vol. 1. — P. 44. — ISBN 0-8018-5503-9
  7. 1 2 База данных JPL НАСА по малым телам Солнечной системы (1) (англ.)
  8. 1 2 Hilton, J. When Did the Asteroids Become Minor Planets?. US Naval Observatory (USNO) (2001). Архивировано из первоисточника 22 августа 2011. Проверено 1 октября 2007.
  9. Dawn: A Journey to the Beginning of the Solar System. Space Physics Center: UCLA (2005). Архивировано из первоисточника 22 августа 2011. Проверено 3 ноября 2007.
  10. 1 2 Hoskin, Michael. Bode’s Law and the Discovery of Ceres. Churchill College, Cambridge. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 12 июля 2010.
  11. 1 2 «Call the police! The story behind the discovery of the asteroids». Astronomy Now (June 2007): 60—61.
  12. Pogge, Richard. An Introduction to Solar System Astronomy: Lecture 45: Is Pluto a Planet?. An Introduction to Solar System Astronomy. Ohio State University (2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 11 ноября 2007.
  13. etymonline: asteroid. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 5 ноября 2007.
  14. DeForest, Jessica. Greek and Latin Roots. Michigan State University (2000). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 25 июля 2007.
  15. Cunningham, Clifford. William Hershel and the First Two Asteroids. Dance Hall Observatory, Ontario (1984). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 5 ноября 2007.
  16. Карпенко Ю. А. Глава VII Астероиды // Названия звёздного неба / А. В. Суперанская. — М.: Наука, 1981. — С. 97. — 184 с.
  17. Staff. Astronomical Serendipity. NASA JPL (2002). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 апреля 2007.
  18. Is it a coincidence that most of the planets fall within the Titius-Bode law’s boundaries?. astronomy.com. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 16 октября 2007.
  19. 1 2 Hughes, David W. A Brief History of Asteroid Spotting. BBC. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 апреля 2007.
  20. Анимация: история открытия астероидов 1980—2010
  21. MPC Archive Statistics. IAU Minor Planet Center. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 29 декабря 2010.
  22. Barucci, M. A.; Fulchignoni, M.; and Rossi, A. (2007). «Rosetta Asteroid Targets: 2867 Steins and 21 Lutetia». Space Science Reviews 128 (1—4): 67—78. DOI:10.1007/s11214-006-9029-6.
  23. Near Earth Asteroid Rendezvous official site. Frequently asked questions.. Архивировано из первоисточника 2 февраля 2012. Проверено 17 ноября 2008.  (англ.)
  24. Японский зонд вернулся на Землю после миссии к астероиду. Lenta.ru (13 июня 2010). Архивировано из первоисточника 25 августа 2011. Проверено 14 августа 2010.
  25. Dawn mission  (англ.). jpl.nasa.gov. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  26. Masetti, M.; and Mukai, K. Origin of the Asteroid Belt. NASA Goddard Spaceflight Center (December 1, 2005). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 25 апреля 2007.
  27. Watanabe, Susan Mysteries of the Solar Nebula. NASA (July 20, 2001). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 апреля 2007.
  28. Лин, Дуглас Происхождение планет. «В мире науки» №8, 2008. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 апреля 2007.
  29. Edgar, R.; and Artymowicz, P. (2004). «Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet» (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 354 (3): 769—772. DOI:10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x. Bibcode: 2004MNRAS.354..769E. Проверено 2007-04-16.
  30. 1 2 Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; and Chambers, J. (2001). «The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt» (PDF). Icarus 153 (2): 338—347. DOI:10.1006/icar.2001.6702. Bibcode: 2001Icar..153..338P. Проверено 2007-03-22.
  31. Астероид  (рус.).(недоступная ссылка — история) Проверено 25 октября 2011.
  32. 1 2 Сатурн и Юпитер проделали «дыры» в поясе астероидов — исследование
  33. Scott, E. R. D. (March 13—17, 2006). «Constraints on Jupiter’s Age and Formation Mechanism and the Nebula Lifetime from Chondrites and Asteroids». Proceedings 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference, League City, Texas: Lunar and Planetary Society. Проверено 2007-04-16. 
  34. В.В.Бусарев Астероиды (SolarSystem/asteroids)  (рус.) (23 марта 2010). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 25 октября 2011.
  35. Clark, B. E.; Hapke, B.; Pieters, C.; and Britt, D. Asteroid Space Weathering and Regolith Evolution. University of Arizona (2002). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  36. Gaffey, Michael J. The Spectral and Physical Properties of Metal in Meteorite Assemblages: Implications for Asteroid Surface Materials (1996). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  37. Keil, K. Thermal alteration of asteroids: evidence from meteorites. Planetary and Space Science (2000). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  38. Baragiola, R. A.; Duke, C. A.; Loeffler, M.; McFadden, L. A.; and Sheffield, J. Impact of ions and micrometeorites on mineral surfaces: Reflectance changes and production of atmospheric species in airless solar system bodies (2003). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  39. From Dust to Planetesimals: Workshop at Ringberg Castle Germany (2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  40. Kracher, A. Asteroid 433 Eros and partially differentiated planetesimals: bulk depletion versus surface depletion of sulfur (PDF). Ames Laboratory (2005). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  41. Taylor, G. J.; Keil, K.; McCoy, T.; Haack, H.; and Scott, E. R. D. (1993). «Asteroid differentiation — Pyroclastic volcanism to magma oceans». Meteoritics 28 (1): 34—52. Bibcode: 1993Metic..28…34T.
  42. Kelly, Karen. U of T researchers discover clues to early solar system. University of Toronto (2007). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 12 июля 2010.
  43. Alfvén, H.; and Arrhenius, G. The Small Bodies. SP-345 Evolution of the Solar System. NASA (1976). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 12 апреля 2007.
  44. The Hungaria group of minor planets
  45. Stiles, Lori. Asteroids Caused the Early Inner Solar System Cataclysm. University of Arizona News (September 15, 2005). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 18 апреля 2007.
  46. Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; and Chiang, E. (2006). «Infrared cirrus — New components of the extended infrared emission». The Astrophysical Journal 640 (2): 1115—1118. DOI:10.1086/500287. Bibcode: 1984ApJ…278L..19L.
  47. Berardelli, Phil. Main-Belt Comets May Have Been Source Of Earths Water. Space Daily (Mar 23, 2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 27 октября 2007.
  48. Lakdawalla, Emily Discovery of a Whole New Type of Comet. The Planetary Society (April 28, 2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 апреля 2007.
  49. 1 2 Williams, Gareth Distribution of the Minor Planets. Minor Planets Center. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 27 октября 2010.
  50. This value was obtained by a simple count up of all bodies in that region using data for 120437 numbered minor planets from the Minor Planet Center orbit database. Minor Planets Center. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 27 октября 2010.
  51. Rossi, Alessandro The mysteries of the asteroid rotation day. The Spaceguard Foundation (20 мая 2004). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 9 апреля 2007.
  52. Сурдин В.Г. Эффект инженера Ярковского  (рус.). StarContact (20 мая 2004). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 9 апреля 2007.
  53. Сурдин В. Г. Природа: Эффект инженера Ярковского  (рус.). Природа. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 9 апреля 2007.
  54. YORP-раскрутка: солнечные лучи вертят реактивные астероиды  (рус.). Мембрана. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 29 октября 2011.
  55. Fernie, J. Donald (1999). «The American Kepler». The Americal Scientist 87 (5): 398. Проверено 2007-02-04.
  56. Liou, Jer-Chyi; and Malhotra, Renu (1997). «Depletion of the Outer Asteroid Belt». Science 275 (5298): 375—377. DOI:10.1126/science.275.5298.375. PMID 8994031. Проверено 2007-08-01.
  57. Ferraz-Mello, S. (June 14—18, 1993). «Kirkwood Gaps and Resonant Groups». proceedings of the 160th International Astronomical Union: 175—188, Belgirate, Italy: Kluwer Academic Publishers. Проверено 2007-03-28. 
  58. Klacka, Jozef (1992). «Mass distribution in the asteroid belt». Earth, Moon, and Planets 56 (1): 47—52. DOI:10.1007/BF00054599. Bibcode: 1992EM&P…56…47K.
  59. 1 2 McBride, N.; and Hughes, D. W. (1990). «The spatial density of asteroids and its variation with asteroidal mass». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 244: 513—520. Bibcode: 1990MNRAS.244..513M.
  60. Hughes, David W. Finding Asteroids In Space. BBC. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 апреля 2007.
  61. Lemaitre, Anne (31 August — 4 September, 2004). «Asteroid family classification from very large catalogues». Proceedings Dynamics of Populations of Planetary Systems: 135—144, Belgrade, Serbia and Montenegro: Cambridge University Press. Проверено 2007-04-15. 
  62. 1 2 Lang, Kenneth R. Asteroids and meteorites. NASA’s Cosmos (2003). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 апреля 2007.
  63. Martel, Linda M. V. Tiny Traces of a Big Asteroid Breakup. Planetary Science Research Discoveries (March 9, 2004). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 апреля 2007.
  64. Drake, Michael J. (2001). «The eucrite/Vesta story». Meteoritics & Planetary Science 36 (4): 501—513. DOI:10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x. Bibcode: 2001M&PS…36..501D.
  65. Love, S. G.; and Brownlee, D. E. (1992). «The IRAS dust band contribution to the interplanetary dust complex — Evidence seen at 60 and 100 microns». Astronomical Journal 104 (6): 2236—2242. DOI:10.1086/116399. Bibcode: 1992AJ….104.2236L.
  66. Spratt, Christopher E. (1990). «The Hungaria group of minor planets». Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 84 (2): 123—131. Bibcode: 1990JRASC..84..123S.
  67. Carvano, J. M.; Lazzaro, D.; Mothé-Diniz, T.; Angeli, C. A.; and Florczak, M. (2001). «Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups». Icarus 149 (1): 173—189. DOI:10.1006/icar.2000.6512. Bibcode: 2001Icar..149..173C.
  68. The Trojan Page  (англ.). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 апреля 2007.
  69. SwRI researchers identify asteroid breakup event in the main asteroid belt. SpaceRef.com (June 12, 2002). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 15 апреля 2007.
  70. McKee, Maggie. Eon of dust storms traced to asteroid smash. New Scientist Space (18 January 2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 15 апреля 2007.
  71. 1 2 Nesvorný, D.; Vokrouhlick, D.; and Bottke, W. F. (2006). «The Breakup of a Main-Belt Asteroid 450 Thousand Years Ago». Science 312 (5779): 1490. DOI:10.1126/science.1126175. PMID 16763141. Bibcode: 2006Sci…312.1490N. Проверено 2007-04-15.
  72. 1 2 Nesvorný, D.; Bottke, W. F.; Levison, H. F.; and Dones, L. (2003). «Recent Origin of the Solar System Dust Bands». The Astrophysical Journal 591 (1): 486—497. DOI:10.1086/374807. Bibcode: 2003ApJ…591..486N. Проверено 2007-04-15.
  73. Backman, D. E. Fluctuations in the General Zodiacal Cloud Density. Backman Report. NASA Ames Research Center (March 6, 1998). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 4 апреля 2007.
  74. Jewitt, David; Weaver, H.; Mutcher, M.; Larson, S.; Agarwal, J. (2011). «Hubble Space Telescope Observations of Main Belt Comet (596) Scheila». ApJL 733: L4. DOI:10.1088/2041-8205/733/1/L4. Bibcode: 2011arXiv1103.5456J.
  75. 1 2 Reach, William T. (1992). «Zodiacal emission. III — Dust near the asteroid belt». Astrophysical Journal 392 (1): 289—299. DOI:10.1086/171428. Bibcode: 1992ApJ…392..289R.
  76. Kingsley, Danny Mysterious meteorite dust mismatch solved. ABC Science (May 1, 2003). Проверено 4 апреля 2007.
  77. Meteors and Meteorites. NASA. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 12 июля 2010.
  78. Breakup event in the main asteroid belt likely caused dinosaur extinction 65 million years ago. Southwest Research Institute (2007). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 14 октября 2007.
  79. Stern, Alan. New Horizons Crosses The Asteroid Belt. Space Daily (June 2, 2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 14 апреля 2007.
  80. Рис. 1.1 // Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра / Под ред. Шустова Б. М., Рыхловой Л. В.. — М.: Физматлит, 2010. — 384 с. — ISBN 978-5-9221-1241-3
  81. Yeomans, Donald K. JPL Small-Body Database Search Engine. NASA JPL. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 26 апреля 2007.
  82. Tedesco, E. F.; and Desert, F.-X. (2002). «The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search». The Astronomical Journal 123 (4): 2070—2082. DOI:10.1086/339482. Bibcode: 2002AJ….123.2070T.
  83. Krasinsky, G. A.; Pitjeva, E. V.; Vasilyev, M. V.; and Yagudina, E. I. (July 2002). «Hidden Mass in the Asteroid Belt». Icarus 158 (1): 98—105. DOI:10.1006/icar.2002.6837. Bibcode: 2002Icar..158…98K.
  84. Pitjeva, E. V. (2005). «High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants» (PDF). Solar System Research 39 (3): 176. DOI:10.1007/s11208-005-0033-2.
  85. 1 2 Wiegert, P.; Balam, D.; Moss, A.; Veillet, C.; Connors, M.; and Shelton, I. (2007). «Evidence for a Color Dependence in the Size Distribution of Main-Belt Asteroids» (abstract). The Astronomical Journal 133 (4): 1609—1614. DOI:10.1086/512128. Проверено 2008-09-06.
  86. Clark, B. E. (1996). «New News and the Competing Views of Asteroid Belt Geology». Lunar and Planetary Science 27: 225—226. Bibcode: 1996LPI….27..225C.
  87. Margot, J. L.; and Brown, M. E. (2003). «A Low-Density M-type Asteroid in the Main Belt». Science 300 (5627): 1939—1942. DOI:10.1126/science.1085844. PMID 12817147. Bibcode: 2003Sci…300.1939M.
  88. Mueller, M.; Harris, A. W.; Delbo, M.; and the MIRSI Team. (2005). «21 Lutetia and other M-types: Their sizes, albedos, and thermal properties from new IRTF measurements». Bulletin of the American Astronomical Society 37: 627. Bibcode: 2005DPS….37.0702M.
  89. 1 2 Duffard, R.; and Roig, F. Two new basaltic asteroids in the Outer Main Belt (2007). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 14 октября 2007.
  90. 1 2 3 Than, Ker. Strange Asteroids Baffle Scientists. space.com (2007). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 14 октября 2007.
  91. Low, F. J.; et al. (1984). «Infrared cirrus — New components of the extended infrared emission». Astrophysical Journal, Part 2 — Letters to the Editor 278: L19—L22. DOI:10.1086/184213. Bibcode: 1984ApJ…278L..19L.
  92. David Jewitt Interview with David Jewitt. YouTube. Проверено 14 октября 2007.
  93. The Final IAU Resolution on the Definition of «Planet» Ready for Voting. IAU (24 August 2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 марта 2007.
  94. IAU draft resolution (2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  95. IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 29 марта 2007.
  96. Parker, J. W.; Stern, S. A.; Thomas, P. C.; Festou, M. C.; Merline, W. J.; Young, E. F.; Binzel, R. P.; and Lebofsky, L. A. (2002). «Analysis of the First Disk-resolved Images of Ceres from Ultraviolet Observations with the Hubble Space Telescope». The Astronomical Journal 123 (1): 549—557. DOI:10.1086/338093. Bibcode: 2002AJ….123..549P. Проверено 2008-09-06.
  97. 1 2 Asteroid 1 Ceres. The Planetary Society. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  98. Key Stages in the Evolution of the Asteroid Vesta. Hubble Space Telescope news release (1995). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  99. Russel, C. T.; et al. Dawn mission and operations. NASA/JPL (2007). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  100. Torppa, J.; et al. (1996). «Shapes and rotational properties of thirty asteroids from photometric data». Icarus 164 (2): 346—383. DOI:10.1016/S0019-1035(03)00146-5. Bibcode: 2003Icar..164..346T.
  101. Larson, H. P.; Feierberg, M. A.; and Lebofsky, L. A. The composition of asteroid 2 Pallas and its relation to primitive meteorites (1983). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  102. Barucci, M. A.; et al. 10 Hygiea: ISO Infrared Observations (PDF) (2002). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 21 октября 2007.
  103. Ceres the Planet. orbitsimulator.com. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  104. D. Cohen. Earth’s natural wealth: an audit, NewScientist, 23 May 2007
  105. University of Toronto (2009, October 19). Geologists Point To Outer Space As Source Of The Earth’s Mineral Riches. ScienceDaily
  106. James M. Brenan and William F. McDonough. Core formation and metal-silicate fractionation of osmium and iridium from gold. — Nature Geoscience (18 October 2009)
  107. Mining the Sky: Untold Riches from the Asteroids, Comets, and Planets / John S. Lewis (1998) ISBN 0-201-47959-1

Литература

  • Elkins-Tanton Linda T. Asteroids, Meteorites, and Comets. — First. — New York: Chelsea House, 2006. — ISBN 0-8160-5195-X
  • Blair, Edward C. Asteroids: overview, abstracts, and bibliography. — 2002. — ISBN 978-1590334829
  • Britt, Daniel T.; Colsolmagno, Guy; Lebofsky, Larry Main-Belt Asteroids // Encyclopedia of the solar system. — 2007. — ISBN 978-0120885893
  • Kovács, József The discovery of the first minor planets // The European scientist: symposium on the era and work of Franz Xaver von Zach (1754—1832). — 2004. — Vol. 24, Acta Historica Astronomiae. — ISBN 978-3817117482
  • Lewis, John S. Meteorites and Asteroids // Physics and chemistry of the solar system. — 2004. — ISBN 978-0124467446
  • Martínez, V. J.; Miralles, J. A.; Marco, E.; Galadí-Enríquez, D. Astronomía fundamental. — 2005. — ISBN 978-84-370-6104-7
  • Marvin, Ursula B. Meteorites in history: an overview from the Renaissance to the 20th century // The history of meteoritics and key meteorite collections: fireballs, falls and finds. — 2006. — ISBN 978-1862391949

Ссылки

Пояс астероидов — это… Что такое Пояс астероидов?

Этот звуковой файл был создан на основе введения в статью версии за 18 сентября 2011 года и не отражает правки после этой даты.

cм. также другие аудиостатьи

По́яс астеро́идов — область Солнечной системы, расположенная между орбитами Марса и Юпитера, являющаяся местом скопления множества объектов всевозможных размеров, преимущественно неправильной формы, называемых астероидами или малыми планетами.

Эту область также часто называют главным поясом астероидов[1] или просто главным поясом[2][3], подчёркивая тем самым её отличие от других подобных областей скопления малых планет, таких как пояс Койпера за орбитой Нептуна, а также скопления объектов рассеянного диска или облака Оорта.

Выражение «пояс астероидов» вошло в обиход в начале 1850-х годов[4][5]. Первое употребление этого термина связывают с именем Александра фон Гумбольдта и его книгой «Cosmos: A Sketch of a Physical Description of the Universe»[6].

Суммарная масса главного пояса равна примерно 4% массы Луны, больше половины её сосредоточено в четырёх крупнейших объектах: Церера, (2) Паллада, (4) Веста и (10) Гигея. Их средний диаметр составляет более 400 км, а самый крупный из них, Церера, единственная в главном поясе карликовая планета, имеет диаметр более 950 км и вдвое превышает суммарную массу Паллады и Весты[7]. Но большинство астероидов, которых насчитывается несколько миллионов, значительно меньше, вплоть до нескольких десятков метров. При этом астероиды настолько сильно рассеяны в данной области космического пространства, что ни один космический аппарат, пролетавший через эту область, не был повреждён ими.

Причина такого состава пояса астероидов в том, что он начал формироваться непосредственно вблизи Юпитера, чьё гравитационное поле постоянно вносило серьёзные возмущения в орбиты планетезималей. Получаемый от Юпитера избыток орбитальной энергии приводил к более жёстким столкновениям этих тел между собой, что препятствовало их слипанию в протопланету и её дальнейшему укрупнению.

В результате большинство планетезималей оказались раздробленными на многочисленные мелкие фрагменты, большая часть из которых либо была выброшена за пределы Солнечной системы, чем объясняется низкая плотность пояса астероидов, либо перешла на вытянутые орбиты, по которым они, попадая во внутреннюю область Солнечной системы, сталкивались с планетами земной группы; этот феномен получил название поздней тяжёлой бомбардировки.

Столкновения между астероидами случались и после этого периода, что приводило к появлению многочисленных астероидных семейств — групп тел со сходными орбитами и химическим составом, в которые входит значительное число существующих на сегодня астероидов, а также к образованию мелкой космической пыли, формирующей зодиакальный свет.

Помимо этого, гравитация Юпитера также создаёт области неустойчивых орбит, где из-за резонансов с Юпитером практически отсутствуют астероиды. Астероид, попадающий туда, за относительно короткое время будет выброшен с этой орбиты за пределы Солнечной системы или пополнит популяцию астероидов, пересекающих орбиты внутренних планет. Сейчас астероидов в таких областях практически не осталось, но орбиты многих небольших астероидов продолжают медленно изменяться под влиянием других факторов.

Главной отличительной чертой, характеризующей отдельные астероиды, является их спектр, по которому можно судить о химическом составе данного тела. В главном поясе, в зависимости от химического состава, выделено 3 основных спектральных класса астероидов: углеродные (класс C), силикатные (класс S) и металлические или железные (класс M). Все эти классы астероидов, особенно металлические, представляют интерес с точки зрения космической индустрии в целом и промышленного освоения астероидов в частности.

История изучения астероидов

Правило Тициуса — Боде

Итальянский астроном Джузеппе Пиацци, открывший Цереру, которая первоначально считалась планетой, потом в течение двух сотен лет просто крупным астероидом и наконец окончательно была определена в статусе как карликовая планета

Своеобразной предысторией начала изучения пояса астероидов можно считать открытие зависимости, приблизительно описывающей расстояния планет от Солнца, получившей название правила Тициуса — Боде. Суть правила заключается в том, что расположение орбит планет Солнечной системы может быть приблизительно описано эмпирической формулой вида:

,

где  — порядковый номер планеты (при этом для Меркурия следует полагать , а никакой известной планеты не соответствует).

Впервые оно было сформулировано и опубликовано немецким физиком и математиком Иоганном Тициусом ещё в 1766 году[8][9][10], но несмотря на то, что ему, с указанными оговорками, удовлетворяли все шесть известных на то время планет (от Меркурия до Сатурна), правило долго не привлекало внимания. Так продолжалось до тех пор, пока в 1781 году не был открыт Уран, большая полуось орбиты которого точно соответствовала предсказанной данной формулой. После этого Иоганн Элерт Боде высказал предположение о возможности существования пятой от Солнца планеты между орбитами Марса и Юпитера, которая, согласно данному правилу, должна была находиться на расстоянии 2,8 а. е. и при этом до сих пор не была обнаружена[10]. Открытие Цереры в январе 1801 года, причём именно на указанном расстоянии от Солнца, привело к усилению доверия к правилу Тициуса — Боде среди астрономов, которое сохранялось вплоть до открытия Нептуна.

Открытие Цереры

Первым поиски планеты между Марсом и Юпитером ещё в 1787 году начал барон Франц Ксавер. Но после нескольких лет безуспешных наблюдений он понял, что нуждается в помощи других астрономов, поэтому в сентябре 1800 года он собрал группу из 24 учёных для совместных поисков планеты, образовав нечто вроде неформального клуба под названием «Общество Лилиенталя». Однако наибольшую известность эта группа получила как «Himmelspolizei», или «небесная полиция». Наиболее именитыми её членами были Уильям Гершель, Шарль Мессье и Генрих Ольберс[11]. Они разделили зодиакальную часть неба вблизи эклиптики на 24 части (по числу астрономов), предоставив каждому зодиакальную область шириной 15° для поиска планеты[12]. Задача состояла в описании координат всех звёзд в области зодиакальных созвездий на определённый момент. В последующие ночи проверялись координаты и выделялись объекты, которые смещались на большее расстояние. Предполагаемое смещение искомой планеты должно было составлять около 30 угловых секунд в час, что легко заметить.

Несмотря на усилия «небесной полиции», планета была случайно обнаружена человеком, который не состоял в клубе — итальянским астрономом из университета Палермо в Сицилии Джузеппе Пиацци, наблюдавшим её в ночь на 1 января 1801 года. Составляя полный каталог звёзд из созвездия Тельца, он обнаружил маленькую точку света, движущуюся на фоне звёзд. Последующие наблюдения подтвердили, что она является не звездой, а новым объектом Солнечной системы. Первоначально Пиацци принял её за комету, но отсутствие комы натолкнуло его на мысль, что этот объект может являться планетой[11]. Она находилась на расстоянии 2,77 а. е. от Солнца, что почти точно соответствовало предсказаниям правила Тициуса — Боде. Пиацци назвал планету Церера, в честь римской богини урожая и покровительницы Сицилии.

Вскоре после обнаружения объект был потерян. Но благодаря сложнейшим вычислениям, проделанным всего за несколько часов 24-летним Карлом Гауссом по новому, им же самим открытому методу (метод наименьших квадратов), ему удалось указать место, где искать беглянку, где она и была вскоре обнаружена.

Открытие Паллады и других астероидов

Пятнадцать месяцев спустя, 28 марта 1802 года, Генрих Ольберс открыл второй крупный объект в этой же области Солнечной системы, который получил имя Паллада. Её большая полуось была примерно такой же, как у Цереры, но вот эксцентриситет и наклон, напротив, сильно отличались от аналогичных параметров Цереры. Самое главное, что оба открытых тела, в отличие от других планет, даже в самые сильные телескопы того времени выглядели как точки света, то есть разглядеть их диски не удавалось, и если бы не их быстрое движение, то они были бы неотличимы от звёзд. Поэтому 6 мая 1802 года после изучения характера и размера этих двух новых объектов Уильям Гершель предлагает классифицировать их как отдельный класс объектов, названный им «астероиды», от греч. Αστεροειδής, что означает «звездоподобный»[13][14][15]. Определение намеренно было выбрано несколько неоднозначным, чтобы оно было «достаточно широким для покрытия всех возможных будущих открытий». Однако, несмотря на усилия Гершеля ввести этот новый термин, в течение нескольких десятилетий астрономы продолжали называть вновь открытые объекты «планетами»[8]. Так, Церера называлась планетой вплоть до 1860-х годов, когда она всё-таки была отнесена к классу астероидов, в котором и находилась до 2006 года, пока вместе с Плутоном и некоторыми другими транснептуновыми объектами не была переведена в разряд карликовых планет. Но по мере увеличения количества открытых астероидов система их классификации и обозначения становилась всё более громоздкой, и в начале 1850-х по предложению Александра фон Гумбольдта они были исключены из состава планет и постепенно всё чаще стали называться астероидами.

Надо отметить, что австрийский астроном Йозеф Литров предложил ещё одно, гораздо более информативное обозначение — «зенареид». Образованное от греческих имён Юпитера и Марса (Зевс и Арей), название это указывало на расположение пояса астероидов между орбитами этих двух планет. Однако термин этот опоздал: новые тела уже были названы другим словом, к тому же термин «зенареид» был несколько громоздким и вычурным. Поэтому в науку он так и не вошёл, лишь изредка он встречается в старой немецкой астрономической литературе[16].

К 1807 году было открыто ещё два объекта, получивших названия Юноны и Весты[17]. Но на этом открытия и закончились. Начавшаяся эпоха наполеоновских войн послужила своего рода окончанием первого исторического этапа в истории поиска астероидов. Отыскать новые астероиды никак не удавалось, и большинство астрономов решило, что их больше нет, и прекратило исследования. Однако Карл Людвиг Хенке проявил настойчивость, в 1830 году возобновив поиск новых астероидов, и в 1845 году обнаружил Астрею — первый за 38 лет новый астероид. А ещё менее чем два года спустя была открыта Геба. После этого к поискам подключились и другие астрономы по всему миру, и открытие новых астероидов пошло ускоряющимися темпами — не менее одного в год. По мере совершенствования телескопов темпы открытия астероидов непрестанно возрастали, и уже к середине 1868 года их число перевалило за сотню.

Когда стало ясно, что, кроме Цереры, примерно на том же расстоянии от Солнца находится множество других более мелких тел, чтобы как-то объяснить это с позиции правила Тициуса — Боде, была выдвинута гипотеза, что они образовались в результате разрушения планеты Фаэтон, которая раньше находилась на этой орбите. Впоследствии эта гипотеза была опровергнута, поскольку выяснилось, что из-за гравитационного влияния Юпитера на данном расстоянии от Солнца сколь-нибудь крупное тело образоваться просто не может.

Известные «охотники за астероидами» того времени  

С открытием же Нептуна в 1846 году правило Тициуса — Боде оказалось полностью дискредитированным в глазах учёных, поскольку большая полуось данной планеты была далека от предсказанного правилом[18].

Планета i k Радиус орбиты (а. е.)
по правилу фактический
Меркурий −1 0 0,4 0,39
Венера 0 1 0,7 0,72
Земля 1 2 1,0 1,00
Марс 2 4 1,6 1,52
Пояс астероидов 3 8 2,8 в сред. 2,2—3,6
Юпитер 4 16 5,2 5,20
Сатурн 5 32 10,0 9,54
Уран 6 64 19,6 19,22
Нептун выпадает 30,06
Плутон 7 128 38,8 39,5
Эрида 8 256 77,2 67,7

Новый этап в изучении астероидов начался с применением в 1891 году Максом Вольфом метода астрофотографии для поиска новых астероидов[19]. Он заключался в том, что на фотографиях с длинным периодом экспонирования астероиды оставляли короткие светлые линии, в то время как звёзды оставались точками благодаря тому, что телескоп поворачивается вслед за вращением небесной сферы. Этот метод значительно ускорил обнаружение новых астероидов по сравнению с ранее использовавшимися методами визуального наблюдения: Макс Вольф в одиночку обнаружил 248 астероидов, начиная с астероида (323) Брюсия, тогда как до него за несколько десятилетий было обнаружено немногим более 300.

Первая тысяча астероидов была обнаружена уже к октябрю 1921 года, 10 000 к 1981[20], к 2000 году количество открытых астероидов перевалило за 100 000, а по состоянию на 6 сентября 2011 года число нумерованных астероидов составляет уже 285 075[21].

Известно, что пояс астероидов содержит гораздо большее их количество, чем известно сейчас (всё зависит от того, сколь малые тела можно называть астероидами). Однако, поскольку современные системы поиска новых астероидов позволяют выявлять их совершенно автоматически практически без участия человека, большинство учёных не занимаются их поиском, называя астероиды «космическим мусором», оставшимся после формирования Солнечной системы. Сейчас большее внимание уделяется астероидам, потенциально опасным для Земли. Они называются астероидами, сближающимися с Землёй, и входят в группу околоземных объектов, к которым также относятся некоторые кометы и метеороиды.

Исследования

Первым космическим аппаратом, пролетевшим через пояс астероидов, стал «Пионер-10», который долетел до области главного пояса 16 июля 1972 года. В то время ещё была обеспокоенность по поводу возможности столкновения аппарата с одним из небольших астероидов, однако с тех пор на пути к внешним планетам через пояс астероидов без всяких инцидентов пролетело уже 9 космических аппаратов.

Аппараты «Пионер-11», «Вояджер-1» и «Вояджер-2», а также зонд «Улисс» пролетали через пояс без запланированных или случайных сближений с астероидами. Аппарат «Галилео» стал первым космическим аппаратом, который сделал снимки астероидов. Первыми сфотографированными объектами стали астероид (951) Гаспра в 1991 году и астероид (243) Ида в 1993 году. После этого в НАСА была принята программа, согласно которой любой аппарат, пролетающий через пояс астероидов, должен, по возможности, пролететь мимо какого-либо астероида. В последующие годы космическими зондами и аппаратами были получены изображения ряда мелких объектов, таких как (253) Матильда в 1997 году с аппарата NEAR Shoemaker, (2685) Мазурский в 2000 году с «Кассини», (5535) Аннафранк в 2002 году со «Стардаст», (132524) APL в 2006 с зонда «Новые горизонты», (2867) Штейнс в 2008 году и (21) Лютеция в 2010 году с «Розетты»[22].

Большинство изображений астероидов главного пояса, переданных космическими аппаратами, получены в результате краткого пролёта зондов вблизи астероидов на пути к основной цели миссии — для подробного изучения астероидов отправляли только два аппарата: NEAR Shoemaker, который исследовал (433) Эрос и Матильду[23], а также «Хаябуса», главной целью которого было изучение (25143) Итокава. Аппарат в течение длительного времени изучал поверхность астероида и даже, впервые в истории, доставил частицы грунта с его поверхности[24].

27 сентября 2007 года к крупнейшим астероидам Весте и Церере была отправлена автоматическая межпланетная станция Dawn. Аппарат достиг Весты 16 июля 2011 года и вышел на её орбиту. После изучения астероида в течение полугода он направится к Церере, которой достигнет в 2015 году. Если зонд будет продолжать работать и после изучения этих двух астероидов, то возможно расширение его миссии для исследования Паллады[25].

Происхождение

Диаграмма распределения астероидов главного пояса в зависимости от наклона орбиты и размера большой полуоси. Красный — центральные области, голубой — периферия

Формирование

Исследователи космоса высказывают различные предположения о причине большой концентрации астероидов в сравнительно узком пространстве межпланетной среды между орбитами Марса и Юпитера.

Наибольшую популярность среди господствующих в XIX веке гипотез о происхождении тел пояса астероидов получила гипотеза, предложенная в 1802 году, вскоре после обнаружения Паллады, немецким учёным Генрихом Ольберсом. Он предположил, что Церера и Паллада могут быть фрагментами гипотетической планеты Фаэтон, когда-то существовавшей между орбитами Марса и Юпитера и разрушенной в результате столкновения с кометой много миллионов лет назад[19]. Однако более поздние исследования опровергают эту гипотезу. Аргументами против являются очень большое количество энергии, необходимое, чтобы разрушить целую планету, крайне малая суммарная масса всех астероидов главного пояса, которая составляет лишь 4% массы Луны, и практическая невозможность формирования крупного объекта типа планеты в области Солнечной системы, испытывающей сильные гравитационные возмущения от Юпитера. Существенные различия химического состава астероидов также исключают возможность их происхождения из одного тела[26]. Скорее всего, пояс астероидов является не разрушенной планетой, а планетой, которая так и не смогла сформироваться ввиду гравитационного влияния Юпитера и, в меньшей степени, других планет-гигантов.

В целом формирование планет и астероидов Солнечной системы близко к описанию этого процесса в небулярной гипотезе, согласно которой 4,5 млрд лет назад облака межзвёздного газа и пыли под действием гравитации образовали вращающийся газопылевой диск, в котором происходили уплотнение и конденсация вещества диска. В течение первых нескольких миллионов лет истории Солнечной системы, вследствие турбулентных и других нестационарных явлений, в результате слипания при взаимных столкновениях мелких частиц замёрзшего газа и пыли возникали сгустки вещества. Этот процесс получил название аккреции. Взаимные неупругие столкновения, наряду с возрастающим по мере увеличения их размеров и массы гравитационным взаимодействием, вызывали увеличение скорости роста сгустков. Затем сгустки вещества притягивали окружающие пыль и газ, а также другие сгустки, объединяясь в планетезимали, из которых впоследствии образовались планеты[27][28].

С увеличением расстояния от Солнца уменьшалась средняя температура газопылевого вещества, и, соответственно, менялся его общий химический состав. Кольцевая зона протопланетного диска, из которого впоследствии сформировался главный пояс астероидов, оказалась вблизи границы конденсации летучих соединений, в частности, водяного пара. Именно в этом кроется причина образования в этом месте пояса астероидов вместо полноценной планеты. Близость этой границы привела к опережающему росту зародыша Юпитера, находившегося рядом и ставшего центром аккумуляции водорода, азота, углерода и их соединений, покидавших более разогретую центральную часть Солнечной системы.

Мощные гравитационные возмущения со стороны быстро растущего зародыша Юпитера воспрепятствовали образованию в поясе астероидов достаточно крупного протопланетного тела[29]. Процесс аккумуляции вещества там остановился в тот момент, когда успели сформироваться только несколько десятков планетезималей допланетного размера (около 500—1000 км), которые затем начали дробиться при столкновениях[30], вследствие быстрого роста их относительных скоростей (от 0,1 до 5 км/с)[31]. Причина их роста кроется в орбитальных резонансах, а именно, в так называемых щелях Кирквуда, соответствующих орбитам, периоды обращения на которых соотносятся с периодом обращения Юпитера как целые числа (4:1, 3:1, 5:2).

На таких орбитах сближение с Юпитером происходит наиболее часто и его гравитационное влияние максимально, поэтому астероиды там практически отсутствуют. Между орбитами Марса и Юпитера лежит несколько зон таких резонансов, более или менее сильных. На определённом этапе своего формирования Юпитер начал мигрировать во внутреннюю часть Солнечной системы[32], в результате эти резонансы прокатились по всему поясу, внося возмущения в орбиты астероидов и увеличивая скорость их движения[33]. При этом протоастероиды испытывали многочисленные столкновения, причём не только между собой, но и с телами, вторгавшимися в пояс астероидов из зон Юпитера, Сатурна и более далёкой периферии Солнечной системы. До этого постепенный рост родительских тел астероидов был возможен благодаря их небольшим относительным скоростям (до 0,5 км/с), когда столкновения объектов заканчивались их объединением, а не дроблением. Увеличение же потока тел, вбрасываемых в пояс астероидов Юпитером и Сатурном, привело к тому, что относительные скорости родительских тел астероидов значительно возросли (до 3—5 км/с) и стали более хаотическими, что сделало процесс дальнейшего укрупнения тел невозможным. Процесс аккумуляции родительских тел астероидов сменился процессом их фрагментации при взаимных столкновениях, и возможность формирования крупной планеты на данном расстоянии от Солнца навсегда исчезла[34].

Предполагается, что в результате гравитационных возмущений большая часть материала главного пояса была рассеяна в течение первых двух миллионов лет с момента его образования, оставив менее 0,1% вещества от первоначальной массы, которой, согласно результатам компьютерного моделирования, могло хватить для образования планеты с массой Земли[30]. Вполне возможно, что некоторые из этих астероидов могли сохраниться в поясе Койпера или среди ледяных тел облака Оорта, но значительная часть, вероятно, была просто выброшена за пределы Солнечной системы.

Эволюция

С момента образования из первичной туманности большинство астероидов претерпело значительные изменения, причиной которых были значительный нагрев в первые несколько миллионов лет после их образования, дифференциация недр в крупных планетезималях и дробление последних на отдельные более мелкие фрагменты, плавление поверхности в результате ударов микрометеоритов и влияние процессов космического выветривания, происходивших под действием солнечной радиации на протяжении всей истории Солнечной системы[35][36][37][38]. Несмотря на это, многие учёные продолжают считать их остатками планетезималей и надеются найти в них первичное вещество, из которого состояло газопылевое облако и которое могло сохраниться в глубине астероидов[39], другие считают, что с момента образования астероиды претерпели слишком серьёзные изменения[40].

При этом область газопылевого облака, из которой образовались астероиды, вследствие своего довольно специфического расположения, оказалась весьма неоднородной по составу, в зависимости от расстояния до Солнца: с удалением от Солнца (в области от 2,0 до 3,5 а. е.) относительное содержание в ней простейших силикатных соединений резко убывало, а содержание лёгких летучих соединений, в частности, воды, наоборот, возрастало. При этом многие родительские тела современных астероидов находились в частично или полностью расплавленном состоянии. По крайней мере, те из них, которые содержали высокую долю силикатных соединений и находились ближе к Солнцу, уже были разогреты и испытали гравитационную дифференциацию недр (расслоение вещества на более и менее плотное), а некоторые из них и вовсе могли пережить периоды активного вулканизма и сформировать океаны магмы на поверхности, наподобие морей на Луне. Источником разогрева могли быть либо распад радиоактивных изотопов, либо действия индукционных токов, наведённых в веществе этих тел мощными потоками заряженных частиц из молодого и активного Солнца.

Родительскими телами астероидов (протоастероидами), по каким-то причинам сохранившимися до наших дней, являются такие крупнейшие астероиды, как Церера и (4) Веста. В процессе гравитационной дифференциации протоастероидов, испытавших нагревание, достаточное для плавления их силикатного вещества, в них выделились металлические ядра и более лёгкие силикатные оболочки, а в некоторых случаях (например, у Весты) даже базальтовая кора, как у планет земной группы. Однако, поскольку вещество в зоне астероидов содержало значительное количество летучих соединений, его средняя температура плавления была относительно низкой. Как было показано с помощью математического моделирования и численных расчётов, для такого силикатного вещества она могла быть в диапазоне 500—1000 °C. Столь низкая температура в сочетании с небольшими размерами астероидов обеспечила быстрое остывание протоастероидов, в итоге, согласно расчётам, период расплавления этих тел мог продолжаться в течение не более чем нескольких миллионов лет[41]. Изучение кристаллов циркония, найденных в августе 2007 года в антарктических метеоритах, предположительно происходивших с Весты, подтверждает, что её вещество находилось в расплавленном состоянии совсем недолго по геологическим меркам[42].

Начавшаяся почти одновременно с этими процессами миграция Юпитера во внутреннюю часть Солнечной системы и, как следствие, прокатившиеся по поясу астероидов орбитальные резонансы привели к тому, что только что сформировавшиеся и прошедшие дифференциацию недр протоастероиды начали сходить с орбит и сталкиваться между собой. При относительных скоростях около нескольких километров в секунду столкновения тел, состоявших из нескольких силикатных оболочек с различной механической прочностью (чем больше в твёрдом веществе содержится металлов, тем более оно прочное), приводили к «сдиранию» и дроблению до мелких фрагментов, в первую очередь, наименее прочных внешних силикатных оболочек, что привело к появлению большого числа новых астероидов, но гораздо меньших размеров.

Однако надолго эти фрагменты, как, впрочем, и более крупные тела, в главном поясе не задерживались, а были рассеянны и, по большей части, выброшены за пределы главного пояса. Основным механизмом подобного рассеивания мог быть орбитальный резонанс с Юпитером. Резонансы 4:1 и 2:1 на расстояниях 2,06 и 3,27 а. е. можно считать, соответственно, внутренней и внешней границами главного пояса, за пределами которых количество астероидов резко падает. Орбиты астероидов, которые попадают в область резонанса, становятся крайне нестабильными, поэтому астероиды в достаточно короткий срок выбрасываются с этих орбит и переходят на более стабильные или вовсе покидают Солнечную систему. Большинство астероидов, которые попадали на эти орбиты, были рассеяны либо Марсом, либо Юпитером[43]. Астероиды семейства Венгрии, располагающиеся внутри резонанса 4:1, и семейства Кибелы на внешней границе пояса защищены от рассеивания высоким наклоном орбиты[44].

Впрочем, как показывает численное моделирование столкновений силикатных тел астероидных размеров, многие из существующих сейчас астероидов после взаимных столкновений могли реаккумулировать, то есть объединиться из оставшихся фрагментов, и тем самым представлять собой не монолитные тела, а движущиеся «груды булыжников» (англ.).

Подобные столкновения также могли привести к образованию у ряда астероидов гравитационно связанных с ними небольших спутников. Эта гипотеза, хотя и вызывала жаркие дискуссии среди учёных в прошлом, была подтверждена, в частности, наблюдениями за специфическим изменением блеска астероидов, а потом и напрямую, на примере астероида (243) Ида. С помощью космического аппарата «Галилео» 28 августа 1993 года удалось получить изображения этого астероида вместе с его спутником (который позднее назвали Дактилем). Размер Иды 58 × 23 км, Дактиля — 1,5 км, расстояние между ними 85 км.

Когда миграция Юпитера прекратилась и орбиты астероидов стабилизировались, число столкновений между астероидами резко снизилось, в результате на протяжении большей части истории главного пояса распределение размеров астероидов в нём оставалось относительно стабильным[45].

Интересно, что, когда пояс астероидов только начал формироваться, на расстоянии 2,7 а. е. от Солнца образовалась так называемая «снеговая линия», где максимальная температура на поверхности астероида не превышала температуру таяния льда. В результате на астероидах, формировавшихся за пределами этой линии, смогла конденсироваться вода в виде льда, что привело к появлению астероидов с большим содержанием льда на поверхности[46][47].

Одной из разновидностей таких астероидов стали кометы главного пояса, об открытии которых было объявлено в 2006 году. Они располагаются во внешней части главного пояса за пределами снеговой линии. Вполне возможно, что именно эти астероиды могли быть источниками воды в земных океанах, попав на Землю во время кометной бомбардировки, поскольку изотопный состав вещества комет из облака Оорта не соответствует распределению изотопов в воде земной гидросферы[48].

Орбиты и вращение

Диаграмма распределения астероидов в зависимости от эксцентриситета и большой полуоси (центр пояса показан красным, периферия — синим)

Астероиды движутся по орбитам вокруг Солнца в том же направлении, что и планеты, в зависимости от величины большой полуоси, их период обращения колеблется от 3,5 до 6 лет. Большинство астероидов, как видно из диаграммы справа, движется по орбитам с эксцентриситетом не более 0,4, но существует немало астероидов, движущихся по сильно вытянутым орбитам с эксцентриситетом до 0,6, например, как у астероида (944) Идальго и выше. Наклон орбиты типичного астероида не превышает 30°, хотя тут тоже есть свои рекордсмены: астероид (945) Барселона, наклон орбиты которого составляет 32,8°. Для основной массы астероидов среднее значение наклона орбиты составляет не более 4° и эксцентриситета около 0,07[49].

Область пространства, располагающаяся между двумя орбитальными резонансами 4:1 и 2:1, что соответствует орбитальным расстояниям 2,06 и 3,27 а. е., иногда называется ядром пояса астероидов и содержит до 93,4 % всех нумерованных астероидов. Она включает в себя астероиды с эксцентриситетом не более 0,33 и наклоном менее 20°, большие полуоси которых лежат в указанных выше пределах[50].

Поверхность большинства астероидов диаметром более 100 м, вероятно, покрыта толстым слоем раздробленной породы и пыли, образовавшихся при падении метеоритов или собранных в процессе движения по орбите[51]. Измерения периодов вращения астероидов вокруг своей оси показали, что существует верхний предел скоростей вращения для относительно крупных астероидов диаметром более 100 м, который составляет 2,2 часа. В астероидах, вращающихся быстрее, силы инерции, возникающие в результате вращения, начинают превышать силу тяжести, из-за чего ничто не может удержаться на поверхности такого астероида. Вся пыль и щебень, возникающие на его поверхности при падении метеоритов, сразу же выбрасываются в окружающее пространство. Однако астероид, представляющий собой твёрдое цельное тело, а не просто груду щебня  (англ.), из-за действующих внутри него сил сцепления, в принципе, может вращаться и с большей скоростью.

Влияние эффекта Ярковского

Хотя орбитальные резонансы с Юпитером являются наиболее мощным и эффективным способом изменения орбит астероидов, существуют и другие механизмы смещения астероидов с их первоначальных орбит. Одним из таких механизмов является эффект Ярковского.

Он был предсказан русским учёным XIX века И. О. Ярковским и состоит в возможности изменения орбиты тела в космическом пространстве под действием давления солнечного света. Он высказал предположение, что солнечный свет способен нести небольшой импульс, который передаётся космическому телу при поглощении им света. А неравномерность теплового излучения нагревающейся и охлаждающейся сторон самого космического тела приводит к созданию слабого реактивного импульса, значение которого достаточно для медленного изменения большой полуоси орбит небольших маломассивных астероидов[52].

При этом прямые солнечные лучи не способны изменить орбиту астероида, поскольку они действуют по той же оси, что и гравитационное притяжение Солнца. Ключевая идея заключается в том, что астероид имеет разное распределение температур на поверхности, а следовательно и разную интенсивность инфракрасного излучения. Чем сильнее нагрето тело (вечерняя сторона тела), тем больше тепла излучает поверхность и тем сильнее создаваемый реактивный импульс, с другой стороны, чем холоднее поверхность (утренняя сторона тела), тем меньше интенсивность инфракрасного излучения и тем слабее создаваемый реактивный импульс. Именно в этом и кроется механизм изменения орбиты: с нагретой стороны на тело действует большой реактивный импульс, а импульс с холодной стороны слишком мал, чтобы его скомпенсировать, за счёт этого, в зависимости от направления вращения астероида, происходит замедление или ускорение его движения по орбите, а изменение скорости вызывает удаление или приближение тела к Солнцу[53].

Схема действия YORP-эффекта на астероид асимметричной формы

Однако воздействие данного эффекта не ограничивается одним лишь изменением орбиты. С учётом влияния некоторых новых параметров, таких как альбедо и форма астероида, этот эффект также может вызывать изменение скорости вращения астероида не только по орбите, но и вокруг своей оси, а также влиять на угол её наклона и прецессии. Этот уточнённый вариант эффекта Ярковского получил название YORP-эффект, которое является аббревиатурой первых букв фамилий учёных, внёсших наибольший вклад в изучение данного явления. Главным условием проявления этого эффекта является неправильная форма тела. Из-за этого при инфракрасном излучении с той части астероида, которая наиболее удалена от его центра масс, под действием реактивного импульса возникает крутящий момент, вызывающий изменение угловой скорости вращения астероида[54].

Щели Кирквуда

Этот график показывает распределение астероидов в центральной части главного пояса в зависимости от большой полуоси орбиты. Чёрные стрелки указывают на щели Кирквуда, где орбитальный резонанс с Юпитером дестабилизирует орбиты астероидов

Величина большой полуоси астероида используется для описания величины его орбиты вокруг Солнца и, наряду с эксцентриситетом, определяет орбитальный период астероида. В 1866 году американский астроном Дэниел Кирквуд высказал предположение о существовании в поясе астероидов пустых областей, где они почти полностью отсутствуют. Период обращения астероидов в этих областях, получивших название «щелей Кирквуда», находится в простом целочисленном соотношении с орбитальным периодом Юпитера, что приводит к регулярным сближениям астероидов с планетой-гигантом, вызывая явление орбитального резонанса. При этом гравитационное влияние Юпитера вызывает дестабилизацию орбит астероидов, что выражается в увеличении эксцентриситета и, как следствие, потере устойчивости орбиты и, в конечном итоге, приводит к выбрасыванию астероидов из области резонанса[55]. Те же астероиды, которые всё же вращаются в этих областях, либо изначально находились там («троянцы»)[56], либо были выброшены туда в результате взаимных столкновений.

Орбитальные резонансы бывают слабыми (9:2, 10:3, 11:6 и другие), когда сближения с Юпитером хоть и регулярны, но происходят не слишком часто, — в таких областях астероидов хоть и заметно меньше, но они всё же встречаются[57], — и сильными (4:1, 3:1, 5:2, 2:1), когда сближения с Юпитером происходят очень часто, раз в несколько лет, — там астероиды уже практически отсутствуют. Весь пояс астероидов иногда условно разделяют на три зоны.

  • «Зона I» (внутренняя) — располагается на расстоянии от 2,06 до 2,5 а. е. и ограничена орбитальными резонансами 4:1 и 3:1
  • «Зона II» (средняя) — располагается на расстоянии от 2,5 до 2,82 а. е. и ограничена орбитальными резонансами 3:1 и 5:2
  • «Зона III» (внешняя) — располагается на расстоянии от 2,82 до 3,27 а. е. и ограничена орбитальными резонансами 5:2 и 2:1[58].

Главный пояс часто также разделяют на две части: внутреннюю и внешнюю. К внутренней части пояса относятся астероиды, которые располагаются ближе к орбите Марса до орбитального резонанса 3:1 на расстоянии 2,5 а. е., и к внешней — астероиды, располагающиеся ближе к Юпитеру, уже после данной границы (некоторые авторы, впрочем, проводят её на расстоянии 3,3 а. е., что соответствует орбитальному резонансу 2:1).

В отличие от пробелов в кольцах Сатурна, пробелы в поясе астероидов нельзя визуально увидеть при фотографировании области резонанса, поскольку все астероиды движутся по эллиптическим орбитам и время от времени пересекают резонансные орбиты. Поэтому фактически пространственная плотность астероидов в данных областях в любой момент времени не сильно отличается от соседних регионов[59].

Поскольку при формировании Солнечной системы орбита Юпитера, как и орбиты других планет, претерпевала значительные изменения, а вместе с планетой перемещались и сами области орбитальных резонансов (щели Кирквуда)[32], это может объяснить, почему некоторые крупные астероиды всё же находятся в области резонансов.

Семейства и группы астероидов

На данной диаграмме зависимости наклона (ip) орбиты от эксцентриситета (ep) среди астероидов главного пояса хорошо видно несколько крупных астероидных скоплений

Семейства астероидов были обнаружены в 1918 году японским астрономом Киёцугу Хираяма, который провёл сравнительный анализ орбит довольно большого числа астероидов и первым заметил, что эти параметры сходны у некоторых из них[60].

На сегодняшний день известно, что почти каждый третий астероид входит в состав какого-либо семейства. Признаком принадлежности астероидов к одному семейству являются примерно одинаковые орбитальные параметры, такие как большая полуось, эксцентриситет и наклон орбиты, а также аналогичные спектральные особенности, последние указывают на общность происхождения астероидов семейства, образовавшихся в результате распада более крупного тела. Построение диаграммы зависимости наклонов орбит астероидов от их эксцентриситета позволяет наглядно выделить группы астероидов, указывающих на существование семейства.

Обнаружено уже несколько десятков астероидных семейств, большинство из них небольшие как по размеру астероидов, так и по их количеству, но есть и очень крупные семейства. В последнее время было обнаружено ещё несколько десятков скоплений астероидов, но их статус пока точно не определён. Он может быть окончательно подтверждён только в случае общности спектральных характеристик астероидов[61]. Меньшие ассоциации астероидов называются группами или кластерами.

Вот несколько наиболее крупных семейств астероидов, приведённых в порядке возрастания их больших полуосей: семейство Флоры, семейство Эвномии, семейство Корониды, семейство Эос и семейство Фемиды[62]. Семейство Флоры является одним из самых многочисленных, в него входит больше 800 астероидов, возможно, оно сформировалось в результате столкновения двух крупных астероидов около миллиарда лет назад[63]. Основную массу семейств представляют небольшие астероиды, но есть среди них и очень крупные. Крупнейшим астероидом, являющимся частью семейства, является астероид (4) Веста, который возглавляет одноимённое семейство. Считается, что оно образовалось при падении на Весту в районе её южного полюса крупного метеорита, который выбил из неё большое количество фрагментов, ставших семейством. Часть из них упала на Землю в виде HED-метеоритов (англ.)русск.[64].

Помимо этого, в главном поясе были обнаружены три полосы пыли, которые, судя по орбитальным параметрам, могут быть приурочены к трём семействам астероидов: Эос, Корониды и Фемиды[65].

Семейства на границах главного пояса

Ещё одним интересным семейством астероидов является семейство Венгрии, которое расположено вблизи внутренней границы главного пояса (между 1,78 и 2,0 а. е., со средними значениями больших полуосей 1,9 а. е.). Это небольшое семейство из 52 астероидов названо в честь самого крупного представителя — астероида (434) Венгрия. Астероиды семейства Венгрии отделены от основной массы астероидов главного пояса щелью Кирквуда, соответствующей одному из четырёх сильных орбитальных резонансов 4:1, и обладают значительным наклоном орбит. Причём из-за относительно высокого эксцентриситета некоторые из его членов в процессе движения вокруг Солнца пересекают орбиту Марса и, как следствие, испытывают сильное гравитационное воздействие с его стороны, что, вероятно, является фактором, снижающим численность данного семейства[66].

Другой группой астероидов во внутренней части главного пояса, обладающей высоким наклоном орбиты среди своих членов, является семейство Фокеи. Подавляющее большинство его представителей относятся к светлому спектральному классу S, в то время как большинство астероидов семейства Венгрии относится к классу E[67]. Орбиты астероидов семейства Фокеи расположены в промежутке между 2,25 и 2,5 а. е. от Солнца.

К внешней границе главного пояса также относится несколько семейств астероидов. Среди них выделяют семейство Кибелы, которое находится в промежутке между 3,3 и 3,5 а. е. от Солнца и в слабом орбитальном резонансе с Юпитером 7:4, а также семейство Хильды на орбитах между 3,5 и 4,2 а. е., находящееся в орбитальном резонансе с Юпитером 3:2. За пределами расстояния в 4,2 а. е. и вплоть до орбиты Юпитера также встречаются астероиды, но значительно реже, чем в самом поясе. Зато на самой орбите Юпитера находятся две очень крупные группы астероидов, получивших название троянских, которые приурочены к двум точкам Лагранжа L4 и L5. Впрочем, троянские астероиды существуют не только у Юпитера, но и у большинства других внешних планет[68].

Молодые семейства

Некоторые из существующих на сегодня семейств образовались в астрономическом масштабе совсем недавно. Ярким примером является семейство Карины, которое сформировалось сравнительно недавно, 5,7 млн лет назад, в результате катастрофического столкновения двух тел диаметром 30 и 5 км[69]. Другая молодая группа астероидов, семейство Веритас, образовалась 8,3 млн лет назад, тоже в результате столкновения; она включает в себя 62 астероида, а также пылевой шлейф на орбите[70][71][72].

Ещё более молодым является кластер Датуры, который образовался в результате столкновения двух небольших астероидов примерно 450 тыс. лет назад, согласно данным орбит членов кластера. Ещё одним молодым кластером, несколько старше предыдущего, является кластер астероида (4652) Ианнини, который, вероятно, образовался от 1 до 5 млн лет назад[71][72].

Столкновения

Относительно высокая концентрация тел в главном поясе создаёт среду, в которой очень часто по астрономическим меркам происходят столкновения между астероидами. Так, столкновения между крупными астероидами радиусами около 10 км происходят раз в 10 млн лет[73]. При столкновении крупных астероидов происходит их дробление на отдельные фрагменты, что может привести к образованию новой астероидной семьи или кластера. Впрочем, если астероиды сближаются на сравнительно небольших скоростях, это может привести не к дроблению астероидов, а, наоборот, к их объединению в одно более крупное тело. Именно этот процесс привёл к образованию планет 4 млрд лет назад. С тех пор влияние этих двух процессов полностью изменило пояс астероидов, и теперь он кардинально отличается от того, который существовал тогда.

Возможные последствия столкновения в поясе астероидов были обнаружены с помощью телескопа «Хаббл», данные которого показали наличие кометной активности у астероида (596) Шейла в период с 11 ноября по 3 декабря 2010 года. Учёные предполагают, что данный астероид столкнулся с неизвестным объектом диаметром порядка 35 м, на скорости около 5 км/с[74].

Пыль

Мелкая пыль в поясе астероидов, возникшая в результате столкновений астероидов, создаёт явление, известное как зодиакальный свет

Наряду с астероидами, в поясе существуют также шлейфы пыли, состоящие из микрочастиц радиусом в несколько сотен микрометров, которые образовались в результате столкновений между астероидами и их бомбардировки микрометеоритами. Однако, в связи с влиянием эффекта Пойнтинга — Робертсона, эта пыль под действием солнечной радиации постепенно по спирали движется к Солнцу[75].

Сочетание астероидной пыли и пыли, выбрасываемой кометами, даёт явление зодиакального света. Это слабое свечение простирается в плоскости эклиптики в виде треугольника, и его можно увидеть в экваториальных районах вскоре после захода или незадолго перед восходом Солнца. Размеры частиц, которые его вызывают, в среднем колеблются в районе 40 мкм, а время их существования не превышает 700 тыс. лет. Таким образом, наличие этих частиц свидетельствует о том, что процесс их образования происходит непрерывно[75].

Метеориты

Обломки, возникающие при столкновении астероидов, могут разлетаться по всей Солнечной системе, и некоторые из них иногда встречаются с нашей планетой и падают на её поверхность в виде метеоритов[76]. Практически все найденные на поверхности Земли метеориты (99,8 %), которых на сегодняшний день насчитывается около 30 000, в своё время появились в поясе астероидов[77]. В сентябре 2007 года были опубликованы результаты чешско-американского исследования, согласно которым, в результате столкновения с астероидом (298) Баптистина другого крупного тела во внутреннюю часть Солнечной системы было выброшено большое количество крупных фрагментов, часть из которых могла оказать серьёзное влияние на систему Земля — Луна. В частности, считается, что именно они могут быть ответственны за образование кратера Тихо на поверхности Луны и кратера Чиксулуб в Мексике, образовавшегося при падении метеорита, по некоторым версиям, погубившего динозавров 65 млн лет назад[78]. Впрочем, по данному вопросу в научной среде нет единства — кроме Баптистины, есть и другие астероиды, обломки которых могут быть виновниками этой катастрофы.

Физические характеристики

Сравнительные размеры Луны и 10 первых астероидов, расположенных в порядке открытия

Вопреки распространённому мнению, расстояние между объектами в поясе астероидов велико. Несмотря на то, что число открытых на 2011 год астероидов превысило 300 000, а всего в поясе насчитывается несколько миллионов и более (в зависимости от того, где провести нижнюю границу размера) объектов, объём пространства, занимаемый поясом астероидов, огромен, и, как следствие, плотность объектов в поясе весьма мала. Поэтому вероятность не то что столкновения, а просто случайного незапланированного сближения, например, космического аппарата с каким-нибудь астероидом сейчас оценивается менее чем один к миллиарду[79].

Размеры и масса

Характерные оценки размеров для различных классов малых тел Солнечной системы

Астероидами считаются тела с диаметром более 30 м, тела меньшего размера называют метеороидами[80]. Крупных тел в поясе астероидов очень мало, так, астероидов с диаметром более 100 км насчитывается около 200[81], ещё известно около 1000 астероидов с радиусом более 15 км, а данные исследований в инфракрасном диапазоне спектра позволяют предположить, что, помимо них, в главном поясе существует ещё от 700 тыс. до 1,7 млн астероидов диаметром от 1 км и более[82]. Звёздная величина астероидов колеблется от 11m до 19m и для большинства из них составляет около 16m[49].

Общая масса всех астероидов главного пояса приблизительно равна от 3,0·1021 до 3,6·1021 кг, что составляет всего 4% от массы Луны или 0,06% от массы Земли[83][84]. Половина этой массы приходится на 4 крупнейших астероида из первой десятки: Цереру, Весту, Палладу и Гигею, причём почти её треть приходится на Цереру[7].

Состав

Подавляющее большинство объектов в главном поясе составляют астероиды трёх основных классов: тёмные углеродные астероиды класса C, светлые силикатные астероиды класса S и металлические астероиды класса M. Существуют астероиды и других, более специфических классов, но их содержание в поясе крайне незначительно.

Углеродистые астероиды класса C, названные так из-за большого процента простейших углеродных соединений в их составе, являются наиболее распространёнными объектами в главном поясе, на них приходится 75% всех астероидов, особенно большая их концентрация характерна для внешних областей пояса[85]. Эти астероиды имеют слегка красноватый оттенок и очень низкое альбедо (между 0,03 и 0,0938). Поскольку они отражают очень мало солнечного света, их трудно обнаружить. Вполне вероятно, что в поясе астероидов находится ещё немало относительно крупных астероидов, принадлежащих к этому классу, но до сих пор не найденных из-за малой яркости. Зато эти астероиды довольно сильно излучают в инфракрасном диапазоне из-за наличия в их составе воды. В целом их спектры соответствуют спектру вещества, из которого формировалась Солнечная система, за исключением летучих элементов. По составу они очень близки к углеродистым хондритным метеоритам, которые нередко находят на Земле. Крупнейшим представителем этого класса является астероид (10) Гигея.

Вторым по распространённости спектральным классом среди астероидов главного пояса является класс S, который объединяет силикатные астероиды внутренней части пояса, располагающиеся до расстояния 2,5 а. е. от Солнца[85][86]. Спектральный анализ этих астероидов выявил наличие в их поверхности различных силикатов и некоторых металлов (железо и магний), но практически полное отсутствие каких-либо углеродных соединений. Это указывает на то, что породы за время существования этих астероидов претерпели значительные изменения, возможно, в связи с частичным плавлением и дифференциацией. Они имеют довольно высокое альбедо (между 0,10 и 0,2238) и составляют 17% от всех астероидов. Астероид (3) Юнона является самым крупным представителем этого класса.

Металлические астероиды класса M, богатые никелем и железом, составляют 10% от всех астероидов пояса и имеют умеренно большое альбедо (между 0,1 и 0,1838). Они расположены преимущественно в центральных областях пояса на расстоянии 2,7 а. е. от Солнца[62] и могут быть фрагментами металлических ядер крупных планетезималей, вроде Цереры, существовавших на заре формирования Солнечной системы и разрушенных при взаимных столкновениях. Однако в случае с металлическими астероидами не всё так просто. В ходе исследований обнаружено несколько тел, вроде астероида (22) Каллиопа, спектр которых близок спектру астероидов класса M, но при этом они имеют крайне низкую для металлических астероидов плотность[87]. Химический состав подобных астероидов на сегодняшний день практически неизвестен, и вполне возможно, что по составу они близки к астероидам класса C или S[88].

Одной из загадок астероидного пояса являются относительно редкие базальтовые астероиды класса V[89]. Теория формирования пояса астероидов предсказывала, что на ранней стадии в поясе астероидов должно было быть немало крупных объектов размером с Весту, в которых должна была начаться дифференциация недр. Подобные объекты должны были иметь кору и мантию, состоящие преимущественно из базальтовых пород. При последующем разрушении этих планетезималей более половины астероидов должны были состоять из базальта и оливина. На деле же оказалось, что 99% базальтового материала отсутствует в поясе астероидов[90]. До 2001 года считалось, что большинство базальтовых объектов в поясе астероидов являются фрагментами коры Весты (отсюда и название класс V), однако подробное изучение астероида (1459) Магния позволило выявить определённые различия в химическом составе открытых ранее базальтовых астероидов, что предполагает их отдельное происхождение[90]. Этот факт получил подтверждение в связи с более подробным изучением в 2007 году во внешней части пояса двух астероидов различного базальтового состава: (7472) Кумакири и (10537) 1991 RY16, которые не имеют никакого отношения к Весте. Эти два тела являются единственными астероидами данного класса, обнаруженными во внешней части главного пояса[89].

Альенде — углеродистый хондритный метеорит, который упал в Мексике в 1969 году

Прослеживается довольно чёткая зависимость между составом астероида и его расстоянием от Солнца. Как правило, каменные астероиды, состоящие из безводных силикатов, расположены ближе к Солнцу, чем углеродные глинистые астероиды, в которых часто обнаруживают следы воды, в основном в связанном состоянии, но возможно, и в виде обычного водяного льда. При этом близкие к Солнцу астероиды обладают значительно более высоким альбедо, чем астероиды в центре и на периферии. Считается, что это связано со свойствами той части протопланетного диска, из которого формировались астероиды. Во внутренних областях пояса влияние солнечной радиации было более значительно, что привело к выдуванию лёгких элементов, в частности, воды, на периферию. В результате вода сконденсировалась на астероидах внешней части пояса, а во внутренних областях, где астероиды прогреваются достаточно хорошо, её практически не осталось.

Температура на поверхности астероида зависит от расстояния до Солнца и величины его альбедо. Для частиц пыли на расстоянии 2,2 а. е. температурный диапазон начинается с 200 К (−73 °C) и ниже, а на расстоянии 3,2 а. е. уже со 165 К (−108 °C)[91]. Однако для астероидов это не совсем справедливо, поскольку из-за вращения температуры на его дневной и ночной сторонах могут существенно различаться.

Кометы главного пояса

Среди астероидов главного пояса существуют и такие, у которых на определённом расстоянии от Солнца заметили проявление кометной активности, выражающейся в появлении у них газового или пылевого хвоста, которые появляются на короткое время при прохождении тела вблизи перигелия. Поскольку орбиты, по которым движутся эти кометы, исключают возможность их появления в главном поясе в результате захвата классических комет, считается, что они образовались в самом поясе, во внешней его части. Это говорит о том, что очень многие объекты внешнего пояса могут содержать лёд, который испаряется при нагреве Солнцем поверхности астероида. Не исключена вероятность, что именно кометы главного пояса явились источником океанов на Земле, поскольку соотношение дейтерия и водорода в них слишком низкое для классических комет[92].

Крупнейшие объекты пояса астероидов

Крупнейшими объектами пояса астероидов являются Церера, (4) Веста, (2) Паллада и (10) Гигея. Хотя они имеют много общих характеристик, только одна из них — Церера — оказалась достаточно большой для присвоения статуса карликовой планеты[93]. Впрочем, трём остальным в будущем, возможно, тоже будет присвоен этот статус[94][95].

Церера

Карликовая планета Церера

Церера обладает почти сферической формой и имеет диаметр приблизительно 950 км, что составляет почти треть лунного диаметра, при массе, равной 9,43·1020 кг, что составляет уже лишь 1,3 % массы Луны, но равно трети массы всех астероидов главного пояса. Она находится на расстоянии 2,766 а. е., что очень близко к центру масс главного пояса, расположенному на расстоянии 2,8 а. е.[59] Абсолютная звёздная величина Цереры 3,32m, что гораздо больше любого астероида[96] и может объясняться слоем льда на её поверхности[97], но несмотря на это, она всё равно является очень тёмным телом, которое отражает лишь 5% падающего света.

Подобно планетам земной группы, на Церере произошла дифференциация вещества на силикатное ядро, окружённое ледяной мантией, и тонкую углеродную кору[97]. Небольшая часть льда на поверхности периодически испаряется на короткое время, образуя вокруг неё подобие очень разрежённой атмосферы.

Веста

Анимация вращения Весты. Виден огромный кратер вблизи южного полюса астероида

Астероид (4) Веста, открытый Ольберсом в 1807 году, занимает второе место по массе среди астероидов главного пояса, третье место по размеру и первое место по яркости. Его поверхность отражает 42 % падающего на неё света, что даже больше, чем у Земли (37%). При среднем диаметре в 530 км она составляет 9% массы астероидного пояса и вращается вокруг Солнца примерно на том же расстоянии, что и Церера. Поскольку Веста образовалась за пределами «снеговой линии», она практически лишена воды[98][99] и состоит из плотного металлического ядра из смеси железа и никеля, базальтовой мантии (в основном из оливина)[90] и очень тонкой, всего в несколько километров толщиной, коры.

Вблизи южного полюса Весты находится большой кратер от падения крупного астероида. В результате этого столкновения из Весты было выброшено огромное количество фрагментов, сформировавших затем вокруг неё астероидное семейство, суммарная масса которого (не считая массы самой Весты) составляет около 1% массы всех астероидов главного пояса; а также особый спектральный класс V из фрагментов породы, выбитых с поверхности, и класс J из породы, располагавшейся ближе к центру астероида. Большая часть членов данного семейства рассеяна, ввиду его близости к орбитальному резонансу с Юпитером 3:1, причём часть из них упала на Землю в виде метеоритов.

Паллада

Астероид (2) Паллада является вторым по величине объектом пояса астероидов. Она менее массивна, чем Веста, но составляет 7% массы главного пояса. Паллада интересна тем, что, подобно Урану, имеет довольно сильный наклон оси вращения, равный 34°[100], в то время как у трёх других крупнейших астероидов этот угол не превышает 10°. Также как и Церера, она принадлежит к классу C, богатому углеродом и кремнием, из-за чего имеет низкое альбедо, равное 12 %[101]. Астероид движется по орбите с большим эксцентриситетом, равным 0,32, из-за чего его расстояние до Солнца сильно колеблется: от 2,1 а. е. до 3,4 а. е.

Гигея

Астероид неправильной формы со средним диаметром 431 км (10) Гигея является четвёртым по величине и составляет 3% от массы главного пояса. Она относится к углеродным астероидам с альбедо 7%, поэтому, несмотря на свои крупные размеры, с Земли она видна довольно плохо. Возглавляет одноимённое семейство и, в отличие от трёх других астероидов, находится вблизи плоскости эклиптики[102][103] и обращается вокруг Солнца за 5,5 лет.

Астероиды как источники ресурсов

Постоянный рост потребления ресурсов промышленностью приводит к истощению их запасов на Земле, по некоторым оценкам, запасы таких ключевых для промышленности элементов, как сурьма, цинк, олово, серебро, свинец, индий, золото и медь, могут быть исчерпаны уже через 50—60 лет[104], и необходимость искать новые источники сырья станет особенно очевидной.

С точки зрения промышленного освоения астероиды являются одними из самых доступных тел в Солнечной системе. Ввиду малой гравитации посадка и взлёт с их поверхности требуют минимальных затрат топлива, а если использовать для разработки околоземные астероиды, то и стоимость доставки ресурсов с них на Землю будет низкой. Астероиды могут быть источниками таких ценных ресурсов, как, например, вода (в виде льда), из которой можно получить кислород для дыхания и водород для космического топлива, а также различные редкие металлы и минералы, такие как железо, никель, титан, кобальт и платина, и, в меньшем количестве, другие элементы вроде марганца, молибдена, родия и т. п. По сути, большинство элементов тяжелее железа, добываемых сейчас с поверхности нашей планеты, являются остатками астероидов, упавших на Землю в период поздней тяжёлой бомбардировки[105][106]. Астероиды являются практически неисчерпаемыми источниками ресурсов, так, один небольшой астероид класса M диаметром в 1 км может содержать железо-никелевой руды до 2 млрд тонн, что в 2—3 раза превышает добычу руды за 2004 год[107]. Промышленное освоение астероидов приведёт к снижению цен на данные ресурсы и даст возможность активно развиваться космической инфраструктуре, необходимой для дальнейших исследований космоса.

См. также

Примечания

  1. Жанлука Ранцини. Космос. Сверхновый атлас Вселенной / Перевод с итал. Г. И. Семенова. — М.: Эксмо, 2007. — ISBN 978-5-699-11424-5
  2. Э. В. Кононович, В. И. Мороз. Общий курс астрономии. Учебник для астрономических отделений высших учебных заведений / Под ред. В. В. Иванова. — 2-е изд., исправленное. — М.: Эдиториал УРСС, 2003. — ISBN 5-354-00866-2
  3. П. Г. Куликовский. Справочник любителя астрономии / Под ред. В. Г. Сурдина. — 5-е изд., переработанное и полностью обновлённое. — М.: Эдиториал УРСС, 2002. — ISBN 5-8360-0303-3
  4. Mann, Robert James. A Guide to the Knowledge of the Heavens. — Jarrold, 1852. — P. 171, 216.
  5. Further Investigation relative to the form, the magnitude, the mass, and the orbit of the Asteroid Planets (английский) // The Edinburgh New Philosophical Journal : Journal. — Edinburgh, 1857. — Т. V. — С. 191.
  6. von Humboldt, Alexander. Cosmos: A Sketch of a Physical Description of the Universe. — Harper & Brothers, New York (NY), 1850. — Vol. 1. — P. 44. — ISBN 0-8018-5503-9
  7. 1 2 База данных JPL НАСА по малым телам Солнечной системы (1) (англ.)
  8. 1 2 Hilton, J. When Did the Asteroids Become Minor Planets?. US Naval Observatory (USNO) (2001). Архивировано из первоисточника 22 августа 2011. Проверено 1 октября 2007.
  9. Dawn: A Journey to the Beginning of the Solar System. Space Physics Center: UCLA (2005). Архивировано из первоисточника 22 августа 2011. Проверено 3 ноября 2007.
  10. 1 2 Hoskin, Michael. Bode’s Law and the Discovery of Ceres. Churchill College, Cambridge. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 12 июля 2010.
  11. 1 2 «Call the police! The story behind the discovery of the asteroids». Astronomy Now (June 2007): 60—61.
  12. Pogge, Richard. An Introduction to Solar System Astronomy: Lecture 45: Is Pluto a Planet?. An Introduction to Solar System Astronomy. Ohio State University (2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 11 ноября 2007.
  13. etymonline: asteroid. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 5 ноября 2007.
  14. DeForest, Jessica. Greek and Latin Roots. Michigan State University (2000). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 25 июля 2007.
  15. Cunningham, Clifford. William Hershel and the First Two Asteroids. Dance Hall Observatory, Ontario (1984). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 5 ноября 2007.
  16. Карпенко Ю. А. Глава VII Астероиды // Названия звёздного неба / А. В. Суперанская. — М.: Наука, 1981. — С. 97. — 184 с.
  17. Staff. Astronomical Serendipity. NASA JPL (2002). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 апреля 2007.
  18. Is it a coincidence that most of the planets fall within the Titius-Bode law’s boundaries?. astronomy.com. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 16 октября 2007.
  19. 1 2 Hughes, David W. A Brief History of Asteroid Spotting. BBC. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 апреля 2007.
  20. Анимация: история открытия астероидов 1980—2010
  21. MPC Archive Statistics. IAU Minor Planet Center. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 29 декабря 2010.
  22. Barucci, M. A.; Fulchignoni, M.; and Rossi, A. (2007). «Rosetta Asteroid Targets: 2867 Steins and 21 Lutetia». Space Science Reviews 128 (1—4): 67—78. DOI:10.1007/s11214-006-9029-6.
  23. Near Earth Asteroid Rendezvous official site. Frequently asked questions.. Архивировано из первоисточника 2 февраля 2012. Проверено 17 ноября 2008.  (англ.)
  24. Японский зонд вернулся на Землю после миссии к астероиду. Lenta.ru (13 июня 2010). Архивировано из первоисточника 25 августа 2011. Проверено 14 августа 2010.
  25. Dawn mission  (англ.). jpl.nasa.gov. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  26. Masetti, M.; and Mukai, K. Origin of the Asteroid Belt. NASA Goddard Spaceflight Center (December 1, 2005). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 25 апреля 2007.
  27. Watanabe, Susan Mysteries of the Solar Nebula. NASA (July 20, 2001). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 апреля 2007.
  28. Лин, Дуглас Происхождение планет. «В мире науки» №8, 2008. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 апреля 2007.
  29. Edgar, R.; and Artymowicz, P. (2004). «Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet» (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 354 (3): 769—772. DOI:10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x. Bibcode: 2004MNRAS.354..769E. Проверено 2007-04-16.
  30. 1 2 Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; and Chambers, J. (2001). «The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt» (PDF). Icarus 153 (2): 338—347. DOI:10.1006/icar.2001.6702. Bibcode: 2001Icar..153..338P. Проверено 2007-03-22.
  31. Астероид  (рус.).(недоступная ссылка — история) Проверено 25 октября 2011.
  32. 1 2 Сатурн и Юпитер проделали «дыры» в поясе астероидов — исследование
  33. Scott, E. R. D. (March 13—17, 2006). «Constraints on Jupiter’s Age and Formation Mechanism and the Nebula Lifetime from Chondrites and Asteroids». Proceedings 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference, League City, Texas: Lunar and Planetary Society. Проверено 2007-04-16. 
  34. В.В.Бусарев Астероиды (SolarSystem/asteroids)  (рус.) (23 марта 2010). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 25 октября 2011.
  35. Clark, B. E.; Hapke, B.; Pieters, C.; and Britt, D. Asteroid Space Weathering and Regolith Evolution. University of Arizona (2002). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  36. Gaffey, Michael J. The Spectral and Physical Properties of Metal in Meteorite Assemblages: Implications for Asteroid Surface Materials (1996). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  37. Keil, K. Thermal alteration of asteroids: evidence from meteorites. Planetary and Space Science (2000). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  38. Baragiola, R. A.; Duke, C. A.; Loeffler, M.; McFadden, L. A.; and Sheffield, J. Impact of ions and micrometeorites on mineral surfaces: Reflectance changes and production of atmospheric species in airless solar system bodies (2003). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  39. From Dust to Planetesimals: Workshop at Ringberg Castle Germany (2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  40. Kracher, A. Asteroid 433 Eros and partially differentiated planetesimals: bulk depletion versus surface depletion of sulfur (PDF). Ames Laboratory (2005). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  41. Taylor, G. J.; Keil, K.; McCoy, T.; Haack, H.; and Scott, E. R. D. (1993). «Asteroid differentiation — Pyroclastic volcanism to magma oceans». Meteoritics 28 (1): 34—52. Bibcode: 1993Metic..28…34T.
  42. Kelly, Karen. U of T researchers discover clues to early solar system. University of Toronto (2007). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 12 июля 2010.
  43. Alfvén, H.; and Arrhenius, G. The Small Bodies. SP-345 Evolution of the Solar System. NASA (1976). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 12 апреля 2007.
  44. The Hungaria group of minor planets
  45. Stiles, Lori. Asteroids Caused the Early Inner Solar System Cataclysm. University of Arizona News (September 15, 2005). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 18 апреля 2007.
  46. Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; and Chiang, E. (2006). «Infrared cirrus — New components of the extended infrared emission». The Astrophysical Journal 640 (2): 1115—1118. DOI:10.1086/500287. Bibcode: 1984ApJ…278L..19L.
  47. Berardelli, Phil. Main-Belt Comets May Have Been Source Of Earths Water. Space Daily (Mar 23, 2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 27 октября 2007.
  48. Lakdawalla, Emily Discovery of a Whole New Type of Comet. The Planetary Society (April 28, 2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 апреля 2007.
  49. 1 2 Williams, Gareth Distribution of the Minor Planets. Minor Planets Center. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 27 октября 2010.
  50. This value was obtained by a simple count up of all bodies in that region using data for 120437 numbered minor planets from the Minor Planet Center orbit database. Minor Planets Center. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 27 октября 2010.
  51. Rossi, Alessandro The mysteries of the asteroid rotation day. The Spaceguard Foundation (20 мая 2004). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 9 апреля 2007.
  52. Сурдин В.Г. Эффект инженера Ярковского  (рус.). StarContact (20 мая 2004). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 9 апреля 2007.
  53. Сурдин В. Г. Природа: Эффект инженера Ярковского  (рус.). Природа. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 9 апреля 2007.
  54. YORP-раскрутка: солнечные лучи вертят реактивные астероиды  (рус.). Мембрана. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 29 октября 2011.
  55. Fernie, J. Donald (1999). «The American Kepler». The Americal Scientist 87 (5): 398. Проверено 2007-02-04.
  56. Liou, Jer-Chyi; and Malhotra, Renu (1997). «Depletion of the Outer Asteroid Belt». Science 275 (5298): 375—377. DOI:10.1126/science.275.5298.375. PMID 8994031. Проверено 2007-08-01.
  57. Ferraz-Mello, S. (June 14—18, 1993). «Kirkwood Gaps and Resonant Groups». proceedings of the 160th International Astronomical Union: 175—188, Belgirate, Italy: Kluwer Academic Publishers. Проверено 2007-03-28. 
  58. Klacka, Jozef (1992). «Mass distribution in the asteroid belt». Earth, Moon, and Planets 56 (1): 47—52. DOI:10.1007/BF00054599. Bibcode: 1992EM&P…56…47K.
  59. 1 2 McBride, N.; and Hughes, D. W. (1990). «The spatial density of asteroids and its variation with asteroidal mass». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 244: 513—520. Bibcode: 1990MNRAS.244..513M.
  60. Hughes, David W. Finding Asteroids In Space. BBC. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 апреля 2007.
  61. Lemaitre, Anne (31 August — 4 September, 2004). «Asteroid family classification from very large catalogues». Proceedings Dynamics of Populations of Planetary Systems: 135—144, Belgrade, Serbia and Montenegro: Cambridge University Press. Проверено 2007-04-15. 
  62. 1 2 Lang, Kenneth R. Asteroids and meteorites. NASA’s Cosmos (2003). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 апреля 2007.
  63. Martel, Linda M. V. Tiny Traces of a Big Asteroid Breakup. Planetary Science Research Discoveries (March 9, 2004). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 апреля 2007.
  64. Drake, Michael J. (2001). «The eucrite/Vesta story». Meteoritics & Planetary Science 36 (4): 501—513. DOI:10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x. Bibcode: 2001M&PS…36..501D.
  65. Love, S. G.; and Brownlee, D. E. (1992). «The IRAS dust band contribution to the interplanetary dust complex — Evidence seen at 60 and 100 microns». Astronomical Journal 104 (6): 2236—2242. DOI:10.1086/116399. Bibcode: 1992AJ….104.2236L.
  66. Spratt, Christopher E. (1990). «The Hungaria group of minor planets». Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 84 (2): 123—131. Bibcode: 1990JRASC..84..123S.
  67. Carvano, J. M.; Lazzaro, D.; Mothé-Diniz, T.; Angeli, C. A.; and Florczak, M. (2001). «Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups». Icarus 149 (1): 173—189. DOI:10.1006/icar.2000.6512. Bibcode: 2001Icar..149..173C.
  68. The Trojan Page  (англ.). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 апреля 2007.
  69. SwRI researchers identify asteroid breakup event in the main asteroid belt. SpaceRef.com (June 12, 2002). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 15 апреля 2007.
  70. McKee, Maggie. Eon of dust storms traced to asteroid smash. New Scientist Space (18 January 2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 15 апреля 2007.
  71. 1 2 Nesvorný, D.; Vokrouhlick, D.; and Bottke, W. F. (2006). «The Breakup of a Main-Belt Asteroid 450 Thousand Years Ago». Science 312 (5779): 1490. DOI:10.1126/science.1126175. PMID 16763141. Bibcode: 2006Sci…312.1490N. Проверено 2007-04-15.
  72. 1 2 Nesvorný, D.; Bottke, W. F.; Levison, H. F.; and Dones, L. (2003). «Recent Origin of the Solar System Dust Bands». The Astrophysical Journal 591 (1): 486—497. DOI:10.1086/374807. Bibcode: 2003ApJ…591..486N. Проверено 2007-04-15.
  73. Backman, D. E. Fluctuations in the General Zodiacal Cloud Density. Backman Report. NASA Ames Research Center (March 6, 1998). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 4 апреля 2007.
  74. Jewitt, David; Weaver, H.; Mutcher, M.; Larson, S.; Agarwal, J. (2011). «Hubble Space Telescope Observations of Main Belt Comet (596) Scheila». ApJL 733: L4. DOI:10.1088/2041-8205/733/1/L4. Bibcode: 2011arXiv1103.5456J.
  75. 1 2 Reach, William T. (1992). «Zodiacal emission. III — Dust near the asteroid belt». Astrophysical Journal 392 (1): 289—299. DOI:10.1086/171428. Bibcode: 1992ApJ…392..289R.
  76. Kingsley, Danny Mysterious meteorite dust mismatch solved. ABC Science (May 1, 2003). Проверено 4 апреля 2007.
  77. Meteors and Meteorites. NASA. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 12 июля 2010.
  78. Breakup event in the main asteroid belt likely caused dinosaur extinction 65 million years ago. Southwest Research Institute (2007). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 14 октября 2007.
  79. Stern, Alan. New Horizons Crosses The Asteroid Belt. Space Daily (June 2, 2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 14 апреля 2007.
  80. Рис. 1.1 // Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра / Под ред. Шустова Б. М., Рыхловой Л. В.. — М.: Физматлит, 2010. — 384 с. — ISBN 978-5-9221-1241-3
  81. Yeomans, Donald K. JPL Small-Body Database Search Engine. NASA JPL. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 26 апреля 2007.
  82. Tedesco, E. F.; and Desert, F.-X. (2002). «The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search». The Astronomical Journal 123 (4): 2070—2082. DOI:10.1086/339482. Bibcode: 2002AJ….123.2070T.
  83. Krasinsky, G. A.; Pitjeva, E. V.; Vasilyev, M. V.; and Yagudina, E. I. (July 2002). «Hidden Mass in the Asteroid Belt». Icarus 158 (1): 98—105. DOI:10.1006/icar.2002.6837. Bibcode: 2002Icar..158…98K.
  84. Pitjeva, E. V. (2005). «High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants» (PDF). Solar System Research 39 (3): 176. DOI:10.1007/s11208-005-0033-2.
  85. 1 2 Wiegert, P.; Balam, D.; Moss, A.; Veillet, C.; Connors, M.; and Shelton, I. (2007). «Evidence for a Color Dependence in the Size Distribution of Main-Belt Asteroids» (abstract). The Astronomical Journal 133 (4): 1609—1614. DOI:10.1086/512128. Проверено 2008-09-06.
  86. Clark, B. E. (1996). «New News and the Competing Views of Asteroid Belt Geology». Lunar and Planetary Science 27: 225—226. Bibcode: 1996LPI….27..225C.
  87. Margot, J. L.; and Brown, M. E. (2003). «A Low-Density M-type Asteroid in the Main Belt». Science 300 (5627): 1939—1942. DOI:10.1126/science.1085844. PMID 12817147. Bibcode: 2003Sci…300.1939M.
  88. Mueller, M.; Harris, A. W.; Delbo, M.; and the MIRSI Team. (2005). «21 Lutetia and other M-types: Their sizes, albedos, and thermal properties from new IRTF measurements». Bulletin of the American Astronomical Society 37: 627. Bibcode: 2005DPS….37.0702M.
  89. 1 2 Duffard, R.; and Roig, F. Two new basaltic asteroids in the Outer Main Belt (2007). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 14 октября 2007.
  90. 1 2 3 Than, Ker. Strange Asteroids Baffle Scientists. space.com (2007). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 14 октября 2007.
  91. Low, F. J.; et al. (1984). «Infrared cirrus — New components of the extended infrared emission». Astrophysical Journal, Part 2 — Letters to the Editor 278: L19—L22. DOI:10.1086/184213. Bibcode: 1984ApJ…278L..19L.
  92. David Jewitt Interview with David Jewitt. YouTube. Проверено 14 октября 2007.
  93. The Final IAU Resolution on the Definition of «Planet» Ready for Voting. IAU (24 August 2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 марта 2007.
  94. IAU draft resolution (2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  95. IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 29 марта 2007.
  96. Parker, J. W.; Stern, S. A.; Thomas, P. C.; Festou, M. C.; Merline, W. J.; Young, E. F.; Binzel, R. P.; and Lebofsky, L. A. (2002). «Analysis of the First Disk-resolved Images of Ceres from Ultraviolet Observations with the Hubble Space Telescope». The Astronomical Journal 123 (1): 549—557. DOI:10.1086/338093. Bibcode: 2002AJ….123..549P. Проверено 2008-09-06.
  97. 1 2 Asteroid 1 Ceres. The Planetary Society. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  98. Key Stages in the Evolution of the Asteroid Vesta. Hubble Space Telescope news release (1995). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  99. Russel, C. T.; et al. Dawn mission and operations. NASA/JPL (2007). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  100. Torppa, J.; et al. (1996). «Shapes and rotational properties of thirty asteroids from photometric data». Icarus 164 (2): 346—383. DOI:10.1016/S0019-1035(03)00146-5. Bibcode: 2003Icar..164..346T.
  101. Larson, H. P.; Feierberg, M. A.; and Lebofsky, L. A. The composition of asteroid 2 Pallas and its relation to primitive meteorites (1983). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  102. Barucci, M. A.; et al. 10 Hygiea: ISO Infrared Observations (PDF) (2002). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 21 октября 2007.
  103. Ceres the Planet. orbitsimulator.com. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  104. D. Cohen. Earth’s natural wealth: an audit, NewScientist, 23 May 2007
  105. University of Toronto (2009, October 19). Geologists Point To Outer Space As Source Of The Earth’s Mineral Riches. ScienceDaily
  106. James M. Brenan and William F. McDonough. Core formation and metal-silicate fractionation of osmium and iridium from gold. — Nature Geoscience (18 October 2009)
  107. Mining the Sky: Untold Riches from the Asteroids, Comets, and Planets / John S. Lewis (1998) ISBN 0-201-47959-1

Литература

  • Elkins-Tanton Linda T. Asteroids, Meteorites, and Comets. — First. — New York: Chelsea House, 2006. — ISBN 0-8160-5195-X
  • Blair, Edward C. Asteroids: overview, abstracts, and bibliography. — 2002. — ISBN 978-1590334829
  • Britt, Daniel T.; Colsolmagno, Guy; Lebofsky, Larry Main-Belt Asteroids // Encyclopedia of the solar system. — 2007. — ISBN 978-0120885893
  • Kovács, József The discovery of the first minor planets // The European scientist: symposium on the era and work of Franz Xaver von Zach (1754—1832). — 2004. — Vol. 24, Acta Historica Astronomiae. — ISBN 978-3817117482
  • Lewis, John S. Meteorites and Asteroids // Physics and chemistry of the solar system. — 2004. — ISBN 978-0124467446
  • Martínez, V. J.; Miralles, J. A.; Marco, E.; Galadí-Enríquez, D. Astronomía fundamental. — 2005. — ISBN 978-84-370-6104-7
  • Marvin, Ursula B. Meteorites in history: an overview from the Renaissance to the 20th century // The history of meteoritics and key meteorite collections: fireballs, falls and finds. — 2006. — ISBN 978-1862391949

Ссылки

Пояс астероидов — это… Что такое Пояс астероидов?

Этот звуковой файл был создан на основе введения в статью версии за 18 сентября 2011 года и не отражает правки после этой даты.

cм. также другие аудиостатьи

По́яс астеро́идов — область Солнечной системы, расположенная между орбитами Марса и Юпитера, являющаяся местом скопления множества объектов всевозможных размеров, преимущественно неправильной формы, называемых астероидами или малыми планетами.

Эту область также часто называют главным поясом астероидов[1] или просто главным поясом[2][3], подчёркивая тем самым её отличие от других подобных областей скопления малых планет, таких как пояс Койпера за орбитой Нептуна, а также скопления объектов рассеянного диска или облака Оорта.

Выражение «пояс астероидов» вошло в обиход в начале 1850-х годов[4][5]. Первое употребление этого термина связывают с именем Александра фон Гумбольдта и его книгой «Cosmos: A Sketch of a Physical Description of the Universe»[6].

Суммарная масса главного пояса равна примерно 4% массы Луны, больше половины её сосредоточено в четырёх крупнейших объектах: Церера, (2) Паллада, (4) Веста и (10) Гигея. Их средний диаметр составляет более 400 км, а самый крупный из них, Церера, единственная в главном поясе карликовая планета, имеет диаметр более 950 км и вдвое превышает суммарную массу Паллады и Весты[7]. Но большинство астероидов, которых насчитывается несколько миллионов, значительно меньше, вплоть до нескольких десятков метров. При этом астероиды настолько сильно рассеяны в данной области космического пространства, что ни один космический аппарат, пролетавший через эту область, не был повреждён ими.

Причина такого состава пояса астероидов в том, что он начал формироваться непосредственно вблизи Юпитера, чьё гравитационное поле постоянно вносило серьёзные возмущения в орбиты планетезималей. Получаемый от Юпитера избыток орбитальной энергии приводил к более жёстким столкновениям этих тел между собой, что препятствовало их слипанию в протопланету и её дальнейшему укрупнению.

В результате большинство планетезималей оказались раздробленными на многочисленные мелкие фрагменты, большая часть из которых либо была выброшена за пределы Солнечной системы, чем объясняется низкая плотность пояса астероидов, либо перешла на вытянутые орбиты, по которым они, попадая во внутреннюю область Солнечной системы, сталкивались с планетами земной группы; этот феномен получил название поздней тяжёлой бомбардировки.

Столкновения между астероидами случались и после этого периода, что приводило к появлению многочисленных астероидных семейств — групп тел со сходными орбитами и химическим составом, в которые входит значительное число существующих на сегодня астероидов, а также к образованию мелкой космической пыли, формирующей зодиакальный свет.

Помимо этого, гравитация Юпитера также создаёт области неустойчивых орбит, где из-за резонансов с Юпитером практически отсутствуют астероиды. Астероид, попадающий туда, за относительно короткое время будет выброшен с этой орбиты за пределы Солнечной системы или пополнит популяцию астероидов, пересекающих орбиты внутренних планет. Сейчас астероидов в таких областях практически не осталось, но орбиты многих небольших астероидов продолжают медленно изменяться под влиянием других факторов.

Главной отличительной чертой, характеризующей отдельные астероиды, является их спектр, по которому можно судить о химическом составе данного тела. В главном поясе, в зависимости от химического состава, выделено 3 основных спектральных класса астероидов: углеродные (класс C), силикатные (класс S) и металлические или железные (класс M). Все эти классы астероидов, особенно металлические, представляют интерес с точки зрения космической индустрии в целом и промышленного освоения астероидов в частности.

История изучения астероидов

Правило Тициуса — Боде

Итальянский астроном Джузеппе Пиацци, открывший Цереру, которая первоначально считалась планетой, потом в течение двух сотен лет просто крупным астероидом и наконец окончательно была определена в статусе как карликовая планета

Своеобразной предысторией начала изучения пояса астероидов можно считать открытие зависимости, приблизительно описывающей расстояния планет от Солнца, получившей название правила Тициуса — Боде. Суть правила заключается в том, что расположение орбит планет Солнечной системы может быть приблизительно описано эмпирической формулой вида:

,

где  — порядковый номер планеты (при этом для Меркурия следует полагать , а никакой известной планеты не соответствует).

Впервые оно было сформулировано и опубликовано немецким физиком и математиком Иоганном Тициусом ещё в 1766 году[8][9][10], но несмотря на то, что ему, с указанными оговорками, удовлетворяли все шесть известных на то время планет (от Меркурия до Сатурна), правило долго не привлекало внимания. Так продолжалось до тех пор, пока в 1781 году не был открыт Уран, большая полуось орбиты которого точно соответствовала предсказанной данной формулой. После этого Иоганн Элерт Боде высказал предположение о возможности существования пятой от Солнца планеты между орбитами Марса и Юпитера, которая, согласно данному правилу, должна была находиться на расстоянии 2,8 а. е. и при этом до сих пор не была обнаружена[10]. Открытие Цереры в январе 1801 года, причём именно на указанном расстоянии от Солнца, привело к усилению доверия к правилу Тициуса — Боде среди астрономов, которое сохранялось вплоть до открытия Нептуна.

Открытие Цереры

Первым поиски планеты между Марсом и Юпитером ещё в 1787 году начал барон Франц Ксавер. Но после нескольких лет безуспешных наблюдений он понял, что нуждается в помощи других астрономов, поэтому в сентябре 1800 года он собрал группу из 24 учёных для совместных поисков планеты, образовав нечто вроде неформального клуба под названием «Общество Лилиенталя». Однако наибольшую известность эта группа получила как «Himmelspolizei», или «небесная полиция». Наиболее именитыми её членами были Уильям Гершель, Шарль Мессье и Генрих Ольберс[11]. Они разделили зодиакальную часть неба вблизи эклиптики на 24 части (по числу астрономов), предоставив каждому зодиакальную область шириной 15° для поиска планеты[12]. Задача состояла в описании координат всех звёзд в области зодиакальных созвездий на определённый момент. В последующие ночи проверялись координаты и выделялись объекты, которые смещались на большее расстояние. Предполагаемое смещение искомой планеты должно было составлять около 30 угловых секунд в час, что легко заметить.

Несмотря на усилия «небесной полиции», планета была случайно обнаружена человеком, который не состоял в клубе — итальянским астрономом из университета Палермо в Сицилии Джузеппе Пиацци, наблюдавшим её в ночь на 1 января 1801 года. Составляя полный каталог звёзд из созвездия Тельца, он обнаружил маленькую точку света, движущуюся на фоне звёзд. Последующие наблюдения подтвердили, что она является не звездой, а новым объектом Солнечной системы. Первоначально Пиацци принял её за комету, но отсутствие комы натолкнуло его на мысль, что этот объект может являться планетой[11]. Она находилась на расстоянии 2,77 а. е. от Солнца, что почти точно соответствовало предсказаниям правила Тициуса — Боде. Пиацци назвал планету Церера, в честь римской богини урожая и покровительницы Сицилии.

Вскоре после обнаружения объект был потерян. Но благодаря сложнейшим вычислениям, проделанным всего за несколько часов 24-летним Карлом Гауссом по новому, им же самим открытому методу (метод наименьших квадратов), ему удалось указать место, где искать беглянку, где она и была вскоре обнаружена.

Открытие Паллады и других астероидов

Пятнадцать месяцев спустя, 28 марта 1802 года, Генрих Ольберс открыл второй крупный объект в этой же области Солнечной системы, который получил имя Паллада. Её большая полуось была примерно такой же, как у Цереры, но вот эксцентриситет и наклон, напротив, сильно отличались от аналогичных параметров Цереры. Самое главное, что оба открытых тела, в отличие от других планет, даже в самые сильные телескопы того времени выглядели как точки света, то есть разглядеть их диски не удавалось, и если бы не их быстрое движение, то они были бы неотличимы от звёзд. Поэтому 6 мая 1802 года после изучения характера и размера этих двух новых объектов Уильям Гершель предлагает классифицировать их как отдельный класс объектов, названный им «астероиды», от греч. Αστεροειδής, что означает «звездоподобный»[13][14][15]. Определение намеренно было выбрано несколько неоднозначным, чтобы оно было «достаточно широким для покрытия всех возможных будущих открытий». Однако, несмотря на усилия Гершеля ввести этот новый термин, в течение нескольких десятилетий астрономы продолжали называть вновь открытые объекты «планетами»[8]. Так, Церера называлась планетой вплоть до 1860-х годов, когда она всё-таки была отнесена к классу астероидов, в котором и находилась до 2006 года, пока вместе с Плутоном и некоторыми другими транснептуновыми объектами не была переведена в разряд карликовых планет. Но по мере увеличения количества открытых астероидов система их классификации и обозначения становилась всё более громоздкой, и в начале 1850-х по предложению Александра фон Гумбольдта они были исключены из состава планет и постепенно всё чаще стали называться астероидами.

Надо отметить, что австрийский астроном Йозеф Литров предложил ещё одно, гораздо более информативное обозначение — «зенареид». Образованное от греческих имён Юпитера и Марса (Зевс и Арей), название это указывало на расположение пояса астероидов между орбитами этих двух планет. Однако термин этот опоздал: новые тела уже были названы другим словом, к тому же термин «зенареид» был несколько громоздким и вычурным. Поэтому в науку он так и не вошёл, лишь изредка он встречается в старой немецкой астрономической литературе[16].

К 1807 году было открыто ещё два объекта, получивших названия Юноны и Весты[17]. Но на этом открытия и закончились. Начавшаяся эпоха наполеоновских войн послужила своего рода окончанием первого исторического этапа в истории поиска астероидов. Отыскать новые астероиды никак не удавалось, и большинство астрономов решило, что их больше нет, и прекратило исследования. Однако Карл Людвиг Хенке проявил настойчивость, в 1830 году возобновив поиск новых астероидов, и в 1845 году обнаружил Астрею — первый за 38 лет новый астероид. А ещё менее чем два года спустя была открыта Геба. После этого к поискам подключились и другие астрономы по всему миру, и открытие новых астероидов пошло ускоряющимися темпами — не менее одного в год. По мере совершенствования телескопов темпы открытия астероидов непрестанно возрастали, и уже к середине 1868 года их число перевалило за сотню.

Когда стало ясно, что, кроме Цереры, примерно на том же расстоянии от Солнца находится множество других более мелких тел, чтобы как-то объяснить это с позиции правила Тициуса — Боде, была выдвинута гипотеза, что они образовались в результате разрушения планеты Фаэтон, которая раньше находилась на этой орбите. Впоследствии эта гипотеза была опровергнута, поскольку выяснилось, что из-за гравитационного влияния Юпитера на данном расстоянии от Солнца сколь-нибудь крупное тело образоваться просто не может.

Известные «охотники за астероидами» того времени  

С открытием же Нептуна в 1846 году правило Тициуса — Боде оказалось полностью дискредитированным в глазах учёных, поскольку большая полуось данной планеты была далека от предсказанного правилом[18].

Планета i k Радиус орбиты (а. е.)
по правилу фактический
Меркурий −1 0 0,4 0,39
Венера 0 1 0,7 0,72
Земля 1 2 1,0 1,00
Марс 2 4 1,6 1,52
Пояс астероидов 3 8 2,8 в сред. 2,2—3,6
Юпитер 4 16 5,2 5,20
Сатурн 5 32 10,0 9,54
Уран 6 64 19,6 19,22
Нептун выпадает 30,06
Плутон 7 128 38,8 39,5
Эрида 8 256 77,2 67,7

Новый этап в изучении астероидов начался с применением в 1891 году Максом Вольфом метода астрофотографии для поиска новых астероидов[19]. Он заключался в том, что на фотографиях с длинным периодом экспонирования астероиды оставляли короткие светлые линии, в то время как звёзды оставались точками благодаря тому, что телескоп поворачивается вслед за вращением небесной сферы. Этот метод значительно ускорил обнаружение новых астероидов по сравнению с ранее использовавшимися методами визуального наблюдения: Макс Вольф в одиночку обнаружил 248 астероидов, начиная с астероида (323) Брюсия, тогда как до него за несколько десятилетий было обнаружено немногим более 300.

Первая тысяча астероидов была обнаружена уже к октябрю 1921 года, 10 000 к 1981[20], к 2000 году количество открытых астероидов перевалило за 100 000, а по состоянию на 6 сентября 2011 года число нумерованных астероидов составляет уже 285 075[21].

Известно, что пояс астероидов содержит гораздо большее их количество, чем известно сейчас (всё зависит от того, сколь малые тела можно называть астероидами). Однако, поскольку современные системы поиска новых астероидов позволяют выявлять их совершенно автоматически практически без участия человека, большинство учёных не занимаются их поиском, называя астероиды «космическим мусором», оставшимся после формирования Солнечной системы. Сейчас большее внимание уделяется астероидам, потенциально опасным для Земли. Они называются астероидами, сближающимися с Землёй, и входят в группу околоземных объектов, к которым также относятся некоторые кометы и метеороиды.

Исследования

Первым космическим аппаратом, пролетевшим через пояс астероидов, стал «Пионер-10», который долетел до области главного пояса 16 июля 1972 года. В то время ещё была обеспокоенность по поводу возможности столкновения аппарата с одним из небольших астероидов, однако с тех пор на пути к внешним планетам через пояс астероидов без всяких инцидентов пролетело уже 9 космических аппаратов.

Аппараты «Пионер-11», «Вояджер-1» и «Вояджер-2», а также зонд «Улисс» пролетали через пояс без запланированных или случайных сближений с астероидами. Аппарат «Галилео» стал первым космическим аппаратом, который сделал снимки астероидов. Первыми сфотографированными объектами стали астероид (951) Гаспра в 1991 году и астероид (243) Ида в 1993 году. После этого в НАСА была принята программа, согласно которой любой аппарат, пролетающий через пояс астероидов, должен, по возможности, пролететь мимо какого-либо астероида. В последующие годы космическими зондами и аппаратами были получены изображения ряда мелких объектов, таких как (253) Матильда в 1997 году с аппарата NEAR Shoemaker, (2685) Мазурский в 2000 году с «Кассини», (5535) Аннафранк в 2002 году со «Стардаст», (132524) APL в 2006 с зонда «Новые горизонты», (2867) Штейнс в 2008 году и (21) Лютеция в 2010 году с «Розетты»[22].

Большинство изображений астероидов главного пояса, переданных космическими аппаратами, получены в результате краткого пролёта зондов вблизи астероидов на пути к основной цели миссии — для подробного изучения астероидов отправляли только два аппарата: NEAR Shoemaker, который исследовал (433) Эрос и Матильду[23], а также «Хаябуса», главной целью которого было изучение (25143) Итокава. Аппарат в течение длительного времени изучал поверхность астероида и даже, впервые в истории, доставил частицы грунта с его поверхности[24].

27 сентября 2007 года к крупнейшим астероидам Весте и Церере была отправлена автоматическая межпланетная станция Dawn. Аппарат достиг Весты 16 июля 2011 года и вышел на её орбиту. После изучения астероида в течение полугода он направится к Церере, которой достигнет в 2015 году. Если зонд будет продолжать работать и после изучения этих двух астероидов, то возможно расширение его миссии для исследования Паллады[25].

Происхождение

Диаграмма распределения астероидов главного пояса в зависимости от наклона орбиты и размера большой полуоси. Красный — центральные области, голубой — периферия

Формирование

Исследователи космоса высказывают различные предположения о причине большой концентрации астероидов в сравнительно узком пространстве межпланетной среды между орбитами Марса и Юпитера.

Наибольшую популярность среди господствующих в XIX веке гипотез о происхождении тел пояса астероидов получила гипотеза, предложенная в 1802 году, вскоре после обнаружения Паллады, немецким учёным Генрихом Ольберсом. Он предположил, что Церера и Паллада могут быть фрагментами гипотетической планеты Фаэтон, когда-то существовавшей между орбитами Марса и Юпитера и разрушенной в результате столкновения с кометой много миллионов лет назад[19]. Однако более поздние исследования опровергают эту гипотезу. Аргументами против являются очень большое количество энергии, необходимое, чтобы разрушить целую планету, крайне малая суммарная масса всех астероидов главного пояса, которая составляет лишь 4% массы Луны, и практическая невозможность формирования крупного объекта типа планеты в области Солнечной системы, испытывающей сильные гравитационные возмущения от Юпитера. Существенные различия химического состава астероидов также исключают возможность их происхождения из одного тела[26]. Скорее всего, пояс астероидов является не разрушенной планетой, а планетой, которая так и не смогла сформироваться ввиду гравитационного влияния Юпитера и, в меньшей степени, других планет-гигантов.

В целом формирование планет и астероидов Солнечной системы близко к описанию этого процесса в небулярной гипотезе, согласно которой 4,5 млрд лет назад облака межзвёздного газа и пыли под действием гравитации образовали вращающийся газопылевой диск, в котором происходили уплотнение и конденсация вещества диска. В течение первых нескольких миллионов лет истории Солнечной системы, вследствие турбулентных и других нестационарных явлений, в результате слипания при взаимных столкновениях мелких частиц замёрзшего газа и пыли возникали сгустки вещества. Этот процесс получил название аккреции. Взаимные неупругие столкновения, наряду с возрастающим по мере увеличения их размеров и массы гравитационным взаимодействием, вызывали увеличение скорости роста сгустков. Затем сгустки вещества притягивали окружающие пыль и газ, а также другие сгустки, объединяясь в планетезимали, из которых впоследствии образовались планеты[27][28].

С увеличением расстояния от Солнца уменьшалась средняя температура газопылевого вещества, и, соответственно, менялся его общий химический состав. Кольцевая зона протопланетного диска, из которого впоследствии сформировался главный пояс астероидов, оказалась вблизи границы конденсации летучих соединений, в частности, водяного пара. Именно в этом кроется причина образования в этом месте пояса астероидов вместо полноценной планеты. Близость этой границы привела к опережающему росту зародыша Юпитера, находившегося рядом и ставшего центром аккумуляции водорода, азота, углерода и их соединений, покидавших более разогретую центральную часть Солнечной системы.

Мощные гравитационные возмущения со стороны быстро растущего зародыша Юпитера воспрепятствовали образованию в поясе астероидов достаточно крупного протопланетного тела[29]. Процесс аккумуляции вещества там остановился в тот момент, когда успели сформироваться только несколько десятков планетезималей допланетного размера (около 500—1000 км), которые затем начали дробиться при столкновениях[30], вследствие быстрого роста их относительных скоростей (от 0,1 до 5 км/с)[31]. Причина их роста кроется в орбитальных резонансах, а именно, в так называемых щелях Кирквуда, соответствующих орбитам, периоды обращения на которых соотносятся с периодом обращения Юпитера как целые числа (4:1, 3:1, 5:2).

На таких орбитах сближение с Юпитером происходит наиболее часто и его гравитационное влияние максимально, поэтому астероиды там практически отсутствуют. Между орбитами Марса и Юпитера лежит несколько зон таких резонансов, более или менее сильных. На определённом этапе своего формирования Юпитер начал мигрировать во внутреннюю часть Солнечной системы[32], в результате эти резонансы прокатились по всему поясу, внося возмущения в орбиты астероидов и увеличивая скорость их движения[33]. При этом протоастероиды испытывали многочисленные столкновения, причём не только между собой, но и с телами, вторгавшимися в пояс астероидов из зон Юпитера, Сатурна и более далёкой периферии Солнечной системы. До этого постепенный рост родительских тел астероидов был возможен благодаря их небольшим относительным скоростям (до 0,5 км/с), когда столкновения объектов заканчивались их объединением, а не дроблением. Увеличение же потока тел, вбрасываемых в пояс астероидов Юпитером и Сатурном, привело к тому, что относительные скорости родительских тел астероидов значительно возросли (до 3—5 км/с) и стали более хаотическими, что сделало процесс дальнейшего укрупнения тел невозможным. Процесс аккумуляции родительских тел астероидов сменился процессом их фрагментации при взаимных столкновениях, и возможность формирования крупной планеты на данном расстоянии от Солнца навсегда исчезла[34].

Предполагается, что в результате гравитационных возмущений большая часть материала главного пояса была рассеяна в течение первых двух миллионов лет с момента его образования, оставив менее 0,1% вещества от первоначальной массы, которой, согласно результатам компьютерного моделирования, могло хватить для образования планеты с массой Земли[30]. Вполне возможно, что некоторые из этих астероидов могли сохраниться в поясе Койпера или среди ледяных тел облака Оорта, но значительная часть, вероятно, была просто выброшена за пределы Солнечной системы.

Эволюция

С момента образования из первичной туманности большинство астероидов претерпело значительные изменения, причиной которых были значительный нагрев в первые несколько миллионов лет после их образования, дифференциация недр в крупных планетезималях и дробление последних на отдельные более мелкие фрагменты, плавление поверхности в результате ударов микрометеоритов и влияние процессов космического выветривания, происходивших под действием солнечной радиации на протяжении всей истории Солнечной системы[35][36][37][38]. Несмотря на это, многие учёные продолжают считать их остатками планетезималей и надеются найти в них первичное вещество, из которого состояло газопылевое облако и которое могло сохраниться в глубине астероидов[39], другие считают, что с момента образования астероиды претерпели слишком серьёзные изменения[40].

При этом область газопылевого облака, из которой образовались астероиды, вследствие своего довольно специфического расположения, оказалась весьма неоднородной по составу, в зависимости от расстояния до Солнца: с удалением от Солнца (в области от 2,0 до 3,5 а. е.) относительное содержание в ней простейших силикатных соединений резко убывало, а содержание лёгких летучих соединений, в частности, воды, наоборот, возрастало. При этом многие родительские тела современных астероидов находились в частично или полностью расплавленном состоянии. По крайней мере, те из них, которые содержали высокую долю силикатных соединений и находились ближе к Солнцу, уже были разогреты и испытали гравитационную дифференциацию недр (расслоение вещества на более и менее плотное), а некоторые из них и вовсе могли пережить периоды активного вулканизма и сформировать океаны магмы на поверхности, наподобие морей на Луне. Источником разогрева могли быть либо распад радиоактивных изотопов, либо действия индукционных токов, наведённых в веществе этих тел мощными потоками заряженных частиц из молодого и активного Солнца.

Родительскими телами астероидов (протоастероидами), по каким-то причинам сохранившимися до наших дней, являются такие крупнейшие астероиды, как Церера и (4) Веста. В процессе гравитационной дифференциации протоастероидов, испытавших нагревание, достаточное для плавления их силикатного вещества, в них выделились металлические ядра и более лёгкие силикатные оболочки, а в некоторых случаях (например, у Весты) даже базальтовая кора, как у планет земной группы. Однако, поскольку вещество в зоне астероидов содержало значительное количество летучих соединений, его средняя температура плавления была относительно низкой. Как было показано с помощью математического моделирования и численных расчётов, для такого силикатного вещества она могла быть в диапазоне 500—1000 °C. Столь низкая температура в сочетании с небольшими размерами астероидов обеспечила быстрое остывание протоастероидов, в итоге, согласно расчётам, период расплавления этих тел мог продолжаться в течение не более чем нескольких миллионов лет[41]. Изучение кристаллов циркония, найденных в августе 2007 года в антарктических метеоритах, предположительно происходивших с Весты, подтверждает, что её вещество находилось в расплавленном состоянии совсем недолго по геологическим меркам[42].

Начавшаяся почти одновременно с этими процессами миграция Юпитера во внутреннюю часть Солнечной системы и, как следствие, прокатившиеся по поясу астероидов орбитальные резонансы привели к тому, что только что сформировавшиеся и прошедшие дифференциацию недр протоастероиды начали сходить с орбит и сталкиваться между собой. При относительных скоростях около нескольких километров в секунду столкновения тел, состоявших из нескольких силикатных оболочек с различной механической прочностью (чем больше в твёрдом веществе содержится металлов, тем более оно прочное), приводили к «сдиранию» и дроблению до мелких фрагментов, в первую очередь, наименее прочных внешних силикатных оболочек, что привело к появлению большого числа новых астероидов, но гораздо меньших размеров.

Однако надолго эти фрагменты, как, впрочем, и более крупные тела, в главном поясе не задерживались, а были рассеянны и, по большей части, выброшены за пределы главного пояса. Основным механизмом подобного рассеивания мог быть орбитальный резонанс с Юпитером. Резонансы 4:1 и 2:1 на расстояниях 2,06 и 3,27 а. е. можно считать, соответственно, внутренней и внешней границами главного пояса, за пределами которых количество астероидов резко падает. Орбиты астероидов, которые попадают в область резонанса, становятся крайне нестабильными, поэтому астероиды в достаточно короткий срок выбрасываются с этих орбит и переходят на более стабильные или вовсе покидают Солнечную систему. Большинство астероидов, которые попадали на эти орбиты, были рассеяны либо Марсом, либо Юпитером[43]. Астероиды семейства Венгрии, располагающиеся внутри резонанса 4:1, и семейства Кибелы на внешней границе пояса защищены от рассеивания высоким наклоном орбиты[44].

Впрочем, как показывает численное моделирование столкновений силикатных тел астероидных размеров, многие из существующих сейчас астероидов после взаимных столкновений могли реаккумулировать, то есть объединиться из оставшихся фрагментов, и тем самым представлять собой не монолитные тела, а движущиеся «груды булыжников» (англ.).

Подобные столкновения также могли привести к образованию у ряда астероидов гравитационно связанных с ними небольших спутников. Эта гипотеза, хотя и вызывала жаркие дискуссии среди учёных в прошлом, была подтверждена, в частности, наблюдениями за специфическим изменением блеска астероидов, а потом и напрямую, на примере астероида (243) Ида. С помощью космического аппарата «Галилео» 28 августа 1993 года удалось получить изображения этого астероида вместе с его спутником (который позднее назвали Дактилем). Размер Иды 58 × 23 км, Дактиля — 1,5 км, расстояние между ними 85 км.

Когда миграция Юпитера прекратилась и орбиты астероидов стабилизировались, число столкновений между астероидами резко снизилось, в результате на протяжении большей части истории главного пояса распределение размеров астероидов в нём оставалось относительно стабильным[45].

Интересно, что, когда пояс астероидов только начал формироваться, на расстоянии 2,7 а. е. от Солнца образовалась так называемая «снеговая линия», где максимальная температура на поверхности астероида не превышала температуру таяния льда. В результате на астероидах, формировавшихся за пределами этой линии, смогла конденсироваться вода в виде льда, что привело к появлению астероидов с большим содержанием льда на поверхности[46][47].

Одной из разновидностей таких астероидов стали кометы главного пояса, об открытии которых было объявлено в 2006 году. Они располагаются во внешней части главного пояса за пределами снеговой линии. Вполне возможно, что именно эти астероиды могли быть источниками воды в земных океанах, попав на Землю во время кометной бомбардировки, поскольку изотопный состав вещества комет из облака Оорта не соответствует распределению изотопов в воде земной гидросферы[48].

Орбиты и вращение

Диаграмма распределения астероидов в зависимости от эксцентриситета и большой полуоси (центр пояса показан красным, периферия — синим)

Астероиды движутся по орбитам вокруг Солнца в том же направлении, что и планеты, в зависимости от величины большой полуоси, их период обращения колеблется от 3,5 до 6 лет. Большинство астероидов, как видно из диаграммы справа, движется по орбитам с эксцентриситетом не более 0,4, но существует немало астероидов, движущихся по сильно вытянутым орбитам с эксцентриситетом до 0,6, например, как у астероида (944) Идальго и выше. Наклон орбиты типичного астероида не превышает 30°, хотя тут тоже есть свои рекордсмены: астероид (945) Барселона, наклон орбиты которого составляет 32,8°. Для основной массы астероидов среднее значение наклона орбиты составляет не более 4° и эксцентриситета около 0,07[49].

Область пространства, располагающаяся между двумя орбитальными резонансами 4:1 и 2:1, что соответствует орбитальным расстояниям 2,06 и 3,27 а. е., иногда называется ядром пояса астероидов и содержит до 93,4 % всех нумерованных астероидов. Она включает в себя астероиды с эксцентриситетом не более 0,33 и наклоном менее 20°, большие полуоси которых лежат в указанных выше пределах[50].

Поверхность большинства астероидов диаметром более 100 м, вероятно, покрыта толстым слоем раздробленной породы и пыли, образовавшихся при падении метеоритов или собранных в процессе движения по орбите[51]. Измерения периодов вращения астероидов вокруг своей оси показали, что существует верхний предел скоростей вращения для относительно крупных астероидов диаметром более 100 м, который составляет 2,2 часа. В астероидах, вращающихся быстрее, силы инерции, возникающие в результате вращения, начинают превышать силу тяжести, из-за чего ничто не может удержаться на поверхности такого астероида. Вся пыль и щебень, возникающие на его поверхности при падении метеоритов, сразу же выбрасываются в окружающее пространство. Однако астероид, представляющий собой твёрдое цельное тело, а не просто груду щебня  (англ.), из-за действующих внутри него сил сцепления, в принципе, может вращаться и с большей скоростью.

Влияние эффекта Ярковского

Хотя орбитальные резонансы с Юпитером являются наиболее мощным и эффективным способом изменения орбит астероидов, существуют и другие механизмы смещения астероидов с их первоначальных орбит. Одним из таких механизмов является эффект Ярковского.

Он был предсказан русским учёным XIX века И. О. Ярковским и состоит в возможности изменения орбиты тела в космическом пространстве под действием давления солнечного света. Он высказал предположение, что солнечный свет способен нести небольшой импульс, который передаётся космическому телу при поглощении им света. А неравномерность теплового излучения нагревающейся и охлаждающейся сторон самого космического тела приводит к созданию слабого реактивного импульса, значение которого достаточно для медленного изменения большой полуоси орбит небольших маломассивных астероидов[52].

При этом прямые солнечные лучи не способны изменить орбиту астероида, поскольку они действуют по той же оси, что и гравитационное притяжение Солнца. Ключевая идея заключается в том, что астероид имеет разное распределение температур на поверхности, а следовательно и разную интенсивность инфракрасного излучения. Чем сильнее нагрето тело (вечерняя сторона тела), тем больше тепла излучает поверхность и тем сильнее создаваемый реактивный импульс, с другой стороны, чем холоднее поверхность (утренняя сторона тела), тем меньше интенсивность инфракрасного излучения и тем слабее создаваемый реактивный импульс. Именно в этом и кроется механизм изменения орбиты: с нагретой стороны на тело действует большой реактивный импульс, а импульс с холодной стороны слишком мал, чтобы его скомпенсировать, за счёт этого, в зависимости от направления вращения астероида, происходит замедление или ускорение его движения по орбите, а изменение скорости вызывает удаление или приближение тела к Солнцу[53].

Схема действия YORP-эффекта на астероид асимметричной формы

Однако воздействие данного эффекта не ограничивается одним лишь изменением орбиты. С учётом влияния некоторых новых параметров, таких как альбедо и форма астероида, этот эффект также может вызывать изменение скорости вращения астероида не только по орбите, но и вокруг своей оси, а также влиять на угол её наклона и прецессии. Этот уточнённый вариант эффекта Ярковского получил название YORP-эффект, которое является аббревиатурой первых букв фамилий учёных, внёсших наибольший вклад в изучение данного явления. Главным условием проявления этого эффекта является неправильная форма тела. Из-за этого при инфракрасном излучении с той части астероида, которая наиболее удалена от его центра масс, под действием реактивного импульса возникает крутящий момент, вызывающий изменение угловой скорости вращения астероида[54].

Щели Кирквуда

Этот график показывает распределение астероидов в центральной части главного пояса в зависимости от большой полуоси орбиты. Чёрные стрелки указывают на щели Кирквуда, где орбитальный резонанс с Юпитером дестабилизирует орбиты астероидов

Величина большой полуоси астероида используется для описания величины его орбиты вокруг Солнца и, наряду с эксцентриситетом, определяет орбитальный период астероида. В 1866 году американский астроном Дэниел Кирквуд высказал предположение о существовании в поясе астероидов пустых областей, где они почти полностью отсутствуют. Период обращения астероидов в этих областях, получивших название «щелей Кирквуда», находится в простом целочисленном соотношении с орбитальным периодом Юпитера, что приводит к регулярным сближениям астероидов с планетой-гигантом, вызывая явление орбитального резонанса. При этом гравитационное влияние Юпитера вызывает дестабилизацию орбит астероидов, что выражается в увеличении эксцентриситета и, как следствие, потере устойчивости орбиты и, в конечном итоге, приводит к выбрасыванию астероидов из области резонанса[55]. Те же астероиды, которые всё же вращаются в этих областях, либо изначально находились там («троянцы»)[56], либо были выброшены туда в результате взаимных столкновений.

Орбитальные резонансы бывают слабыми (9:2, 10:3, 11:6 и другие), когда сближения с Юпитером хоть и регулярны, но происходят не слишком часто, — в таких областях астероидов хоть и заметно меньше, но они всё же встречаются[57], — и сильными (4:1, 3:1, 5:2, 2:1), когда сближения с Юпитером происходят очень часто, раз в несколько лет, — там астероиды уже практически отсутствуют. Весь пояс астероидов иногда условно разделяют на три зоны.

  • «Зона I» (внутренняя) — располагается на расстоянии от 2,06 до 2,5 а. е. и ограничена орбитальными резонансами 4:1 и 3:1
  • «Зона II» (средняя) — располагается на расстоянии от 2,5 до 2,82 а. е. и ограничена орбитальными резонансами 3:1 и 5:2
  • «Зона III» (внешняя) — располагается на расстоянии от 2,82 до 3,27 а. е. и ограничена орбитальными резонансами 5:2 и 2:1[58].

Главный пояс часто также разделяют на две части: внутреннюю и внешнюю. К внутренней части пояса относятся астероиды, которые располагаются ближе к орбите Марса до орбитального резонанса 3:1 на расстоянии 2,5 а. е., и к внешней — астероиды, располагающиеся ближе к Юпитеру, уже после данной границы (некоторые авторы, впрочем, проводят её на расстоянии 3,3 а. е., что соответствует орбитальному резонансу 2:1).

В отличие от пробелов в кольцах Сатурна, пробелы в поясе астероидов нельзя визуально увидеть при фотографировании области резонанса, поскольку все астероиды движутся по эллиптическим орбитам и время от времени пересекают резонансные орбиты. Поэтому фактически пространственная плотность астероидов в данных областях в любой момент времени не сильно отличается от соседних регионов[59].

Поскольку при формировании Солнечной системы орбита Юпитера, как и орбиты других планет, претерпевала значительные изменения, а вместе с планетой перемещались и сами области орбитальных резонансов (щели Кирквуда)[32], это может объяснить, почему некоторые крупные астероиды всё же находятся в области резонансов.

Семейства и группы астероидов

На данной диаграмме зависимости наклона (ip) орбиты от эксцентриситета (ep) среди астероидов главного пояса хорошо видно несколько крупных астероидных скоплений

Семейства астероидов были обнаружены в 1918 году японским астрономом Киёцугу Хираяма, который провёл сравнительный анализ орбит довольно большого числа астероидов и первым заметил, что эти параметры сходны у некоторых из них[60].

На сегодняшний день известно, что почти каждый третий астероид входит в состав какого-либо семейства. Признаком принадлежности астероидов к одному семейству являются примерно одинаковые орбитальные параметры, такие как большая полуось, эксцентриситет и наклон орбиты, а также аналогичные спектральные особенности, последние указывают на общность происхождения астероидов семейства, образовавшихся в результате распада более крупного тела. Построение диаграммы зависимости наклонов орбит астероидов от их эксцентриситета позволяет наглядно выделить группы астероидов, указывающих на существование семейства.

Обнаружено уже несколько десятков астероидных семейств, большинство из них небольшие как по размеру астероидов, так и по их количеству, но есть и очень крупные семейства. В последнее время было обнаружено ещё несколько десятков скоплений астероидов, но их статус пока точно не определён. Он может быть окончательно подтверждён только в случае общности спектральных характеристик астероидов[61]. Меньшие ассоциации астероидов называются группами или кластерами.

Вот несколько наиболее крупных семейств астероидов, приведённых в порядке возрастания их больших полуосей: семейство Флоры, семейство Эвномии, семейство Корониды, семейство Эос и семейство Фемиды[62]. Семейство Флоры является одним из самых многочисленных, в него входит больше 800 астероидов, возможно, оно сформировалось в результате столкновения двух крупных астероидов около миллиарда лет назад[63]. Основную массу семейств представляют небольшие астероиды, но есть среди них и очень крупные. Крупнейшим астероидом, являющимся частью семейства, является астероид (4) Веста, который возглавляет одноимённое семейство. Считается, что оно образовалось при падении на Весту в районе её южного полюса крупного метеорита, который выбил из неё большое количество фрагментов, ставших семейством. Часть из них упала на Землю в виде HED-метеоритов (англ.)русск.[64].

Помимо этого, в главном поясе были обнаружены три полосы пыли, которые, судя по орбитальным параметрам, могут быть приурочены к трём семействам астероидов: Эос, Корониды и Фемиды[65].

Семейства на границах главного пояса

Ещё одним интересным семейством астероидов является семейство Венгрии, которое расположено вблизи внутренней границы главного пояса (между 1,78 и 2,0 а. е., со средними значениями больших полуосей 1,9 а. е.). Это небольшое семейство из 52 астероидов названо в честь самого крупного представителя — астероида (434) Венгрия. Астероиды семейства Венгрии отделены от основной массы астероидов главного пояса щелью Кирквуда, соответствующей одному из четырёх сильных орбитальных резонансов 4:1, и обладают значительным наклоном орбит. Причём из-за относительно высокого эксцентриситета некоторые из его членов в процессе движения вокруг Солнца пересекают орбиту Марса и, как следствие, испытывают сильное гравитационное воздействие с его стороны, что, вероятно, является фактором, снижающим численность данного семейства[66].

Другой группой астероидов во внутренней части главного пояса, обладающей высоким наклоном орбиты среди своих членов, является семейство Фокеи. Подавляющее большинство его представителей относятся к светлому спектральному классу S, в то время как большинство астероидов семейства Венгрии относится к классу E[67]. Орбиты астероидов семейства Фокеи расположены в промежутке между 2,25 и 2,5 а. е. от Солнца.

К внешней границе главного пояса также относится несколько семейств астероидов. Среди них выделяют семейство Кибелы, которое находится в промежутке между 3,3 и 3,5 а. е. от Солнца и в слабом орбитальном резонансе с Юпитером 7:4, а также семейство Хильды на орбитах между 3,5 и 4,2 а. е., находящееся в орбитальном резонансе с Юпитером 3:2. За пределами расстояния в 4,2 а. е. и вплоть до орбиты Юпитера также встречаются астероиды, но значительно реже, чем в самом поясе. Зато на самой орбите Юпитера находятся две очень крупные группы астероидов, получивших название троянских, которые приурочены к двум точкам Лагранжа L4 и L5. Впрочем, троянские астероиды существуют не только у Юпитера, но и у большинства других внешних планет[68].

Молодые семейства

Некоторые из существующих на сегодня семейств образовались в астрономическом масштабе совсем недавно. Ярким примером является семейство Карины, которое сформировалось сравнительно недавно, 5,7 млн лет назад, в результате катастрофического столкновения двух тел диаметром 30 и 5 км[69]. Другая молодая группа астероидов, семейство Веритас, образовалась 8,3 млн лет назад, тоже в результате столкновения; она включает в себя 62 астероида, а также пылевой шлейф на орбите[70][71][72].

Ещё более молодым является кластер Датуры, который образовался в результате столкновения двух небольших астероидов примерно 450 тыс. лет назад, согласно данным орбит членов кластера. Ещё одним молодым кластером, несколько старше предыдущего, является кластер астероида (4652) Ианнини, который, вероятно, образовался от 1 до 5 млн лет назад[71][72].

Столкновения

Относительно высокая концентрация тел в главном поясе создаёт среду, в которой очень часто по астрономическим меркам происходят столкновения между астероидами. Так, столкновения между крупными астероидами радиусами около 10 км происходят раз в 10 млн лет[73]. При столкновении крупных астероидов происходит их дробление на отдельные фрагменты, что может привести к образованию новой астероидной семьи или кластера. Впрочем, если астероиды сближаются на сравнительно небольших скоростях, это может привести не к дроблению астероидов, а, наоборот, к их объединению в одно более крупное тело. Именно этот процесс привёл к образованию планет 4 млрд лет назад. С тех пор влияние этих двух процессов полностью изменило пояс астероидов, и теперь он кардинально отличается от того, который существовал тогда.

Возможные последствия столкновения в поясе астероидов были обнаружены с помощью телескопа «Хаббл», данные которого показали наличие кометной активности у астероида (596) Шейла в период с 11 ноября по 3 декабря 2010 года. Учёные предполагают, что данный астероид столкнулся с неизвестным объектом диаметром порядка 35 м, на скорости около 5 км/с[74].

Пыль

Мелкая пыль в поясе астероидов, возникшая в результате столкновений астероидов, создаёт явление, известное как зодиакальный свет

Наряду с астероидами, в поясе существуют также шлейфы пыли, состоящие из микрочастиц радиусом в несколько сотен микрометров, которые образовались в результате столкновений между астероидами и их бомбардировки микрометеоритами. Однако, в связи с влиянием эффекта Пойнтинга — Робертсона, эта пыль под действием солнечной радиации постепенно по спирали движется к Солнцу[75].

Сочетание астероидной пыли и пыли, выбрасываемой кометами, даёт явление зодиакального света. Это слабое свечение простирается в плоскости эклиптики в виде треугольника, и его можно увидеть в экваториальных районах вскоре после захода или незадолго перед восходом Солнца. Размеры частиц, которые его вызывают, в среднем колеблются в районе 40 мкм, а время их существования не превышает 700 тыс. лет. Таким образом, наличие этих частиц свидетельствует о том, что процесс их образования происходит непрерывно[75].

Метеориты

Обломки, возникающие при столкновении астероидов, могут разлетаться по всей Солнечной системе, и некоторые из них иногда встречаются с нашей планетой и падают на её поверхность в виде метеоритов[76]. Практически все найденные на поверхности Земли метеориты (99,8 %), которых на сегодняшний день насчитывается около 30 000, в своё время появились в поясе астероидов[77]. В сентябре 2007 года были опубликованы результаты чешско-американского исследования, согласно которым, в результате столкновения с астероидом (298) Баптистина другого крупного тела во внутреннюю часть Солнечной системы было выброшено большое количество крупных фрагментов, часть из которых могла оказать серьёзное влияние на систему Земля — Луна. В частности, считается, что именно они могут быть ответственны за образование кратера Тихо на поверхности Луны и кратера Чиксулуб в Мексике, образовавшегося при падении метеорита, по некоторым версиям, погубившего динозавров 65 млн лет назад[78]. Впрочем, по данному вопросу в научной среде нет единства — кроме Баптистины, есть и другие астероиды, обломки которых могут быть виновниками этой катастрофы.

Физические характеристики

Сравнительные размеры Луны и 10 первых астероидов, расположенных в порядке открытия

Вопреки распространённому мнению, расстояние между объектами в поясе астероидов велико. Несмотря на то, что число открытых на 2011 год астероидов превысило 300 000, а всего в поясе насчитывается несколько миллионов и более (в зависимости от того, где провести нижнюю границу размера) объектов, объём пространства, занимаемый поясом астероидов, огромен, и, как следствие, плотность объектов в поясе весьма мала. Поэтому вероятность не то что столкновения, а просто случайного незапланированного сближения, например, космического аппарата с каким-нибудь астероидом сейчас оценивается менее чем один к миллиарду[79].

Размеры и масса

Характерные оценки размеров для различных классов малых тел Солнечной системы

Астероидами считаются тела с диаметром более 30 м, тела меньшего размера называют метеороидами[80]. Крупных тел в поясе астероидов очень мало, так, астероидов с диаметром более 100 км насчитывается около 200[81], ещё известно около 1000 астероидов с радиусом более 15 км, а данные исследований в инфракрасном диапазоне спектра позволяют предположить, что, помимо них, в главном поясе существует ещё от 700 тыс. до 1,7 млн астероидов диаметром от 1 км и более[82]. Звёздная величина астероидов колеблется от 11m до 19m и для большинства из них составляет около 16m[49].

Общая масса всех астероидов главного пояса приблизительно равна от 3,0·1021 до 3,6·1021 кг, что составляет всего 4% от массы Луны или 0,06% от массы Земли[83][84]. Половина этой массы приходится на 4 крупнейших астероида из первой десятки: Цереру, Весту, Палладу и Гигею, причём почти её треть приходится на Цереру[7].

Состав

Подавляющее большинство объектов в главном поясе составляют астероиды трёх основных классов: тёмные углеродные астероиды класса C, светлые силикатные астероиды класса S и металлические астероиды класса M. Существуют астероиды и других, более специфических классов, но их содержание в поясе крайне незначительно.

Углеродистые астероиды класса C, названные так из-за большого процента простейших углеродных соединений в их составе, являются наиболее распространёнными объектами в главном поясе, на них приходится 75% всех астероидов, особенно большая их концентрация характерна для внешних областей пояса[85]. Эти астероиды имеют слегка красноватый оттенок и очень низкое альбедо (между 0,03 и 0,0938). Поскольку они отражают очень мало солнечного света, их трудно обнаружить. Вполне вероятно, что в поясе астероидов находится ещё немало относительно крупных астероидов, принадлежащих к этому классу, но до сих пор не найденных из-за малой яркости. Зато эти астероиды довольно сильно излучают в инфракрасном диапазоне из-за наличия в их составе воды. В целом их спектры соответствуют спектру вещества, из которого формировалась Солнечная система, за исключением летучих элементов. По составу они очень близки к углеродистым хондритным метеоритам, которые нередко находят на Земле. Крупнейшим представителем этого класса является астероид (10) Гигея.

Вторым по распространённости спектральным классом среди астероидов главного пояса является класс S, который объединяет силикатные астероиды внутренней части пояса, располагающиеся до расстояния 2,5 а. е. от Солнца[85][86]. Спектральный анализ этих астероидов выявил наличие в их поверхности различных силикатов и некоторых металлов (железо и магний), но практически полное отсутствие каких-либо углеродных соединений. Это указывает на то, что породы за время существования этих астероидов претерпели значительные изменения, возможно, в связи с частичным плавлением и дифференциацией. Они имеют довольно высокое альбедо (между 0,10 и 0,2238) и составляют 17% от всех астероидов. Астероид (3) Юнона является самым крупным представителем этого класса.

Металлические астероиды класса M, богатые никелем и железом, составляют 10% от всех астероидов пояса и имеют умеренно большое альбедо (между 0,1 и 0,1838). Они расположены преимущественно в центральных областях пояса на расстоянии 2,7 а. е. от Солнца[62] и могут быть фрагментами металлических ядер крупных планетезималей, вроде Цереры, существовавших на заре формирования Солнечной системы и разрушенных при взаимных столкновениях. Однако в случае с металлическими астероидами не всё так просто. В ходе исследований обнаружено несколько тел, вроде астероида (22) Каллиопа, спектр которых близок спектру астероидов класса M, но при этом они имеют крайне низкую для металлических астероидов плотность[87]. Химический состав подобных астероидов на сегодняшний день практически неизвестен, и вполне возможно, что по составу они близки к астероидам класса C или S[88].

Одной из загадок астероидного пояса являются относительно редкие базальтовые астероиды класса V[89]. Теория формирования пояса астероидов предсказывала, что на ранней стадии в поясе астероидов должно было быть немало крупных объектов размером с Весту, в которых должна была начаться дифференциация недр. Подобные объекты должны были иметь кору и мантию, состоящие преимущественно из базальтовых пород. При последующем разрушении этих планетезималей более половины астероидов должны были состоять из базальта и оливина. На деле же оказалось, что 99% базальтового материала отсутствует в поясе астероидов[90]. До 2001 года считалось, что большинство базальтовых объектов в поясе астероидов являются фрагментами коры Весты (отсюда и название класс V), однако подробное изучение астероида (1459) Магния позволило выявить определённые различия в химическом составе открытых ранее базальтовых астероидов, что предполагает их отдельное происхождение[90]. Этот факт получил подтверждение в связи с более подробным изучением в 2007 году во внешней части пояса двух астероидов различного базальтового состава: (7472) Кумакири и (10537) 1991 RY16, которые не имеют никакого отношения к Весте. Эти два тела являются единственными астероидами данного класса, обнаруженными во внешней части главного пояса[89].

Альенде — углеродистый хондритный метеорит, который упал в Мексике в 1969 году

Прослеживается довольно чёткая зависимость между составом астероида и его расстоянием от Солнца. Как правило, каменные астероиды, состоящие из безводных силикатов, расположены ближе к Солнцу, чем углеродные глинистые астероиды, в которых часто обнаруживают следы воды, в основном в связанном состоянии, но возможно, и в виде обычного водяного льда. При этом близкие к Солнцу астероиды обладают значительно более высоким альбедо, чем астероиды в центре и на периферии. Считается, что это связано со свойствами той части протопланетного диска, из которого формировались астероиды. Во внутренних областях пояса влияние солнечной радиации было более значительно, что привело к выдуванию лёгких элементов, в частности, воды, на периферию. В результате вода сконденсировалась на астероидах внешней части пояса, а во внутренних областях, где астероиды прогреваются достаточно хорошо, её практически не осталось.

Температура на поверхности астероида зависит от расстояния до Солнца и величины его альбедо. Для частиц пыли на расстоянии 2,2 а. е. температурный диапазон начинается с 200 К (−73 °C) и ниже, а на расстоянии 3,2 а. е. уже со 165 К (−108 °C)[91]. Однако для астероидов это не совсем справедливо, поскольку из-за вращения температуры на его дневной и ночной сторонах могут существенно различаться.

Кометы главного пояса

Среди астероидов главного пояса существуют и такие, у которых на определённом расстоянии от Солнца заметили проявление кометной активности, выражающейся в появлении у них газового или пылевого хвоста, которые появляются на короткое время при прохождении тела вблизи перигелия. Поскольку орбиты, по которым движутся эти кометы, исключают возможность их появления в главном поясе в результате захвата классических комет, считается, что они образовались в самом поясе, во внешней его части. Это говорит о том, что очень многие объекты внешнего пояса могут содержать лёд, который испаряется при нагреве Солнцем поверхности астероида. Не исключена вероятность, что именно кометы главного пояса явились источником океанов на Земле, поскольку соотношение дейтерия и водорода в них слишком низкое для классических комет[92].

Крупнейшие объекты пояса астероидов

Крупнейшими объектами пояса астероидов являются Церера, (4) Веста, (2) Паллада и (10) Гигея. Хотя они имеют много общих характеристик, только одна из них — Церера — оказалась достаточно большой для присвоения статуса карликовой планеты[93]. Впрочем, трём остальным в будущем, возможно, тоже будет присвоен этот статус[94][95].

Церера

Карликовая планета Церера

Церера обладает почти сферической формой и имеет диаметр приблизительно 950 км, что составляет почти треть лунного диаметра, при массе, равной 9,43·1020 кг, что составляет уже лишь 1,3 % массы Луны, но равно трети массы всех астероидов главного пояса. Она находится на расстоянии 2,766 а. е., что очень близко к центру масс главного пояса, расположенному на расстоянии 2,8 а. е.[59] Абсолютная звёздная величина Цереры 3,32m, что гораздо больше любого астероида[96] и может объясняться слоем льда на её поверхности[97], но несмотря на это, она всё равно является очень тёмным телом, которое отражает лишь 5% падающего света.

Подобно планетам земной группы, на Церере произошла дифференциация вещества на силикатное ядро, окружённое ледяной мантией, и тонкую углеродную кору[97]. Небольшая часть льда на поверхности периодически испаряется на короткое время, образуя вокруг неё подобие очень разрежённой атмосферы.

Веста

Анимация вращения Весты. Виден огромный кратер вблизи южного полюса астероида

Астероид (4) Веста, открытый Ольберсом в 1807 году, занимает второе место по массе среди астероидов главного пояса, третье место по размеру и первое место по яркости. Его поверхность отражает 42 % падающего на неё света, что даже больше, чем у Земли (37%). При среднем диаметре в 530 км она составляет 9% массы астероидного пояса и вращается вокруг Солнца примерно на том же расстоянии, что и Церера. Поскольку Веста образовалась за пределами «снеговой линии», она практически лишена воды[98][99] и состоит из плотного металлического ядра из смеси железа и никеля, базальтовой мантии (в основном из оливина)[90] и очень тонкой, всего в несколько километров толщиной, коры.

Вблизи южного полюса Весты находится большой кратер от падения крупного астероида. В результате этого столкновения из Весты было выброшено огромное количество фрагментов, сформировавших затем вокруг неё астероидное семейство, суммарная масса которого (не считая массы самой Весты) составляет около 1% массы всех астероидов главного пояса; а также особый спектральный класс V из фрагментов породы, выбитых с поверхности, и класс J из породы, располагавшейся ближе к центру астероида. Большая часть членов данного семейства рассеяна, ввиду его близости к орбитальному резонансу с Юпитером 3:1, причём часть из них упала на Землю в виде метеоритов.

Паллада

Астероид (2) Паллада является вторым по величине объектом пояса астероидов. Она менее массивна, чем Веста, но составляет 7% массы главного пояса. Паллада интересна тем, что, подобно Урану, имеет довольно сильный наклон оси вращения, равный 34°[100], в то время как у трёх других крупнейших астероидов этот угол не превышает 10°. Также как и Церера, она принадлежит к классу C, богатому углеродом и кремнием, из-за чего имеет низкое альбедо, равное 12 %[101]. Астероид движется по орбите с большим эксцентриситетом, равным 0,32, из-за чего его расстояние до Солнца сильно колеблется: от 2,1 а. е. до 3,4 а. е.

Гигея

Астероид неправильной формы со средним диаметром 431 км (10) Гигея является четвёртым по величине и составляет 3% от массы главного пояса. Она относится к углеродным астероидам с альбедо 7%, поэтому, несмотря на свои крупные размеры, с Земли она видна довольно плохо. Возглавляет одноимённое семейство и, в отличие от трёх других астероидов, находится вблизи плоскости эклиптики[102][103] и обращается вокруг Солнца за 5,5 лет.

Астероиды как источники ресурсов

Постоянный рост потребления ресурсов промышленностью приводит к истощению их запасов на Земле, по некоторым оценкам, запасы таких ключевых для промышленности элементов, как сурьма, цинк, олово, серебро, свинец, индий, золото и медь, могут быть исчерпаны уже через 50—60 лет[104], и необходимость искать новые источники сырья станет особенно очевидной.

С точки зрения промышленного освоения астероиды являются одними из самых доступных тел в Солнечной системе. Ввиду малой гравитации посадка и взлёт с их поверхности требуют минимальных затрат топлива, а если использовать для разработки околоземные астероиды, то и стоимость доставки ресурсов с них на Землю будет низкой. Астероиды могут быть источниками таких ценных ресурсов, как, например, вода (в виде льда), из которой можно получить кислород для дыхания и водород для космического топлива, а также различные редкие металлы и минералы, такие как железо, никель, титан, кобальт и платина, и, в меньшем количестве, другие элементы вроде марганца, молибдена, родия и т. п. По сути, большинство элементов тяжелее железа, добываемых сейчас с поверхности нашей планеты, являются остатками астероидов, упавших на Землю в период поздней тяжёлой бомбардировки[105][106]. Астероиды являются практически неисчерпаемыми источниками ресурсов, так, один небольшой астероид класса M диаметром в 1 км может содержать железо-никелевой руды до 2 млрд тонн, что в 2—3 раза превышает добычу руды за 2004 год[107]. Промышленное освоение астероидов приведёт к снижению цен на данные ресурсы и даст возможность активно развиваться космической инфраструктуре, необходимой для дальнейших исследований космоса.

См. также

Примечания

  1. Жанлука Ранцини. Космос. Сверхновый атлас Вселенной / Перевод с итал. Г. И. Семенова. — М.: Эксмо, 2007. — ISBN 978-5-699-11424-5
  2. Э. В. Кононович, В. И. Мороз. Общий курс астрономии. Учебник для астрономических отделений высших учебных заведений / Под ред. В. В. Иванова. — 2-е изд., исправленное. — М.: Эдиториал УРСС, 2003. — ISBN 5-354-00866-2
  3. П. Г. Куликовский. Справочник любителя астрономии / Под ред. В. Г. Сурдина. — 5-е изд., переработанное и полностью обновлённое. — М.: Эдиториал УРСС, 2002. — ISBN 5-8360-0303-3
  4. Mann, Robert James. A Guide to the Knowledge of the Heavens. — Jarrold, 1852. — P. 171, 216.
  5. Further Investigation relative to the form, the magnitude, the mass, and the orbit of the Asteroid Planets (английский) // The Edinburgh New Philosophical Journal : Journal. — Edinburgh, 1857. — Т. V. — С. 191.
  6. von Humboldt, Alexander. Cosmos: A Sketch of a Physical Description of the Universe. — Harper & Brothers, New York (NY), 1850. — Vol. 1. — P. 44. — ISBN 0-8018-5503-9
  7. 1 2 База данных JPL НАСА по малым телам Солнечной системы (1) (англ.)
  8. 1 2 Hilton, J. When Did the Asteroids Become Minor Planets?. US Naval Observatory (USNO) (2001). Архивировано из первоисточника 22 августа 2011. Проверено 1 октября 2007.
  9. Dawn: A Journey to the Beginning of the Solar System. Space Physics Center: UCLA (2005). Архивировано из первоисточника 22 августа 2011. Проверено 3 ноября 2007.
  10. 1 2 Hoskin, Michael. Bode’s Law and the Discovery of Ceres. Churchill College, Cambridge. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 12 июля 2010.
  11. 1 2 «Call the police! The story behind the discovery of the asteroids». Astronomy Now (June 2007): 60—61.
  12. Pogge, Richard. An Introduction to Solar System Astronomy: Lecture 45: Is Pluto a Planet?. An Introduction to Solar System Astronomy. Ohio State University (2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 11 ноября 2007.
  13. etymonline: asteroid. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 5 ноября 2007.
  14. DeForest, Jessica. Greek and Latin Roots. Michigan State University (2000). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 25 июля 2007.
  15. Cunningham, Clifford. William Hershel and the First Two Asteroids. Dance Hall Observatory, Ontario (1984). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 5 ноября 2007.
  16. Карпенко Ю. А. Глава VII Астероиды // Названия звёздного неба / А. В. Суперанская. — М.: Наука, 1981. — С. 97. — 184 с.
  17. Staff. Astronomical Serendipity. NASA JPL (2002). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 апреля 2007.
  18. Is it a coincidence that most of the planets fall within the Titius-Bode law’s boundaries?. astronomy.com. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 16 октября 2007.
  19. 1 2 Hughes, David W. A Brief History of Asteroid Spotting. BBC. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 апреля 2007.
  20. Анимация: история открытия астероидов 1980—2010
  21. MPC Archive Statistics. IAU Minor Planet Center. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 29 декабря 2010.
  22. Barucci, M. A.; Fulchignoni, M.; and Rossi, A. (2007). «Rosetta Asteroid Targets: 2867 Steins and 21 Lutetia». Space Science Reviews 128 (1—4): 67—78. DOI:10.1007/s11214-006-9029-6.
  23. Near Earth Asteroid Rendezvous official site. Frequently asked questions.. Архивировано из первоисточника 2 февраля 2012. Проверено 17 ноября 2008.  (англ.)
  24. Японский зонд вернулся на Землю после миссии к астероиду. Lenta.ru (13 июня 2010). Архивировано из первоисточника 25 августа 2011. Проверено 14 августа 2010.
  25. Dawn mission  (англ.). jpl.nasa.gov. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  26. Masetti, M.; and Mukai, K. Origin of the Asteroid Belt. NASA Goddard Spaceflight Center (December 1, 2005). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 25 апреля 2007.
  27. Watanabe, Susan Mysteries of the Solar Nebula. NASA (July 20, 2001). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 апреля 2007.
  28. Лин, Дуглас Происхождение планет. «В мире науки» №8, 2008. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 апреля 2007.
  29. Edgar, R.; and Artymowicz, P. (2004). «Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet» (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 354 (3): 769—772. DOI:10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x. Bibcode: 2004MNRAS.354..769E. Проверено 2007-04-16.
  30. 1 2 Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; and Chambers, J. (2001). «The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt» (PDF). Icarus 153 (2): 338—347. DOI:10.1006/icar.2001.6702. Bibcode: 2001Icar..153..338P. Проверено 2007-03-22.
  31. Астероид  (рус.).(недоступная ссылка — история) Проверено 25 октября 2011.
  32. 1 2 Сатурн и Юпитер проделали «дыры» в поясе астероидов — исследование
  33. Scott, E. R. D. (March 13—17, 2006). «Constraints on Jupiter’s Age and Formation Mechanism and the Nebula Lifetime from Chondrites and Asteroids». Proceedings 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference, League City, Texas: Lunar and Planetary Society. Проверено 2007-04-16. 
  34. В.В.Бусарев Астероиды (SolarSystem/asteroids)  (рус.) (23 марта 2010). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 25 октября 2011.
  35. Clark, B. E.; Hapke, B.; Pieters, C.; and Britt, D. Asteroid Space Weathering and Regolith Evolution. University of Arizona (2002). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  36. Gaffey, Michael J. The Spectral and Physical Properties of Metal in Meteorite Assemblages: Implications for Asteroid Surface Materials (1996). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  37. Keil, K. Thermal alteration of asteroids: evidence from meteorites. Planetary and Space Science (2000). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  38. Baragiola, R. A.; Duke, C. A.; Loeffler, M.; McFadden, L. A.; and Sheffield, J. Impact of ions and micrometeorites on mineral surfaces: Reflectance changes and production of atmospheric species in airless solar system bodies (2003). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  39. From Dust to Planetesimals: Workshop at Ringberg Castle Germany (2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  40. Kracher, A. Asteroid 433 Eros and partially differentiated planetesimals: bulk depletion versus surface depletion of sulfur (PDF). Ames Laboratory (2005). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  41. Taylor, G. J.; Keil, K.; McCoy, T.; Haack, H.; and Scott, E. R. D. (1993). «Asteroid differentiation — Pyroclastic volcanism to magma oceans». Meteoritics 28 (1): 34—52. Bibcode: 1993Metic..28…34T.
  42. Kelly, Karen. U of T researchers discover clues to early solar system. University of Toronto (2007). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 12 июля 2010.
  43. Alfvén, H.; and Arrhenius, G. The Small Bodies. SP-345 Evolution of the Solar System. NASA (1976). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 12 апреля 2007.
  44. The Hungaria group of minor planets
  45. Stiles, Lori. Asteroids Caused the Early Inner Solar System Cataclysm. University of Arizona News (September 15, 2005). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 18 апреля 2007.
  46. Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; and Chiang, E. (2006). «Infrared cirrus — New components of the extended infrared emission». The Astrophysical Journal 640 (2): 1115—1118. DOI:10.1086/500287. Bibcode: 1984ApJ…278L..19L.
  47. Berardelli, Phil. Main-Belt Comets May Have Been Source Of Earths Water. Space Daily (Mar 23, 2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 27 октября 2007.
  48. Lakdawalla, Emily Discovery of a Whole New Type of Comet. The Planetary Society (April 28, 2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 апреля 2007.
  49. 1 2 Williams, Gareth Distribution of the Minor Planets. Minor Planets Center. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 27 октября 2010.
  50. This value was obtained by a simple count up of all bodies in that region using data for 120437 numbered minor planets from the Minor Planet Center orbit database. Minor Planets Center. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 27 октября 2010.
  51. Rossi, Alessandro The mysteries of the asteroid rotation day. The Spaceguard Foundation (20 мая 2004). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 9 апреля 2007.
  52. Сурдин В.Г. Эффект инженера Ярковского  (рус.). StarContact (20 мая 2004). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 9 апреля 2007.
  53. Сурдин В. Г. Природа: Эффект инженера Ярковского  (рус.). Природа. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 9 апреля 2007.
  54. YORP-раскрутка: солнечные лучи вертят реактивные астероиды  (рус.). Мембрана. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 29 октября 2011.
  55. Fernie, J. Donald (1999). «The American Kepler». The Americal Scientist 87 (5): 398. Проверено 2007-02-04.
  56. Liou, Jer-Chyi; and Malhotra, Renu (1997). «Depletion of the Outer Asteroid Belt». Science 275 (5298): 375—377. DOI:10.1126/science.275.5298.375. PMID 8994031. Проверено 2007-08-01.
  57. Ferraz-Mello, S. (June 14—18, 1993). «Kirkwood Gaps and Resonant Groups». proceedings of the 160th International Astronomical Union: 175—188, Belgirate, Italy: Kluwer Academic Publishers. Проверено 2007-03-28. 
  58. Klacka, Jozef (1992). «Mass distribution in the asteroid belt». Earth, Moon, and Planets 56 (1): 47—52. DOI:10.1007/BF00054599. Bibcode: 1992EM&P…56…47K.
  59. 1 2 McBride, N.; and Hughes, D. W. (1990). «The spatial density of asteroids and its variation with asteroidal mass». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 244: 513—520. Bibcode: 1990MNRAS.244..513M.
  60. Hughes, David W. Finding Asteroids In Space. BBC. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 апреля 2007.
  61. Lemaitre, Anne (31 August — 4 September, 2004). «Asteroid family classification from very large catalogues». Proceedings Dynamics of Populations of Planetary Systems: 135—144, Belgrade, Serbia and Montenegro: Cambridge University Press. Проверено 2007-04-15. 
  62. 1 2 Lang, Kenneth R. Asteroids and meteorites. NASA’s Cosmos (2003). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 апреля 2007.
  63. Martel, Linda M. V. Tiny Traces of a Big Asteroid Breakup. Planetary Science Research Discoveries (March 9, 2004). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 апреля 2007.
  64. Drake, Michael J. (2001). «The eucrite/Vesta story». Meteoritics & Planetary Science 36 (4): 501—513. DOI:10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x. Bibcode: 2001M&PS…36..501D.
  65. Love, S. G.; and Brownlee, D. E. (1992). «The IRAS dust band contribution to the interplanetary dust complex — Evidence seen at 60 and 100 microns». Astronomical Journal 104 (6): 2236—2242. DOI:10.1086/116399. Bibcode: 1992AJ….104.2236L.
  66. Spratt, Christopher E. (1990). «The Hungaria group of minor planets». Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 84 (2): 123—131. Bibcode: 1990JRASC..84..123S.
  67. Carvano, J. M.; Lazzaro, D.; Mothé-Diniz, T.; Angeli, C. A.; and Florczak, M. (2001). «Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups». Icarus 149 (1): 173—189. DOI:10.1006/icar.2000.6512. Bibcode: 2001Icar..149..173C.
  68. The Trojan Page  (англ.). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 апреля 2007.
  69. SwRI researchers identify asteroid breakup event in the main asteroid belt. SpaceRef.com (June 12, 2002). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 15 апреля 2007.
  70. McKee, Maggie. Eon of dust storms traced to asteroid smash. New Scientist Space (18 January 2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 15 апреля 2007.
  71. 1 2 Nesvorný, D.; Vokrouhlick, D.; and Bottke, W. F. (2006). «The Breakup of a Main-Belt Asteroid 450 Thousand Years Ago». Science 312 (5779): 1490. DOI:10.1126/science.1126175. PMID 16763141. Bibcode: 2006Sci…312.1490N. Проверено 2007-04-15.
  72. 1 2 Nesvorný, D.; Bottke, W. F.; Levison, H. F.; and Dones, L. (2003). «Recent Origin of the Solar System Dust Bands». The Astrophysical Journal 591 (1): 486—497. DOI:10.1086/374807. Bibcode: 2003ApJ…591..486N. Проверено 2007-04-15.
  73. Backman, D. E. Fluctuations in the General Zodiacal Cloud Density. Backman Report. NASA Ames Research Center (March 6, 1998). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 4 апреля 2007.
  74. Jewitt, David; Weaver, H.; Mutcher, M.; Larson, S.; Agarwal, J. (2011). «Hubble Space Telescope Observations of Main Belt Comet (596) Scheila». ApJL 733: L4. DOI:10.1088/2041-8205/733/1/L4. Bibcode: 2011arXiv1103.5456J.
  75. 1 2 Reach, William T. (1992). «Zodiacal emission. III — Dust near the asteroid belt». Astrophysical Journal 392 (1): 289—299. DOI:10.1086/171428. Bibcode: 1992ApJ…392..289R.
  76. Kingsley, Danny Mysterious meteorite dust mismatch solved. ABC Science (May 1, 2003). Проверено 4 апреля 2007.
  77. Meteors and Meteorites. NASA. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 12 июля 2010.
  78. Breakup event in the main asteroid belt likely caused dinosaur extinction 65 million years ago. Southwest Research Institute (2007). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 14 октября 2007.
  79. Stern, Alan. New Horizons Crosses The Asteroid Belt. Space Daily (June 2, 2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 14 апреля 2007.
  80. Рис. 1.1 // Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра / Под ред. Шустова Б. М., Рыхловой Л. В.. — М.: Физматлит, 2010. — 384 с. — ISBN 978-5-9221-1241-3
  81. Yeomans, Donald K. JPL Small-Body Database Search Engine. NASA JPL. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 26 апреля 2007.
  82. Tedesco, E. F.; and Desert, F.-X. (2002). «The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search». The Astronomical Journal 123 (4): 2070—2082. DOI:10.1086/339482. Bibcode: 2002AJ….123.2070T.
  83. Krasinsky, G. A.; Pitjeva, E. V.; Vasilyev, M. V.; and Yagudina, E. I. (July 2002). «Hidden Mass in the Asteroid Belt». Icarus 158 (1): 98—105. DOI:10.1006/icar.2002.6837. Bibcode: 2002Icar..158…98K.
  84. Pitjeva, E. V. (2005). «High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants» (PDF). Solar System Research 39 (3): 176. DOI:10.1007/s11208-005-0033-2.
  85. 1 2 Wiegert, P.; Balam, D.; Moss, A.; Veillet, C.; Connors, M.; and Shelton, I. (2007). «Evidence for a Color Dependence in the Size Distribution of Main-Belt Asteroids» (abstract). The Astronomical Journal 133 (4): 1609—1614. DOI:10.1086/512128. Проверено 2008-09-06.
  86. Clark, B. E. (1996). «New News and the Competing Views of Asteroid Belt Geology». Lunar and Planetary Science 27: 225—226. Bibcode: 1996LPI….27..225C.
  87. Margot, J. L.; and Brown, M. E. (2003). «A Low-Density M-type Asteroid in the Main Belt». Science 300 (5627): 1939—1942. DOI:10.1126/science.1085844. PMID 12817147. Bibcode: 2003Sci…300.1939M.
  88. Mueller, M.; Harris, A. W.; Delbo, M.; and the MIRSI Team. (2005). «21 Lutetia and other M-types: Their sizes, albedos, and thermal properties from new IRTF measurements». Bulletin of the American Astronomical Society 37: 627. Bibcode: 2005DPS….37.0702M.
  89. 1 2 Duffard, R.; and Roig, F. Two new basaltic asteroids in the Outer Main Belt (2007). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 14 октября 2007.
  90. 1 2 3 Than, Ker. Strange Asteroids Baffle Scientists. space.com (2007). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 14 октября 2007.
  91. Low, F. J.; et al. (1984). «Infrared cirrus — New components of the extended infrared emission». Astrophysical Journal, Part 2 — Letters to the Editor 278: L19—L22. DOI:10.1086/184213. Bibcode: 1984ApJ…278L..19L.
  92. David Jewitt Interview with David Jewitt. YouTube. Проверено 14 октября 2007.
  93. The Final IAU Resolution on the Definition of «Planet» Ready for Voting. IAU (24 August 2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 марта 2007.
  94. IAU draft resolution (2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  95. IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 29 марта 2007.
  96. Parker, J. W.; Stern, S. A.; Thomas, P. C.; Festou, M. C.; Merline, W. J.; Young, E. F.; Binzel, R. P.; and Lebofsky, L. A. (2002). «Analysis of the First Disk-resolved Images of Ceres from Ultraviolet Observations with the Hubble Space Telescope». The Astronomical Journal 123 (1): 549—557. DOI:10.1086/338093. Bibcode: 2002AJ….123..549P. Проверено 2008-09-06.
  97. 1 2 Asteroid 1 Ceres. The Planetary Society. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  98. Key Stages in the Evolution of the Asteroid Vesta. Hubble Space Telescope news release (1995). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  99. Russel, C. T.; et al. Dawn mission and operations. NASA/JPL (2007). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  100. Torppa, J.; et al. (1996). «Shapes and rotational properties of thirty asteroids from photometric data». Icarus 164 (2): 346—383. DOI:10.1016/S0019-1035(03)00146-5. Bibcode: 2003Icar..164..346T.
  101. Larson, H. P.; Feierberg, M. A.; and Lebofsky, L. A. The composition of asteroid 2 Pallas and its relation to primitive meteorites (1983). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  102. Barucci, M. A.; et al. 10 Hygiea: ISO Infrared Observations (PDF) (2002). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 21 октября 2007.
  103. Ceres the Planet. orbitsimulator.com. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  104. D. Cohen. Earth’s natural wealth: an audit, NewScientist, 23 May 2007
  105. University of Toronto (2009, October 19). Geologists Point To Outer Space As Source Of The Earth’s Mineral Riches. ScienceDaily
  106. James M. Brenan and William F. McDonough. Core formation and metal-silicate fractionation of osmium and iridium from gold. — Nature Geoscience (18 October 2009)
  107. Mining the Sky: Untold Riches from the Asteroids, Comets, and Planets / John S. Lewis (1998) ISBN 0-201-47959-1

Литература

  • Elkins-Tanton Linda T. Asteroids, Meteorites, and Comets. — First. — New York: Chelsea House, 2006. — ISBN 0-8160-5195-X
  • Blair, Edward C. Asteroids: overview, abstracts, and bibliography. — 2002. — ISBN 978-1590334829
  • Britt, Daniel T.; Colsolmagno, Guy; Lebofsky, Larry Main-Belt Asteroids // Encyclopedia of the solar system. — 2007. — ISBN 978-0120885893
  • Kovács, József The discovery of the first minor planets // The European scientist: symposium on the era and work of Franz Xaver von Zach (1754—1832). — 2004. — Vol. 24, Acta Historica Astronomiae. — ISBN 978-3817117482
  • Lewis, John S. Meteorites and Asteroids // Physics and chemistry of the solar system. — 2004. — ISBN 978-0124467446
  • Martínez, V. J.; Miralles, J. A.; Marco, E.; Galadí-Enríquez, D. Astronomía fundamental. — 2005. — ISBN 978-84-370-6104-7
  • Marvin, Ursula B. Meteorites in history: an overview from the Renaissance to the 20th century // The history of meteoritics and key meteorite collections: fireballs, falls and finds. — 2006. — ISBN 978-1862391949

Ссылки

Пояс астероидов — это… Что такое Пояс астероидов?

Этот звуковой файл был создан на основе введения в статью версии за 18 сентября 2011 года и не отражает правки после этой даты.

cм. также другие аудиостатьи

По́яс астеро́идов — область Солнечной системы, расположенная между орбитами Марса и Юпитера, являющаяся местом скопления множества объектов всевозможных размеров, преимущественно неправильной формы, называемых астероидами или малыми планетами.

Эту область также часто называют главным поясом астероидов[1] или просто главным поясом[2][3], подчёркивая тем самым её отличие от других подобных областей скопления малых планет, таких как пояс Койпера за орбитой Нептуна, а также скопления объектов рассеянного диска или облака Оорта.

Выражение «пояс астероидов» вошло в обиход в начале 1850-х годов[4][5]. Первое употребление этого термина связывают с именем Александра фон Гумбольдта и его книгой «Cosmos: A Sketch of a Physical Description of the Universe»[6].

Суммарная масса главного пояса равна примерно 4% массы Луны, больше половины её сосредоточено в четырёх крупнейших объектах: Церера, (2) Паллада, (4) Веста и (10) Гигея. Их средний диаметр составляет более 400 км, а самый крупный из них, Церера, единственная в главном поясе карликовая планета, имеет диаметр более 950 км и вдвое превышает суммарную массу Паллады и Весты[7]. Но большинство астероидов, которых насчитывается несколько миллионов, значительно меньше, вплоть до нескольких десятков метров. При этом астероиды настолько сильно рассеяны в данной области космического пространства, что ни один космический аппарат, пролетавший через эту область, не был повреждён ими.

Причина такого состава пояса астероидов в том, что он начал формироваться непосредственно вблизи Юпитера, чьё гравитационное поле постоянно вносило серьёзные возмущения в орбиты планетезималей. Получаемый от Юпитера избыток орбитальной энергии приводил к более жёстким столкновениям этих тел между собой, что препятствовало их слипанию в протопланету и её дальнейшему укрупнению.

В результате большинство планетезималей оказались раздробленными на многочисленные мелкие фрагменты, большая часть из которых либо была выброшена за пределы Солнечной системы, чем объясняется низкая плотность пояса астероидов, либо перешла на вытянутые орбиты, по которым они, попадая во внутреннюю область Солнечной системы, сталкивались с планетами земной группы; этот феномен получил название поздней тяжёлой бомбардировки.

Столкновения между астероидами случались и после этого периода, что приводило к появлению многочисленных астероидных семейств — групп тел со сходными орбитами и химическим составом, в которые входит значительное число существующих на сегодня астероидов, а также к образованию мелкой космической пыли, формирующей зодиакальный свет.

Помимо этого, гравитация Юпитера также создаёт области неустойчивых орбит, где из-за резонансов с Юпитером практически отсутствуют астероиды. Астероид, попадающий туда, за относительно короткое время будет выброшен с этой орбиты за пределы Солнечной системы или пополнит популяцию астероидов, пересекающих орбиты внутренних планет. Сейчас астероидов в таких областях практически не осталось, но орбиты многих небольших астероидов продолжают медленно изменяться под влиянием других факторов.

Главной отличительной чертой, характеризующей отдельные астероиды, является их спектр, по которому можно судить о химическом составе данного тела. В главном поясе, в зависимости от химического состава, выделено 3 основных спектральных класса астероидов: углеродные (класс C), силикатные (класс S) и металлические или железные (класс M). Все эти классы астероидов, особенно металлические, представляют интерес с точки зрения космической индустрии в целом и промышленного освоения астероидов в частности.

История изучения астероидов

Правило Тициуса — Боде

Итальянский астроном Джузеппе Пиацци, открывший Цереру, которая первоначально считалась планетой, потом в течение двух сотен лет просто крупным астероидом и наконец окончательно была определена в статусе как карликовая планета

Своеобразной предысторией начала изучения пояса астероидов можно считать открытие зависимости, приблизительно описывающей расстояния планет от Солнца, получившей название правила Тициуса — Боде. Суть правила заключается в том, что расположение орбит планет Солнечной системы может быть приблизительно описано эмпирической формулой вида:

,

где  — порядковый номер планеты (при этом для Меркурия следует полагать , а никакой известной планеты не соответствует).

Впервые оно было сформулировано и опубликовано немецким физиком и математиком Иоганном Тициусом ещё в 1766 году[8][9][10], но несмотря на то, что ему, с указанными оговорками, удовлетворяли все шесть известных на то время планет (от Меркурия до Сатурна), правило долго не привлекало внимания. Так продолжалось до тех пор, пока в 1781 году не был открыт Уран, большая полуось орбиты которого точно соответствовала предсказанной данной формулой. После этого Иоганн Элерт Боде высказал предположение о возможности существования пятой от Солнца планеты между орбитами Марса и Юпитера, которая, согласно данному правилу, должна была находиться на расстоянии 2,8 а. е. и при этом до сих пор не была обнаружена[10]. Открытие Цереры в январе 1801 года, причём именно на указанном расстоянии от Солнца, привело к усилению доверия к правилу Тициуса — Боде среди астрономов, которое сохранялось вплоть до открытия Нептуна.

Открытие Цереры

Первым поиски планеты между Марсом и Юпитером ещё в 1787 году начал барон Франц Ксавер. Но после нескольких лет безуспешных наблюдений он понял, что нуждается в помощи других астрономов, поэтому в сентябре 1800 года он собрал группу из 24 учёных для совместных поисков планеты, образовав нечто вроде неформального клуба под названием «Общество Лилиенталя». Однако наибольшую известность эта группа получила как «Himmelspolizei», или «небесная полиция». Наиболее именитыми её членами были Уильям Гершель, Шарль Мессье и Генрих Ольберс[11]. Они разделили зодиакальную часть неба вблизи эклиптики на 24 части (по числу астрономов), предоставив каждому зодиакальную область шириной 15° для поиска планеты[12]. Задача состояла в описании координат всех звёзд в области зодиакальных созвездий на определённый момент. В последующие ночи проверялись координаты и выделялись объекты, которые смещались на большее расстояние. Предполагаемое смещение искомой планеты должно было составлять около 30 угловых секунд в час, что легко заметить.

Несмотря на усилия «небесной полиции», планета была случайно обнаружена человеком, который не состоял в клубе — итальянским астрономом из университета Палермо в Сицилии Джузеппе Пиацци, наблюдавшим её в ночь на 1 января 1801 года. Составляя полный каталог звёзд из созвездия Тельца, он обнаружил маленькую точку света, движущуюся на фоне звёзд. Последующие наблюдения подтвердили, что она является не звездой, а новым объектом Солнечной системы. Первоначально Пиацци принял её за комету, но отсутствие комы натолкнуло его на мысль, что этот объект может являться планетой[11]. Она находилась на расстоянии 2,77 а. е. от Солнца, что почти точно соответствовало предсказаниям правила Тициуса — Боде. Пиацци назвал планету Церера, в честь римской богини урожая и покровительницы Сицилии.

Вскоре после обнаружения объект был потерян. Но благодаря сложнейшим вычислениям, проделанным всего за несколько часов 24-летним Карлом Гауссом по новому, им же самим открытому методу (метод наименьших квадратов), ему удалось указать место, где искать беглянку, где она и была вскоре обнаружена.

Открытие Паллады и других астероидов

Пятнадцать месяцев спустя, 28 марта 1802 года, Генрих Ольберс открыл второй крупный объект в этой же области Солнечной системы, который получил имя Паллада. Её большая полуось была примерно такой же, как у Цереры, но вот эксцентриситет и наклон, напротив, сильно отличались от аналогичных параметров Цереры. Самое главное, что оба открытых тела, в отличие от других планет, даже в самые сильные телескопы того времени выглядели как точки света, то есть разглядеть их диски не удавалось, и если бы не их быстрое движение, то они были бы неотличимы от звёзд. Поэтому 6 мая 1802 года после изучения характера и размера этих двух новых объектов Уильям Гершель предлагает классифицировать их как отдельный класс объектов, названный им «астероиды», от греч. Αστεροειδής, что означает «звездоподобный»[13][14][15]. Определение намеренно было выбрано несколько неоднозначным, чтобы оно было «достаточно широким для покрытия всех возможных будущих открытий». Однако, несмотря на усилия Гершеля ввести этот новый термин, в течение нескольких десятилетий астрономы продолжали называть вновь открытые объекты «планетами»[8]. Так, Церера называлась планетой вплоть до 1860-х годов, когда она всё-таки была отнесена к классу астероидов, в котором и находилась до 2006 года, пока вместе с Плутоном и некоторыми другими транснептуновыми объектами не была переведена в разряд карликовых планет. Но по мере увеличения количества открытых астероидов система их классификации и обозначения становилась всё более громоздкой, и в начале 1850-х по предложению Александра фон Гумбольдта они были исключены из состава планет и постепенно всё чаще стали называться астероидами.

Надо отметить, что австрийский астроном Йозеф Литров предложил ещё одно, гораздо более информативное обозначение — «зенареид». Образованное от греческих имён Юпитера и Марса (Зевс и Арей), название это указывало на расположение пояса астероидов между орбитами этих двух планет. Однако термин этот опоздал: новые тела уже были названы другим словом, к тому же термин «зенареид» был несколько громоздким и вычурным. Поэтому в науку он так и не вошёл, лишь изредка он встречается в старой немецкой астрономической литературе[16].

К 1807 году было открыто ещё два объекта, получивших названия Юноны и Весты[17]. Но на этом открытия и закончились. Начавшаяся эпоха наполеоновских войн послужила своего рода окончанием первого исторического этапа в истории поиска астероидов. Отыскать новые астероиды никак не удавалось, и большинство астрономов решило, что их больше нет, и прекратило исследования. Однако Карл Людвиг Хенке проявил настойчивость, в 1830 году возобновив поиск новых астероидов, и в 1845 году обнаружил Астрею — первый за 38 лет новый астероид. А ещё менее чем два года спустя была открыта Геба. После этого к поискам подключились и другие астрономы по всему миру, и открытие новых астероидов пошло ускоряющимися темпами — не менее одного в год. По мере совершенствования телескопов темпы открытия астероидов непрестанно возрастали, и уже к середине 1868 года их число перевалило за сотню.

Когда стало ясно, что, кроме Цереры, примерно на том же расстоянии от Солнца находится множество других более мелких тел, чтобы как-то объяснить это с позиции правила Тициуса — Боде, была выдвинута гипотеза, что они образовались в результате разрушения планеты Фаэтон, которая раньше находилась на этой орбите. Впоследствии эта гипотеза была опровергнута, поскольку выяснилось, что из-за гравитационного влияния Юпитера на данном расстоянии от Солнца сколь-нибудь крупное тело образоваться просто не может.

Известные «охотники за астероидами» того времени  

С открытием же Нептуна в 1846 году правило Тициуса — Боде оказалось полностью дискредитированным в глазах учёных, поскольку большая полуось данной планеты была далека от предсказанного правилом[18].

Планета i k Радиус орбиты (а. е.)
по правилу фактический
Меркурий −1 0 0,4 0,39
Венера 0 1 0,7 0,72
Земля 1 2 1,0 1,00
Марс 2 4 1,6 1,52
Пояс астероидов 3 8 2,8 в сред. 2,2—3,6
Юпитер 4 16 5,2 5,20
Сатурн 5 32 10,0 9,54
Уран 6 64 19,6 19,22
Нептун выпадает 30,06
Плутон 7 128 38,8 39,5
Эрида 8 256 77,2 67,7

Новый этап в изучении астероидов начался с применением в 1891 году Максом Вольфом метода астрофотографии для поиска новых астероидов[19]. Он заключался в том, что на фотографиях с длинным периодом экспонирования астероиды оставляли короткие светлые линии, в то время как звёзды оставались точками благодаря тому, что телескоп поворачивается вслед за вращением небесной сферы. Этот метод значительно ускорил обнаружение новых астероидов по сравнению с ранее использовавшимися методами визуального наблюдения: Макс Вольф в одиночку обнаружил 248 астероидов, начиная с астероида (323) Брюсия, тогда как до него за несколько десятилетий было обнаружено немногим более 300.

Первая тысяча астероидов была обнаружена уже к октябрю 1921 года, 10 000 к 1981[20], к 2000 году количество открытых астероидов перевалило за 100 000, а по состоянию на 6 сентября 2011 года число нумерованных астероидов составляет уже 285 075[21].

Известно, что пояс астероидов содержит гораздо большее их количество, чем известно сейчас (всё зависит от того, сколь малые тела можно называть астероидами). Однако, поскольку современные системы поиска новых астероидов позволяют выявлять их совершенно автоматически практически без участия человека, большинство учёных не занимаются их поиском, называя астероиды «космическим мусором», оставшимся после формирования Солнечной системы. Сейчас большее внимание уделяется астероидам, потенциально опасным для Земли. Они называются астероидами, сближающимися с Землёй, и входят в группу околоземных объектов, к которым также относятся некоторые кометы и метеороиды.

Исследования

Первым космическим аппаратом, пролетевшим через пояс астероидов, стал «Пионер-10», который долетел до области главного пояса 16 июля 1972 года. В то время ещё была обеспокоенность по поводу возможности столкновения аппарата с одним из небольших астероидов, однако с тех пор на пути к внешним планетам через пояс астероидов без всяких инцидентов пролетело уже 9 космических аппаратов.

Аппараты «Пионер-11», «Вояджер-1» и «Вояджер-2», а также зонд «Улисс» пролетали через пояс без запланированных или случайных сближений с астероидами. Аппарат «Галилео» стал первым космическим аппаратом, который сделал снимки астероидов. Первыми сфотографированными объектами стали астероид (951) Гаспра в 1991 году и астероид (243) Ида в 1993 году. После этого в НАСА была принята программа, согласно которой любой аппарат, пролетающий через пояс астероидов, должен, по возможности, пролететь мимо какого-либо астероида. В последующие годы космическими зондами и аппаратами были получены изображения ряда мелких объектов, таких как (253) Матильда в 1997 году с аппарата NEAR Shoemaker, (2685) Мазурский в 2000 году с «Кассини», (5535) Аннафранк в 2002 году со «Стардаст», (132524) APL в 2006 с зонда «Новые горизонты», (2867) Штейнс в 2008 году и (21) Лютеция в 2010 году с «Розетты»[22].

Большинство изображений астероидов главного пояса, переданных космическими аппаратами, получены в результате краткого пролёта зондов вблизи астероидов на пути к основной цели миссии — для подробного изучения астероидов отправляли только два аппарата: NEAR Shoemaker, который исследовал (433) Эрос и Матильду[23], а также «Хаябуса», главной целью которого было изучение (25143) Итокава. Аппарат в течение длительного времени изучал поверхность астероида и даже, впервые в истории, доставил частицы грунта с его поверхности[24].

27 сентября 2007 года к крупнейшим астероидам Весте и Церере была отправлена автоматическая межпланетная станция Dawn. Аппарат достиг Весты 16 июля 2011 года и вышел на её орбиту. После изучения астероида в течение полугода он направится к Церере, которой достигнет в 2015 году. Если зонд будет продолжать работать и после изучения этих двух астероидов, то возможно расширение его миссии для исследования Паллады[25].

Происхождение

Диаграмма распределения астероидов главного пояса в зависимости от наклона орбиты и размера большой полуоси. Красный — центральные области, голубой — периферия

Формирование

Исследователи космоса высказывают различные предположения о причине большой концентрации астероидов в сравнительно узком пространстве межпланетной среды между орбитами Марса и Юпитера.

Наибольшую популярность среди господствующих в XIX веке гипотез о происхождении тел пояса астероидов получила гипотеза, предложенная в 1802 году, вскоре после обнаружения Паллады, немецким учёным Генрихом Ольберсом. Он предположил, что Церера и Паллада могут быть фрагментами гипотетической планеты Фаэтон, когда-то существовавшей между орбитами Марса и Юпитера и разрушенной в результате столкновения с кометой много миллионов лет назад[19]. Однако более поздние исследования опровергают эту гипотезу. Аргументами против являются очень большое количество энергии, необходимое, чтобы разрушить целую планету, крайне малая суммарная масса всех астероидов главного пояса, которая составляет лишь 4% массы Луны, и практическая невозможность формирования крупного объекта типа планеты в области Солнечной системы, испытывающей сильные гравитационные возмущения от Юпитера. Существенные различия химического состава астероидов также исключают возможность их происхождения из одного тела[26]. Скорее всего, пояс астероидов является не разрушенной планетой, а планетой, которая так и не смогла сформироваться ввиду гравитационного влияния Юпитера и, в меньшей степени, других планет-гигантов.

В целом формирование планет и астероидов Солнечной системы близко к описанию этого процесса в небулярной гипотезе, согласно которой 4,5 млрд лет назад облака межзвёздного газа и пыли под действием гравитации образовали вращающийся газопылевой диск, в котором происходили уплотнение и конденсация вещества диска. В течение первых нескольких миллионов лет истории Солнечной системы, вследствие турбулентных и других нестационарных явлений, в результате слипания при взаимных столкновениях мелких частиц замёрзшего газа и пыли возникали сгустки вещества. Этот процесс получил название аккреции. Взаимные неупругие столкновения, наряду с возрастающим по мере увеличения их размеров и массы гравитационным взаимодействием, вызывали увеличение скорости роста сгустков. Затем сгустки вещества притягивали окружающие пыль и газ, а также другие сгустки, объединяясь в планетезимали, из которых впоследствии образовались планеты[27][28].

С увеличением расстояния от Солнца уменьшалась средняя температура газопылевого вещества, и, соответственно, менялся его общий химический состав. Кольцевая зона протопланетного диска, из которого впоследствии сформировался главный пояс астероидов, оказалась вблизи границы конденсации летучих соединений, в частности, водяного пара. Именно в этом кроется причина образования в этом месте пояса астероидов вместо полноценной планеты. Близость этой границы привела к опережающему росту зародыша Юпитера, находившегося рядом и ставшего центром аккумуляции водорода, азота, углерода и их соединений, покидавших более разогретую центральную часть Солнечной системы.

Мощные гравитационные возмущения со стороны быстро растущего зародыша Юпитера воспрепятствовали образованию в поясе астероидов достаточно крупного протопланетного тела[29]. Процесс аккумуляции вещества там остановился в тот момент, когда успели сформироваться только несколько десятков планетезималей допланетного размера (около 500—1000 км), которые затем начали дробиться при столкновениях[30], вследствие быстрого роста их относительных скоростей (от 0,1 до 5 км/с)[31]. Причина их роста кроется в орбитальных резонансах, а именно, в так называемых щелях Кирквуда, соответствующих орбитам, периоды обращения на которых соотносятся с периодом обращения Юпитера как целые числа (4:1, 3:1, 5:2).

На таких орбитах сближение с Юпитером происходит наиболее часто и его гравитационное влияние максимально, поэтому астероиды там практически отсутствуют. Между орбитами Марса и Юпитера лежит несколько зон таких резонансов, более или менее сильных. На определённом этапе своего формирования Юпитер начал мигрировать во внутреннюю часть Солнечной системы[32], в результате эти резонансы прокатились по всему поясу, внося возмущения в орбиты астероидов и увеличивая скорость их движения[33]. При этом протоастероиды испытывали многочисленные столкновения, причём не только между собой, но и с телами, вторгавшимися в пояс астероидов из зон Юпитера, Сатурна и более далёкой периферии Солнечной системы. До этого постепенный рост родительских тел астероидов был возможен благодаря их небольшим относительным скоростям (до 0,5 км/с), когда столкновения объектов заканчивались их объединением, а не дроблением. Увеличение же потока тел, вбрасываемых в пояс астероидов Юпитером и Сатурном, привело к тому, что относительные скорости родительских тел астероидов значительно возросли (до 3—5 км/с) и стали более хаотическими, что сделало процесс дальнейшего укрупнения тел невозможным. Процесс аккумуляции родительских тел астероидов сменился процессом их фрагментации при взаимных столкновениях, и возможность формирования крупной планеты на данном расстоянии от Солнца навсегда исчезла[34].

Предполагается, что в результате гравитационных возмущений большая часть материала главного пояса была рассеяна в течение первых двух миллионов лет с момента его образования, оставив менее 0,1% вещества от первоначальной массы, которой, согласно результатам компьютерного моделирования, могло хватить для образования планеты с массой Земли[30]. Вполне возможно, что некоторые из этих астероидов могли сохраниться в поясе Койпера или среди ледяных тел облака Оорта, но значительная часть, вероятно, была просто выброшена за пределы Солнечной системы.

Эволюция

С момента образования из первичной туманности большинство астероидов претерпело значительные изменения, причиной которых были значительный нагрев в первые несколько миллионов лет после их образования, дифференциация недр в крупных планетезималях и дробление последних на отдельные более мелкие фрагменты, плавление поверхности в результате ударов микрометеоритов и влияние процессов космического выветривания, происходивших под действием солнечной радиации на протяжении всей истории Солнечной системы[35][36][37][38]. Несмотря на это, многие учёные продолжают считать их остатками планетезималей и надеются найти в них первичное вещество, из которого состояло газопылевое облако и которое могло сохраниться в глубине астероидов[39], другие считают, что с момента образования астероиды претерпели слишком серьёзные изменения[40].

При этом область газопылевого облака, из которой образовались астероиды, вследствие своего довольно специфического расположения, оказалась весьма неоднородной по составу, в зависимости от расстояния до Солнца: с удалением от Солнца (в области от 2,0 до 3,5 а. е.) относительное содержание в ней простейших силикатных соединений резко убывало, а содержание лёгких летучих соединений, в частности, воды, наоборот, возрастало. При этом многие родительские тела современных астероидов находились в частично или полностью расплавленном состоянии. По крайней мере, те из них, которые содержали высокую долю силикатных соединений и находились ближе к Солнцу, уже были разогреты и испытали гравитационную дифференциацию недр (расслоение вещества на более и менее плотное), а некоторые из них и вовсе могли пережить периоды активного вулканизма и сформировать океаны магмы на поверхности, наподобие морей на Луне. Источником разогрева могли быть либо распад радиоактивных изотопов, либо действия индукционных токов, наведённых в веществе этих тел мощными потоками заряженных частиц из молодого и активного Солнца.

Родительскими телами астероидов (протоастероидами), по каким-то причинам сохранившимися до наших дней, являются такие крупнейшие астероиды, как Церера и (4) Веста. В процессе гравитационной дифференциации протоастероидов, испытавших нагревание, достаточное для плавления их силикатного вещества, в них выделились металлические ядра и более лёгкие силикатные оболочки, а в некоторых случаях (например, у Весты) даже базальтовая кора, как у планет земной группы. Однако, поскольку вещество в зоне астероидов содержало значительное количество летучих соединений, его средняя температура плавления была относительно низкой. Как было показано с помощью математического моделирования и численных расчётов, для такого силикатного вещества она могла быть в диапазоне 500—1000 °C. Столь низкая температура в сочетании с небольшими размерами астероидов обеспечила быстрое остывание протоастероидов, в итоге, согласно расчётам, период расплавления этих тел мог продолжаться в течение не более чем нескольких миллионов лет[41]. Изучение кристаллов циркония, найденных в августе 2007 года в антарктических метеоритах, предположительно происходивших с Весты, подтверждает, что её вещество находилось в расплавленном состоянии совсем недолго по геологическим меркам[42].

Начавшаяся почти одновременно с этими процессами миграция Юпитера во внутреннюю часть Солнечной системы и, как следствие, прокатившиеся по поясу астероидов орбитальные резонансы привели к тому, что только что сформировавшиеся и прошедшие дифференциацию недр протоастероиды начали сходить с орбит и сталкиваться между собой. При относительных скоростях около нескольких километров в секунду столкновения тел, состоявших из нескольких силикатных оболочек с различной механической прочностью (чем больше в твёрдом веществе содержится металлов, тем более оно прочное), приводили к «сдиранию» и дроблению до мелких фрагментов, в первую очередь, наименее прочных внешних силикатных оболочек, что привело к появлению большого числа новых астероидов, но гораздо меньших размеров.

Однако надолго эти фрагменты, как, впрочем, и более крупные тела, в главном поясе не задерживались, а были рассеянны и, по большей части, выброшены за пределы главного пояса. Основным механизмом подобного рассеивания мог быть орбитальный резонанс с Юпитером. Резонансы 4:1 и 2:1 на расстояниях 2,06 и 3,27 а. е. можно считать, соответственно, внутренней и внешней границами главного пояса, за пределами которых количество астероидов резко падает. Орбиты астероидов, которые попадают в область резонанса, становятся крайне нестабильными, поэтому астероиды в достаточно короткий срок выбрасываются с этих орбит и переходят на более стабильные или вовсе покидают Солнечную систему. Большинство астероидов, которые попадали на эти орбиты, были рассеяны либо Марсом, либо Юпитером[43]. Астероиды семейства Венгрии, располагающиеся внутри резонанса 4:1, и семейства Кибелы на внешней границе пояса защищены от рассеивания высоким наклоном орбиты[44].

Впрочем, как показывает численное моделирование столкновений силикатных тел астероидных размеров, многие из существующих сейчас астероидов после взаимных столкновений могли реаккумулировать, то есть объединиться из оставшихся фрагментов, и тем самым представлять собой не монолитные тела, а движущиеся «груды булыжников» (англ.).

Подобные столкновения также могли привести к образованию у ряда астероидов гравитационно связанных с ними небольших спутников. Эта гипотеза, хотя и вызывала жаркие дискуссии среди учёных в прошлом, была подтверждена, в частности, наблюдениями за специфическим изменением блеска астероидов, а потом и напрямую, на примере астероида (243) Ида. С помощью космического аппарата «Галилео» 28 августа 1993 года удалось получить изображения этого астероида вместе с его спутником (который позднее назвали Дактилем). Размер Иды 58 × 23 км, Дактиля — 1,5 км, расстояние между ними 85 км.

Когда миграция Юпитера прекратилась и орбиты астероидов стабилизировались, число столкновений между астероидами резко снизилось, в результате на протяжении большей части истории главного пояса распределение размеров астероидов в нём оставалось относительно стабильным[45].

Интересно, что, когда пояс астероидов только начал формироваться, на расстоянии 2,7 а. е. от Солнца образовалась так называемая «снеговая линия», где максимальная температура на поверхности астероида не превышала температуру таяния льда. В результате на астероидах, формировавшихся за пределами этой линии, смогла конденсироваться вода в виде льда, что привело к появлению астероидов с большим содержанием льда на поверхности[46][47].

Одной из разновидностей таких астероидов стали кометы главного пояса, об открытии которых было объявлено в 2006 году. Они располагаются во внешней части главного пояса за пределами снеговой линии. Вполне возможно, что именно эти астероиды могли быть источниками воды в земных океанах, попав на Землю во время кометной бомбардировки, поскольку изотопный состав вещества комет из облака Оорта не соответствует распределению изотопов в воде земной гидросферы[48].

Орбиты и вращение

Диаграмма распределения астероидов в зависимости от эксцентриситета и большой полуоси (центр пояса показан красным, периферия — синим)

Астероиды движутся по орбитам вокруг Солнца в том же направлении, что и планеты, в зависимости от величины большой полуоси, их период обращения колеблется от 3,5 до 6 лет. Большинство астероидов, как видно из диаграммы справа, движется по орбитам с эксцентриситетом не более 0,4, но существует немало астероидов, движущихся по сильно вытянутым орбитам с эксцентриситетом до 0,6, например, как у астероида (944) Идальго и выше. Наклон орбиты типичного астероида не превышает 30°, хотя тут тоже есть свои рекордсмены: астероид (945) Барселона, наклон орбиты которого составляет 32,8°. Для основной массы астероидов среднее значение наклона орбиты составляет не более 4° и эксцентриситета около 0,07[49].

Область пространства, располагающаяся между двумя орбитальными резонансами 4:1 и 2:1, что соответствует орбитальным расстояниям 2,06 и 3,27 а. е., иногда называется ядром пояса астероидов и содержит до 93,4 % всех нумерованных астероидов. Она включает в себя астероиды с эксцентриситетом не более 0,33 и наклоном менее 20°, большие полуоси которых лежат в указанных выше пределах[50].

Поверхность большинства астероидов диаметром более 100 м, вероятно, покрыта толстым слоем раздробленной породы и пыли, образовавшихся при падении метеоритов или собранных в процессе движения по орбите[51]. Измерения периодов вращения астероидов вокруг своей оси показали, что существует верхний предел скоростей вращения для относительно крупных астероидов диаметром более 100 м, который составляет 2,2 часа. В астероидах, вращающихся быстрее, силы инерции, возникающие в результате вращения, начинают превышать силу тяжести, из-за чего ничто не может удержаться на поверхности такого астероида. Вся пыль и щебень, возникающие на его поверхности при падении метеоритов, сразу же выбрасываются в окружающее пространство. Однако астероид, представляющий собой твёрдое цельное тело, а не просто груду щебня  (англ.), из-за действующих внутри него сил сцепления, в принципе, может вращаться и с большей скоростью.

Влияние эффекта Ярковского

Хотя орбитальные резонансы с Юпитером являются наиболее мощным и эффективным способом изменения орбит астероидов, существуют и другие механизмы смещения астероидов с их первоначальных орбит. Одним из таких механизмов является эффект Ярковского.

Он был предсказан русским учёным XIX века И. О. Ярковским и состоит в возможности изменения орбиты тела в космическом пространстве под действием давления солнечного света. Он высказал предположение, что солнечный свет способен нести небольшой импульс, который передаётся космическому телу при поглощении им света. А неравномерность теплового излучения нагревающейся и охлаждающейся сторон самого космического тела приводит к созданию слабого реактивного импульса, значение которого достаточно для медленного изменения большой полуоси орбит небольших маломассивных астероидов[52].

При этом прямые солнечные лучи не способны изменить орбиту астероида, поскольку они действуют по той же оси, что и гравитационное притяжение Солнца. Ключевая идея заключается в том, что астероид имеет разное распределение температур на поверхности, а следовательно и разную интенсивность инфракрасного излучения. Чем сильнее нагрето тело (вечерняя сторона тела), тем больше тепла излучает поверхность и тем сильнее создаваемый реактивный импульс, с другой стороны, чем холоднее поверхность (утренняя сторона тела), тем меньше интенсивность инфракрасного излучения и тем слабее создаваемый реактивный импульс. Именно в этом и кроется механизм изменения орбиты: с нагретой стороны на тело действует большой реактивный импульс, а импульс с холодной стороны слишком мал, чтобы его скомпенсировать, за счёт этого, в зависимости от направления вращения астероида, происходит замедление или ускорение его движения по орбите, а изменение скорости вызывает удаление или приближение тела к Солнцу[53].

Схема действия YORP-эффекта на астероид асимметричной формы

Однако воздействие данного эффекта не ограничивается одним лишь изменением орбиты. С учётом влияния некоторых новых параметров, таких как альбедо и форма астероида, этот эффект также может вызывать изменение скорости вращения астероида не только по орбите, но и вокруг своей оси, а также влиять на угол её наклона и прецессии. Этот уточнённый вариант эффекта Ярковского получил название YORP-эффект, которое является аббревиатурой первых букв фамилий учёных, внёсших наибольший вклад в изучение данного явления. Главным условием проявления этого эффекта является неправильная форма тела. Из-за этого при инфракрасном излучении с той части астероида, которая наиболее удалена от его центра масс, под действием реактивного импульса возникает крутящий момент, вызывающий изменение угловой скорости вращения астероида[54].

Щели Кирквуда

Этот график показывает распределение астероидов в центральной части главного пояса в зависимости от большой полуоси орбиты. Чёрные стрелки указывают на щели Кирквуда, где орбитальный резонанс с Юпитером дестабилизирует орбиты астероидов

Величина большой полуоси астероида используется для описания величины его орбиты вокруг Солнца и, наряду с эксцентриситетом, определяет орбитальный период астероида. В 1866 году американский астроном Дэниел Кирквуд высказал предположение о существовании в поясе астероидов пустых областей, где они почти полностью отсутствуют. Период обращения астероидов в этих областях, получивших название «щелей Кирквуда», находится в простом целочисленном соотношении с орбитальным периодом Юпитера, что приводит к регулярным сближениям астероидов с планетой-гигантом, вызывая явление орбитального резонанса. При этом гравитационное влияние Юпитера вызывает дестабилизацию орбит астероидов, что выражается в увеличении эксцентриситета и, как следствие, потере устойчивости орбиты и, в конечном итоге, приводит к выбрасыванию астероидов из области резонанса[55]. Те же астероиды, которые всё же вращаются в этих областях, либо изначально находились там («троянцы»)[56], либо были выброшены туда в результате взаимных столкновений.

Орбитальные резонансы бывают слабыми (9:2, 10:3, 11:6 и другие), когда сближения с Юпитером хоть и регулярны, но происходят не слишком часто, — в таких областях астероидов хоть и заметно меньше, но они всё же встречаются[57], — и сильными (4:1, 3:1, 5:2, 2:1), когда сближения с Юпитером происходят очень часто, раз в несколько лет, — там астероиды уже практически отсутствуют. Весь пояс астероидов иногда условно разделяют на три зоны.

  • «Зона I» (внутренняя) — располагается на расстоянии от 2,06 до 2,5 а. е. и ограничена орбитальными резонансами 4:1 и 3:1
  • «Зона II» (средняя) — располагается на расстоянии от 2,5 до 2,82 а. е. и ограничена орбитальными резонансами 3:1 и 5:2
  • «Зона III» (внешняя) — располагается на расстоянии от 2,82 до 3,27 а. е. и ограничена орбитальными резонансами 5:2 и 2:1[58].

Главный пояс часто также разделяют на две части: внутреннюю и внешнюю. К внутренней части пояса относятся астероиды, которые располагаются ближе к орбите Марса до орбитального резонанса 3:1 на расстоянии 2,5 а. е., и к внешней — астероиды, располагающиеся ближе к Юпитеру, уже после данной границы (некоторые авторы, впрочем, проводят её на расстоянии 3,3 а. е., что соответствует орбитальному резонансу 2:1).

В отличие от пробелов в кольцах Сатурна, пробелы в поясе астероидов нельзя визуально увидеть при фотографировании области резонанса, поскольку все астероиды движутся по эллиптическим орбитам и время от времени пересекают резонансные орбиты. Поэтому фактически пространственная плотность астероидов в данных областях в любой момент времени не сильно отличается от соседних регионов[59].

Поскольку при формировании Солнечной системы орбита Юпитера, как и орбиты других планет, претерпевала значительные изменения, а вместе с планетой перемещались и сами области орбитальных резонансов (щели Кирквуда)[32], это может объяснить, почему некоторые крупные астероиды всё же находятся в области резонансов.

Семейства и группы астероидов

На данной диаграмме зависимости наклона (ip) орбиты от эксцентриситета (ep) среди астероидов главного пояса хорошо видно несколько крупных астероидных скоплений

Семейства астероидов были обнаружены в 1918 году японским астрономом Киёцугу Хираяма, который провёл сравнительный анализ орбит довольно большого числа астероидов и первым заметил, что эти параметры сходны у некоторых из них[60].

На сегодняшний день известно, что почти каждый третий астероид входит в состав какого-либо семейства. Признаком принадлежности астероидов к одному семейству являются примерно одинаковые орбитальные параметры, такие как большая полуось, эксцентриситет и наклон орбиты, а также аналогичные спектральные особенности, последние указывают на общность происхождения астероидов семейства, образовавшихся в результате распада более крупного тела. Построение диаграммы зависимости наклонов орбит астероидов от их эксцентриситета позволяет наглядно выделить группы астероидов, указывающих на существование семейства.

Обнаружено уже несколько десятков астероидных семейств, большинство из них небольшие как по размеру астероидов, так и по их количеству, но есть и очень крупные семейства. В последнее время было обнаружено ещё несколько десятков скоплений астероидов, но их статус пока точно не определён. Он может быть окончательно подтверждён только в случае общности спектральных характеристик астероидов[61]. Меньшие ассоциации астероидов называются группами или кластерами.

Вот несколько наиболее крупных семейств астероидов, приведённых в порядке возрастания их больших полуосей: семейство Флоры, семейство Эвномии, семейство Корониды, семейство Эос и семейство Фемиды[62]. Семейство Флоры является одним из самых многочисленных, в него входит больше 800 астероидов, возможно, оно сформировалось в результате столкновения двух крупных астероидов около миллиарда лет назад[63]. Основную массу семейств представляют небольшие астероиды, но есть среди них и очень крупные. Крупнейшим астероидом, являющимся частью семейства, является астероид (4) Веста, который возглавляет одноимённое семейство. Считается, что оно образовалось при падении на Весту в районе её южного полюса крупного метеорита, который выбил из неё большое количество фрагментов, ставших семейством. Часть из них упала на Землю в виде HED-метеоритов (англ.)русск.[64].

Помимо этого, в главном поясе были обнаружены три полосы пыли, которые, судя по орбитальным параметрам, могут быть приурочены к трём семействам астероидов: Эос, Корониды и Фемиды[65].

Семейства на границах главного пояса

Ещё одним интересным семейством астероидов является семейство Венгрии, которое расположено вблизи внутренней границы главного пояса (между 1,78 и 2,0 а. е., со средними значениями больших полуосей 1,9 а. е.). Это небольшое семейство из 52 астероидов названо в честь самого крупного представителя — астероида (434) Венгрия. Астероиды семейства Венгрии отделены от основной массы астероидов главного пояса щелью Кирквуда, соответствующей одному из четырёх сильных орбитальных резонансов 4:1, и обладают значительным наклоном орбит. Причём из-за относительно высокого эксцентриситета некоторые из его членов в процессе движения вокруг Солнца пересекают орбиту Марса и, как следствие, испытывают сильное гравитационное воздействие с его стороны, что, вероятно, является фактором, снижающим численность данного семейства[66].

Другой группой астероидов во внутренней части главного пояса, обладающей высоким наклоном орбиты среди своих членов, является семейство Фокеи. Подавляющее большинство его представителей относятся к светлому спектральному классу S, в то время как большинство астероидов семейства Венгрии относится к классу E[67]. Орбиты астероидов семейства Фокеи расположены в промежутке между 2,25 и 2,5 а. е. от Солнца.

К внешней границе главного пояса также относится несколько семейств астероидов. Среди них выделяют семейство Кибелы, которое находится в промежутке между 3,3 и 3,5 а. е. от Солнца и в слабом орбитальном резонансе с Юпитером 7:4, а также семейство Хильды на орбитах между 3,5 и 4,2 а. е., находящееся в орбитальном резонансе с Юпитером 3:2. За пределами расстояния в 4,2 а. е. и вплоть до орбиты Юпитера также встречаются астероиды, но значительно реже, чем в самом поясе. Зато на самой орбите Юпитера находятся две очень крупные группы астероидов, получивших название троянских, которые приурочены к двум точкам Лагранжа L4 и L5. Впрочем, троянские астероиды существуют не только у Юпитера, но и у большинства других внешних планет[68].

Молодые семейства

Некоторые из существующих на сегодня семейств образовались в астрономическом масштабе совсем недавно. Ярким примером является семейство Карины, которое сформировалось сравнительно недавно, 5,7 млн лет назад, в результате катастрофического столкновения двух тел диаметром 30 и 5 км[69]. Другая молодая группа астероидов, семейство Веритас, образовалась 8,3 млн лет назад, тоже в результате столкновения; она включает в себя 62 астероида, а также пылевой шлейф на орбите[70][71][72].

Ещё более молодым является кластер Датуры, который образовался в результате столкновения двух небольших астероидов примерно 450 тыс. лет назад, согласно данным орбит членов кластера. Ещё одним молодым кластером, несколько старше предыдущего, является кластер астероида (4652) Ианнини, который, вероятно, образовался от 1 до 5 млн лет назад[71][72].

Столкновения

Относительно высокая концентрация тел в главном поясе создаёт среду, в которой очень часто по астрономическим меркам происходят столкновения между астероидами. Так, столкновения между крупными астероидами радиусами около 10 км происходят раз в 10 млн лет[73]. При столкновении крупных астероидов происходит их дробление на отдельные фрагменты, что может привести к образованию новой астероидной семьи или кластера. Впрочем, если астероиды сближаются на сравнительно небольших скоростях, это может привести не к дроблению астероидов, а, наоборот, к их объединению в одно более крупное тело. Именно этот процесс привёл к образованию планет 4 млрд лет назад. С тех пор влияние этих двух процессов полностью изменило пояс астероидов, и теперь он кардинально отличается от того, который существовал тогда.

Возможные последствия столкновения в поясе астероидов были обнаружены с помощью телескопа «Хаббл», данные которого показали наличие кометной активности у астероида (596) Шейла в период с 11 ноября по 3 декабря 2010 года. Учёные предполагают, что данный астероид столкнулся с неизвестным объектом диаметром порядка 35 м, на скорости около 5 км/с[74].

Пыль

Мелкая пыль в поясе астероидов, возникшая в результате столкновений астероидов, создаёт явление, известное как зодиакальный свет

Наряду с астероидами, в поясе существуют также шлейфы пыли, состоящие из микрочастиц радиусом в несколько сотен микрометров, которые образовались в результате столкновений между астероидами и их бомбардировки микрометеоритами. Однако, в связи с влиянием эффекта Пойнтинга — Робертсона, эта пыль под действием солнечной радиации постепенно по спирали движется к Солнцу[75].

Сочетание астероидной пыли и пыли, выбрасываемой кометами, даёт явление зодиакального света. Это слабое свечение простирается в плоскости эклиптики в виде треугольника, и его можно увидеть в экваториальных районах вскоре после захода или незадолго перед восходом Солнца. Размеры частиц, которые его вызывают, в среднем колеблются в районе 40 мкм, а время их существования не превышает 700 тыс. лет. Таким образом, наличие этих частиц свидетельствует о том, что процесс их образования происходит непрерывно[75].

Метеориты

Обломки, возникающие при столкновении астероидов, могут разлетаться по всей Солнечной системе, и некоторые из них иногда встречаются с нашей планетой и падают на её поверхность в виде метеоритов[76]. Практически все найденные на поверхности Земли метеориты (99,8 %), которых на сегодняшний день насчитывается около 30 000, в своё время появились в поясе астероидов[77]. В сентябре 2007 года были опубликованы результаты чешско-американского исследования, согласно которым, в результате столкновения с астероидом (298) Баптистина другого крупного тела во внутреннюю часть Солнечной системы было выброшено большое количество крупных фрагментов, часть из которых могла оказать серьёзное влияние на систему Земля — Луна. В частности, считается, что именно они могут быть ответственны за образование кратера Тихо на поверхности Луны и кратера Чиксулуб в Мексике, образовавшегося при падении метеорита, по некоторым версиям, погубившего динозавров 65 млн лет назад[78]. Впрочем, по данному вопросу в научной среде нет единства — кроме Баптистины, есть и другие астероиды, обломки которых могут быть виновниками этой катастрофы.

Физические характеристики

Сравнительные размеры Луны и 10 первых астероидов, расположенных в порядке открытия

Вопреки распространённому мнению, расстояние между объектами в поясе астероидов велико. Несмотря на то, что число открытых на 2011 год астероидов превысило 300 000, а всего в поясе насчитывается несколько миллионов и более (в зависимости от того, где провести нижнюю границу размера) объектов, объём пространства, занимаемый поясом астероидов, огромен, и, как следствие, плотность объектов в поясе весьма мала. Поэтому вероятность не то что столкновения, а просто случайного незапланированного сближения, например, космического аппарата с каким-нибудь астероидом сейчас оценивается менее чем один к миллиарду[79].

Размеры и масса

Характерные оценки размеров для различных классов малых тел Солнечной системы

Астероидами считаются тела с диаметром более 30 м, тела меньшего размера называют метеороидами[80]. Крупных тел в поясе астероидов очень мало, так, астероидов с диаметром более 100 км насчитывается около 200[81], ещё известно около 1000 астероидов с радиусом более 15 км, а данные исследований в инфракрасном диапазоне спектра позволяют предположить, что, помимо них, в главном поясе существует ещё от 700 тыс. до 1,7 млн астероидов диаметром от 1 км и более[82]. Звёздная величина астероидов колеблется от 11m до 19m и для большинства из них составляет около 16m[49].

Общая масса всех астероидов главного пояса приблизительно равна от 3,0·1021 до 3,6·1021 кг, что составляет всего 4% от массы Луны или 0,06% от массы Земли[83][84]. Половина этой массы приходится на 4 крупнейших астероида из первой десятки: Цереру, Весту, Палладу и Гигею, причём почти её треть приходится на Цереру[7].

Состав

Подавляющее большинство объектов в главном поясе составляют астероиды трёх основных классов: тёмные углеродные астероиды класса C, светлые силикатные астероиды класса S и металлические астероиды класса M. Существуют астероиды и других, более специфических классов, но их содержание в поясе крайне незначительно.

Углеродистые астероиды класса C, названные так из-за большого процента простейших углеродных соединений в их составе, являются наиболее распространёнными объектами в главном поясе, на них приходится 75% всех астероидов, особенно большая их концентрация характерна для внешних областей пояса[85]. Эти астероиды имеют слегка красноватый оттенок и очень низкое альбедо (между 0,03 и 0,0938). Поскольку они отражают очень мало солнечного света, их трудно обнаружить. Вполне вероятно, что в поясе астероидов находится ещё немало относительно крупных астероидов, принадлежащих к этому классу, но до сих пор не найденных из-за малой яркости. Зато эти астероиды довольно сильно излучают в инфракрасном диапазоне из-за наличия в их составе воды. В целом их спектры соответствуют спектру вещества, из которого формировалась Солнечная система, за исключением летучих элементов. По составу они очень близки к углеродистым хондритным метеоритам, которые нередко находят на Земле. Крупнейшим представителем этого класса является астероид (10) Гигея.

Вторым по распространённости спектральным классом среди астероидов главного пояса является класс S, который объединяет силикатные астероиды внутренней части пояса, располагающиеся до расстояния 2,5 а. е. от Солнца[85][86]. Спектральный анализ этих астероидов выявил наличие в их поверхности различных силикатов и некоторых металлов (железо и магний), но практически полное отсутствие каких-либо углеродных соединений. Это указывает на то, что породы за время существования этих астероидов претерпели значительные изменения, возможно, в связи с частичным плавлением и дифференциацией. Они имеют довольно высокое альбедо (между 0,10 и 0,2238) и составляют 17% от всех астероидов. Астероид (3) Юнона является самым крупным представителем этого класса.

Металлические астероиды класса M, богатые никелем и железом, составляют 10% от всех астероидов пояса и имеют умеренно большое альбедо (между 0,1 и 0,1838). Они расположены преимущественно в центральных областях пояса на расстоянии 2,7 а. е. от Солнца[62] и могут быть фрагментами металлических ядер крупных планетезималей, вроде Цереры, существовавших на заре формирования Солнечной системы и разрушенных при взаимных столкновениях. Однако в случае с металлическими астероидами не всё так просто. В ходе исследований обнаружено несколько тел, вроде астероида (22) Каллиопа, спектр которых близок спектру астероидов класса M, но при этом они имеют крайне низкую для металлических астероидов плотность[87]. Химический состав подобных астероидов на сегодняшний день практически неизвестен, и вполне возможно, что по составу они близки к астероидам класса C или S[88].

Одной из загадок астероидного пояса являются относительно редкие базальтовые астероиды класса V[89]. Теория формирования пояса астероидов предсказывала, что на ранней стадии в поясе астероидов должно было быть немало крупных объектов размером с Весту, в которых должна была начаться дифференциация недр. Подобные объекты должны были иметь кору и мантию, состоящие преимущественно из базальтовых пород. При последующем разрушении этих планетезималей более половины астероидов должны были состоять из базальта и оливина. На деле же оказалось, что 99% базальтового материала отсутствует в поясе астероидов[90]. До 2001 года считалось, что большинство базальтовых объектов в поясе астероидов являются фрагментами коры Весты (отсюда и название класс V), однако подробное изучение астероида (1459) Магния позволило выявить определённые различия в химическом составе открытых ранее базальтовых астероидов, что предполагает их отдельное происхождение[90]. Этот факт получил подтверждение в связи с более подробным изучением в 2007 году во внешней части пояса двух астероидов различного базальтового состава: (7472) Кумакири и (10537) 1991 RY16, которые не имеют никакого отношения к Весте. Эти два тела являются единственными астероидами данного класса, обнаруженными во внешней части главного пояса[89].

Альенде — углеродистый хондритный метеорит, который упал в Мексике в 1969 году

Прослеживается довольно чёткая зависимость между составом астероида и его расстоянием от Солнца. Как правило, каменные астероиды, состоящие из безводных силикатов, расположены ближе к Солнцу, чем углеродные глинистые астероиды, в которых часто обнаруживают следы воды, в основном в связанном состоянии, но возможно, и в виде обычного водяного льда. При этом близкие к Солнцу астероиды обладают значительно более высоким альбедо, чем астероиды в центре и на периферии. Считается, что это связано со свойствами той части протопланетного диска, из которого формировались астероиды. Во внутренних областях пояса влияние солнечной радиации было более значительно, что привело к выдуванию лёгких элементов, в частности, воды, на периферию. В результате вода сконденсировалась на астероидах внешней части пояса, а во внутренних областях, где астероиды прогреваются достаточно хорошо, её практически не осталось.

Температура на поверхности астероида зависит от расстояния до Солнца и величины его альбедо. Для частиц пыли на расстоянии 2,2 а. е. температурный диапазон начинается с 200 К (−73 °C) и ниже, а на расстоянии 3,2 а. е. уже со 165 К (−108 °C)[91]. Однако для астероидов это не совсем справедливо, поскольку из-за вращения температуры на его дневной и ночной сторонах могут существенно различаться.

Кометы главного пояса

Среди астероидов главного пояса существуют и такие, у которых на определённом расстоянии от Солнца заметили проявление кометной активности, выражающейся в появлении у них газового или пылевого хвоста, которые появляются на короткое время при прохождении тела вблизи перигелия. Поскольку орбиты, по которым движутся эти кометы, исключают возможность их появления в главном поясе в результате захвата классических комет, считается, что они образовались в самом поясе, во внешней его части. Это говорит о том, что очень многие объекты внешнего пояса могут содержать лёд, который испаряется при нагреве Солнцем поверхности астероида. Не исключена вероятность, что именно кометы главного пояса явились источником океанов на Земле, поскольку соотношение дейтерия и водорода в них слишком низкое для классических комет[92].

Крупнейшие объекты пояса астероидов

Крупнейшими объектами пояса астероидов являются Церера, (4) Веста, (2) Паллада и (10) Гигея. Хотя они имеют много общих характеристик, только одна из них — Церера — оказалась достаточно большой для присвоения статуса карликовой планеты[93]. Впрочем, трём остальным в будущем, возможно, тоже будет присвоен этот статус[94][95].

Церера

Карликовая планета Церера

Церера обладает почти сферической формой и имеет диаметр приблизительно 950 км, что составляет почти треть лунного диаметра, при массе, равной 9,43·1020 кг, что составляет уже лишь 1,3 % массы Луны, но равно трети массы всех астероидов главного пояса. Она находится на расстоянии 2,766 а. е., что очень близко к центру масс главного пояса, расположенному на расстоянии 2,8 а. е.[59] Абсолютная звёздная величина Цереры 3,32m, что гораздо больше любого астероида[96] и может объясняться слоем льда на её поверхности[97], но несмотря на это, она всё равно является очень тёмным телом, которое отражает лишь 5% падающего света.

Подобно планетам земной группы, на Церере произошла дифференциация вещества на силикатное ядро, окружённое ледяной мантией, и тонкую углеродную кору[97]. Небольшая часть льда на поверхности периодически испаряется на короткое время, образуя вокруг неё подобие очень разрежённой атмосферы.

Веста

Анимация вращения Весты. Виден огромный кратер вблизи южного полюса астероида

Астероид (4) Веста, открытый Ольберсом в 1807 году, занимает второе место по массе среди астероидов главного пояса, третье место по размеру и первое место по яркости. Его поверхность отражает 42 % падающего на неё света, что даже больше, чем у Земли (37%). При среднем диаметре в 530 км она составляет 9% массы астероидного пояса и вращается вокруг Солнца примерно на том же расстоянии, что и Церера. Поскольку Веста образовалась за пределами «снеговой линии», она практически лишена воды[98][99] и состоит из плотного металлического ядра из смеси железа и никеля, базальтовой мантии (в основном из оливина)[90] и очень тонкой, всего в несколько километров толщиной, коры.

Вблизи южного полюса Весты находится большой кратер от падения крупного астероида. В результате этого столкновения из Весты было выброшено огромное количество фрагментов, сформировавших затем вокруг неё астероидное семейство, суммарная масса которого (не считая массы самой Весты) составляет около 1% массы всех астероидов главного пояса; а также особый спектральный класс V из фрагментов породы, выбитых с поверхности, и класс J из породы, располагавшейся ближе к центру астероида. Большая часть членов данного семейства рассеяна, ввиду его близости к орбитальному резонансу с Юпитером 3:1, причём часть из них упала на Землю в виде метеоритов.

Паллада

Астероид (2) Паллада является вторым по величине объектом пояса астероидов. Она менее массивна, чем Веста, но составляет 7% массы главного пояса. Паллада интересна тем, что, подобно Урану, имеет довольно сильный наклон оси вращения, равный 34°[100], в то время как у трёх других крупнейших астероидов этот угол не превышает 10°. Также как и Церера, она принадлежит к классу C, богатому углеродом и кремнием, из-за чего имеет низкое альбедо, равное 12 %[101]. Астероид движется по орбите с большим эксцентриситетом, равным 0,32, из-за чего его расстояние до Солнца сильно колеблется: от 2,1 а. е. до 3,4 а. е.

Гигея

Астероид неправильной формы со средним диаметром 431 км (10) Гигея является четвёртым по величине и составляет 3% от массы главного пояса. Она относится к углеродным астероидам с альбедо 7%, поэтому, несмотря на свои крупные размеры, с Земли она видна довольно плохо. Возглавляет одноимённое семейство и, в отличие от трёх других астероидов, находится вблизи плоскости эклиптики[102][103] и обращается вокруг Солнца за 5,5 лет.

Астероиды как источники ресурсов

Постоянный рост потребления ресурсов промышленностью приводит к истощению их запасов на Земле, по некоторым оценкам, запасы таких ключевых для промышленности элементов, как сурьма, цинк, олово, серебро, свинец, индий, золото и медь, могут быть исчерпаны уже через 50—60 лет[104], и необходимость искать новые источники сырья станет особенно очевидной.

С точки зрения промышленного освоения астероиды являются одними из самых доступных тел в Солнечной системе. Ввиду малой гравитации посадка и взлёт с их поверхности требуют минимальных затрат топлива, а если использовать для разработки околоземные астероиды, то и стоимость доставки ресурсов с них на Землю будет низкой. Астероиды могут быть источниками таких ценных ресурсов, как, например, вода (в виде льда), из которой можно получить кислород для дыхания и водород для космического топлива, а также различные редкие металлы и минералы, такие как железо, никель, титан, кобальт и платина, и, в меньшем количестве, другие элементы вроде марганца, молибдена, родия и т. п. По сути, большинство элементов тяжелее железа, добываемых сейчас с поверхности нашей планеты, являются остатками астероидов, упавших на Землю в период поздней тяжёлой бомбардировки[105][106]. Астероиды являются практически неисчерпаемыми источниками ресурсов, так, один небольшой астероид класса M диаметром в 1 км может содержать железо-никелевой руды до 2 млрд тонн, что в 2—3 раза превышает добычу руды за 2004 год[107]. Промышленное освоение астероидов приведёт к снижению цен на данные ресурсы и даст возможность активно развиваться космической инфраструктуре, необходимой для дальнейших исследований космоса.

См. также

Примечания

  1. Жанлука Ранцини. Космос. Сверхновый атлас Вселенной / Перевод с итал. Г. И. Семенова. — М.: Эксмо, 2007. — ISBN 978-5-699-11424-5
  2. Э. В. Кононович, В. И. Мороз. Общий курс астрономии. Учебник для астрономических отделений высших учебных заведений / Под ред. В. В. Иванова. — 2-е изд., исправленное. — М.: Эдиториал УРСС, 2003. — ISBN 5-354-00866-2
  3. П. Г. Куликовский. Справочник любителя астрономии / Под ред. В. Г. Сурдина. — 5-е изд., переработанное и полностью обновлённое. — М.: Эдиториал УРСС, 2002. — ISBN 5-8360-0303-3
  4. Mann, Robert James. A Guide to the Knowledge of the Heavens. — Jarrold, 1852. — P. 171, 216.
  5. Further Investigation relative to the form, the magnitude, the mass, and the orbit of the Asteroid Planets (английский) // The Edinburgh New Philosophical Journal : Journal. — Edinburgh, 1857. — Т. V. — С. 191.
  6. von Humboldt, Alexander. Cosmos: A Sketch of a Physical Description of the Universe. — Harper & Brothers, New York (NY), 1850. — Vol. 1. — P. 44. — ISBN 0-8018-5503-9
  7. 1 2 База данных JPL НАСА по малым телам Солнечной системы (1) (англ.)
  8. 1 2 Hilton, J. When Did the Asteroids Become Minor Planets?. US Naval Observatory (USNO) (2001). Архивировано из первоисточника 22 августа 2011. Проверено 1 октября 2007.
  9. Dawn: A Journey to the Beginning of the Solar System. Space Physics Center: UCLA (2005). Архивировано из первоисточника 22 августа 2011. Проверено 3 ноября 2007.
  10. 1 2 Hoskin, Michael. Bode’s Law and the Discovery of Ceres. Churchill College, Cambridge. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 12 июля 2010.
  11. 1 2 «Call the police! The story behind the discovery of the asteroids». Astronomy Now (June 2007): 60—61.
  12. Pogge, Richard. An Introduction to Solar System Astronomy: Lecture 45: Is Pluto a Planet?. An Introduction to Solar System Astronomy. Ohio State University (2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 11 ноября 2007.
  13. etymonline: asteroid. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 5 ноября 2007.
  14. DeForest, Jessica. Greek and Latin Roots. Michigan State University (2000). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 25 июля 2007.
  15. Cunningham, Clifford. William Hershel and the First Two Asteroids. Dance Hall Observatory, Ontario (1984). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 5 ноября 2007.
  16. Карпенко Ю. А. Глава VII Астероиды // Названия звёздного неба / А. В. Суперанская. — М.: Наука, 1981. — С. 97. — 184 с.
  17. Staff. Astronomical Serendipity. NASA JPL (2002). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 апреля 2007.
  18. Is it a coincidence that most of the planets fall within the Titius-Bode law’s boundaries?. astronomy.com. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 16 октября 2007.
  19. 1 2 Hughes, David W. A Brief History of Asteroid Spotting. BBC. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 апреля 2007.
  20. Анимация: история открытия астероидов 1980—2010
  21. MPC Archive Statistics. IAU Minor Planet Center. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 29 декабря 2010.
  22. Barucci, M. A.; Fulchignoni, M.; and Rossi, A. (2007). «Rosetta Asteroid Targets: 2867 Steins and 21 Lutetia». Space Science Reviews 128 (1—4): 67—78. DOI:10.1007/s11214-006-9029-6.
  23. Near Earth Asteroid Rendezvous official site. Frequently asked questions.. Архивировано из первоисточника 2 февраля 2012. Проверено 17 ноября 2008.  (англ.)
  24. Японский зонд вернулся на Землю после миссии к астероиду. Lenta.ru (13 июня 2010). Архивировано из первоисточника 25 августа 2011. Проверено 14 августа 2010.
  25. Dawn mission  (англ.). jpl.nasa.gov. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  26. Masetti, M.; and Mukai, K. Origin of the Asteroid Belt. NASA Goddard Spaceflight Center (December 1, 2005). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 25 апреля 2007.
  27. Watanabe, Susan Mysteries of the Solar Nebula. NASA (July 20, 2001). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 апреля 2007.
  28. Лин, Дуглас Происхождение планет. «В мире науки» №8, 2008. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 апреля 2007.
  29. Edgar, R.; and Artymowicz, P. (2004). «Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet» (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 354 (3): 769—772. DOI:10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x. Bibcode: 2004MNRAS.354..769E. Проверено 2007-04-16.
  30. 1 2 Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; and Chambers, J. (2001). «The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt» (PDF). Icarus 153 (2): 338—347. DOI:10.1006/icar.2001.6702. Bibcode: 2001Icar..153..338P. Проверено 2007-03-22.
  31. Астероид  (рус.).(недоступная ссылка — история) Проверено 25 октября 2011.
  32. 1 2 Сатурн и Юпитер проделали «дыры» в поясе астероидов — исследование
  33. Scott, E. R. D. (March 13—17, 2006). «Constraints on Jupiter’s Age and Formation Mechanism and the Nebula Lifetime from Chondrites and Asteroids». Proceedings 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference, League City, Texas: Lunar and Planetary Society. Проверено 2007-04-16. 
  34. В.В.Бусарев Астероиды (SolarSystem/asteroids)  (рус.) (23 марта 2010). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 25 октября 2011.
  35. Clark, B. E.; Hapke, B.; Pieters, C.; and Britt, D. Asteroid Space Weathering and Regolith Evolution. University of Arizona (2002). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  36. Gaffey, Michael J. The Spectral and Physical Properties of Metal in Meteorite Assemblages: Implications for Asteroid Surface Materials (1996). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  37. Keil, K. Thermal alteration of asteroids: evidence from meteorites. Planetary and Space Science (2000). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  38. Baragiola, R. A.; Duke, C. A.; Loeffler, M.; McFadden, L. A.; and Sheffield, J. Impact of ions and micrometeorites on mineral surfaces: Reflectance changes and production of atmospheric species in airless solar system bodies (2003). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  39. From Dust to Planetesimals: Workshop at Ringberg Castle Germany (2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  40. Kracher, A. Asteroid 433 Eros and partially differentiated planetesimals: bulk depletion versus surface depletion of sulfur (PDF). Ames Laboratory (2005). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 8 ноября 2007.
  41. Taylor, G. J.; Keil, K.; McCoy, T.; Haack, H.; and Scott, E. R. D. (1993). «Asteroid differentiation — Pyroclastic volcanism to magma oceans». Meteoritics 28 (1): 34—52. Bibcode: 1993Metic..28…34T.
  42. Kelly, Karen. U of T researchers discover clues to early solar system. University of Toronto (2007). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 12 июля 2010.
  43. Alfvén, H.; and Arrhenius, G. The Small Bodies. SP-345 Evolution of the Solar System. NASA (1976). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 12 апреля 2007.
  44. The Hungaria group of minor planets
  45. Stiles, Lori. Asteroids Caused the Early Inner Solar System Cataclysm. University of Arizona News (September 15, 2005). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 18 апреля 2007.
  46. Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; and Chiang, E. (2006). «Infrared cirrus — New components of the extended infrared emission». The Astrophysical Journal 640 (2): 1115—1118. DOI:10.1086/500287. Bibcode: 1984ApJ…278L..19L.
  47. Berardelli, Phil. Main-Belt Comets May Have Been Source Of Earths Water. Space Daily (Mar 23, 2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 27 октября 2007.
  48. Lakdawalla, Emily Discovery of a Whole New Type of Comet. The Planetary Society (April 28, 2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 апреля 2007.
  49. 1 2 Williams, Gareth Distribution of the Minor Planets. Minor Planets Center. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 27 октября 2010.
  50. This value was obtained by a simple count up of all bodies in that region using data for 120437 numbered minor planets from the Minor Planet Center orbit database. Minor Planets Center. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 27 октября 2010.
  51. Rossi, Alessandro The mysteries of the asteroid rotation day. The Spaceguard Foundation (20 мая 2004). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 9 апреля 2007.
  52. Сурдин В.Г. Эффект инженера Ярковского  (рус.). StarContact (20 мая 2004). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 9 апреля 2007.
  53. Сурдин В. Г. Природа: Эффект инженера Ярковского  (рус.). Природа. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 9 апреля 2007.
  54. YORP-раскрутка: солнечные лучи вертят реактивные астероиды  (рус.). Мембрана. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 29 октября 2011.
  55. Fernie, J. Donald (1999). «The American Kepler». The Americal Scientist 87 (5): 398. Проверено 2007-02-04.
  56. Liou, Jer-Chyi; and Malhotra, Renu (1997). «Depletion of the Outer Asteroid Belt». Science 275 (5298): 375—377. DOI:10.1126/science.275.5298.375. PMID 8994031. Проверено 2007-08-01.
  57. Ferraz-Mello, S. (June 14—18, 1993). «Kirkwood Gaps and Resonant Groups». proceedings of the 160th International Astronomical Union: 175—188, Belgirate, Italy: Kluwer Academic Publishers. Проверено 2007-03-28. 
  58. Klacka, Jozef (1992). «Mass distribution in the asteroid belt». Earth, Moon, and Planets 56 (1): 47—52. DOI:10.1007/BF00054599. Bibcode: 1992EM&P…56…47K.
  59. 1 2 McBride, N.; and Hughes, D. W. (1990). «The spatial density of asteroids and its variation with asteroidal mass». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 244: 513—520. Bibcode: 1990MNRAS.244..513M.
  60. Hughes, David W. Finding Asteroids In Space. BBC. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 апреля 2007.
  61. Lemaitre, Anne (31 August — 4 September, 2004). «Asteroid family classification from very large catalogues». Proceedings Dynamics of Populations of Planetary Systems: 135—144, Belgrade, Serbia and Montenegro: Cambridge University Press. Проверено 2007-04-15. 
  62. 1 2 Lang, Kenneth R. Asteroids and meteorites. NASA’s Cosmos (2003). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 апреля 2007.
  63. Martel, Linda M. V. Tiny Traces of a Big Asteroid Breakup. Planetary Science Research Discoveries (March 9, 2004). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 апреля 2007.
  64. Drake, Michael J. (2001). «The eucrite/Vesta story». Meteoritics & Planetary Science 36 (4): 501—513. DOI:10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x. Bibcode: 2001M&PS…36..501D.
  65. Love, S. G.; and Brownlee, D. E. (1992). «The IRAS dust band contribution to the interplanetary dust complex — Evidence seen at 60 and 100 microns». Astronomical Journal 104 (6): 2236—2242. DOI:10.1086/116399. Bibcode: 1992AJ….104.2236L.
  66. Spratt, Christopher E. (1990). «The Hungaria group of minor planets». Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 84 (2): 123—131. Bibcode: 1990JRASC..84..123S.
  67. Carvano, J. M.; Lazzaro, D.; Mothé-Diniz, T.; Angeli, C. A.; and Florczak, M. (2001). «Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups». Icarus 149 (1): 173—189. DOI:10.1006/icar.2000.6512. Bibcode: 2001Icar..149..173C.
  68. The Trojan Page  (англ.). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 апреля 2007.
  69. SwRI researchers identify asteroid breakup event in the main asteroid belt. SpaceRef.com (June 12, 2002). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 15 апреля 2007.
  70. McKee, Maggie. Eon of dust storms traced to asteroid smash. New Scientist Space (18 January 2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 15 апреля 2007.
  71. 1 2 Nesvorný, D.; Vokrouhlick, D.; and Bottke, W. F. (2006). «The Breakup of a Main-Belt Asteroid 450 Thousand Years Ago». Science 312 (5779): 1490. DOI:10.1126/science.1126175. PMID 16763141. Bibcode: 2006Sci…312.1490N. Проверено 2007-04-15.
  72. 1 2 Nesvorný, D.; Bottke, W. F.; Levison, H. F.; and Dones, L. (2003). «Recent Origin of the Solar System Dust Bands». The Astrophysical Journal 591 (1): 486—497. DOI:10.1086/374807. Bibcode: 2003ApJ…591..486N. Проверено 2007-04-15.
  73. Backman, D. E. Fluctuations in the General Zodiacal Cloud Density. Backman Report. NASA Ames Research Center (March 6, 1998). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 4 апреля 2007.
  74. Jewitt, David; Weaver, H.; Mutcher, M.; Larson, S.; Agarwal, J. (2011). «Hubble Space Telescope Observations of Main Belt Comet (596) Scheila». ApJL 733: L4. DOI:10.1088/2041-8205/733/1/L4. Bibcode: 2011arXiv1103.5456J.
  75. 1 2 Reach, William T. (1992). «Zodiacal emission. III — Dust near the asteroid belt». Astrophysical Journal 392 (1): 289—299. DOI:10.1086/171428. Bibcode: 1992ApJ…392..289R.
  76. Kingsley, Danny Mysterious meteorite dust mismatch solved. ABC Science (May 1, 2003). Проверено 4 апреля 2007.
  77. Meteors and Meteorites. NASA. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 12 июля 2010.
  78. Breakup event in the main asteroid belt likely caused dinosaur extinction 65 million years ago. Southwest Research Institute (2007). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 14 октября 2007.
  79. Stern, Alan. New Horizons Crosses The Asteroid Belt. Space Daily (June 2, 2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 14 апреля 2007.
  80. Рис. 1.1 // Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра / Под ред. Шустова Б. М., Рыхловой Л. В.. — М.: Физматлит, 2010. — 384 с. — ISBN 978-5-9221-1241-3
  81. Yeomans, Donald K. JPL Small-Body Database Search Engine. NASA JPL. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 26 апреля 2007.
  82. Tedesco, E. F.; and Desert, F.-X. (2002). «The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search». The Astronomical Journal 123 (4): 2070—2082. DOI:10.1086/339482. Bibcode: 2002AJ….123.2070T.
  83. Krasinsky, G. A.; Pitjeva, E. V.; Vasilyev, M. V.; and Yagudina, E. I. (July 2002). «Hidden Mass in the Asteroid Belt». Icarus 158 (1): 98—105. DOI:10.1006/icar.2002.6837. Bibcode: 2002Icar..158…98K.
  84. Pitjeva, E. V. (2005). «High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants» (PDF). Solar System Research 39 (3): 176. DOI:10.1007/s11208-005-0033-2.
  85. 1 2 Wiegert, P.; Balam, D.; Moss, A.; Veillet, C.; Connors, M.; and Shelton, I. (2007). «Evidence for a Color Dependence in the Size Distribution of Main-Belt Asteroids» (abstract). The Astronomical Journal 133 (4): 1609—1614. DOI:10.1086/512128. Проверено 2008-09-06.
  86. Clark, B. E. (1996). «New News and the Competing Views of Asteroid Belt Geology». Lunar and Planetary Science 27: 225—226. Bibcode: 1996LPI….27..225C.
  87. Margot, J. L.; and Brown, M. E. (2003). «A Low-Density M-type Asteroid in the Main Belt». Science 300 (5627): 1939—1942. DOI:10.1126/science.1085844. PMID 12817147. Bibcode: 2003Sci…300.1939M.
  88. Mueller, M.; Harris, A. W.; Delbo, M.; and the MIRSI Team. (2005). «21 Lutetia and other M-types: Their sizes, albedos, and thermal properties from new IRTF measurements». Bulletin of the American Astronomical Society 37: 627. Bibcode: 2005DPS….37.0702M.
  89. 1 2 Duffard, R.; and Roig, F. Two new basaltic asteroids in the Outer Main Belt (2007). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 14 октября 2007.
  90. 1 2 3 Than, Ker. Strange Asteroids Baffle Scientists. space.com (2007). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 14 октября 2007.
  91. Low, F. J.; et al. (1984). «Infrared cirrus — New components of the extended infrared emission». Astrophysical Journal, Part 2 — Letters to the Editor 278: L19—L22. DOI:10.1086/184213. Bibcode: 1984ApJ…278L..19L.
  92. David Jewitt Interview with David Jewitt. YouTube. Проверено 14 октября 2007.
  93. The Final IAU Resolution on the Definition of «Planet» Ready for Voting. IAU (24 August 2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 2 марта 2007.
  94. IAU draft resolution (2006). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  95. IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 29 марта 2007.
  96. Parker, J. W.; Stern, S. A.; Thomas, P. C.; Festou, M. C.; Merline, W. J.; Young, E. F.; Binzel, R. P.; and Lebofsky, L. A. (2002). «Analysis of the First Disk-resolved Images of Ceres from Ultraviolet Observations with the Hubble Space Telescope». The Astronomical Journal 123 (1): 549—557. DOI:10.1086/338093. Bibcode: 2002AJ….123..549P. Проверено 2008-09-06.
  97. 1 2 Asteroid 1 Ceres. The Planetary Society. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  98. Key Stages in the Evolution of the Asteroid Vesta. Hubble Space Telescope news release (1995). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  99. Russel, C. T.; et al. Dawn mission and operations. NASA/JPL (2007). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  100. Torppa, J.; et al. (1996). «Shapes and rotational properties of thirty asteroids from photometric data». Icarus 164 (2): 346—383. DOI:10.1016/S0019-1035(03)00146-5. Bibcode: 2003Icar..164..346T.
  101. Larson, H. P.; Feierberg, M. A.; and Lebofsky, L. A. The composition of asteroid 2 Pallas and its relation to primitive meteorites (1983). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  102. Barucci, M. A.; et al. 10 Hygiea: ISO Infrared Observations (PDF) (2002). Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 21 октября 2007.
  103. Ceres the Planet. orbitsimulator.com. Архивировано из первоисточника 24 января 2012. Проверено 20 октября 2007.
  104. D. Cohen. Earth’s natural wealth: an audit, NewScientist, 23 May 2007
  105. University of Toronto (2009, October 19). Geologists Point To Outer Space As Source Of The Earth’s Mineral Riches. ScienceDaily
  106. James M. Brenan and William F. McDonough. Core formation and metal-silicate fractionation of osmium and iridium from gold. — Nature Geoscience (18 October 2009)
  107. Mining the Sky: Untold Riches from the Asteroids, Comets, and Planets / John S. Lewis (1998) ISBN 0-201-47959-1

Литература

  • Elkins-Tanton Linda T. Asteroids, Meteorites, and Comets. — First. — New York: Chelsea House, 2006. — ISBN 0-8160-5195-X
  • Blair, Edward C. Asteroids: overview, abstracts, and bibliography. — 2002. — ISBN 978-1590334829
  • Britt, Daniel T.; Colsolmagno, Guy; Lebofsky, Larry Main-Belt Asteroids // Encyclopedia of the solar system. — 2007. — ISBN 978-0120885893
  • Kovács, József The discovery of the first minor planets // The European scientist: symposium on the era and work of Franz Xaver von Zach (1754—1832). — 2004. — Vol. 24, Acta Historica Astronomiae. — ISBN 978-3817117482
  • Lewis, John S. Meteorites and Asteroids // Physics and chemistry of the solar system. — 2004. — ISBN 978-0124467446
  • Martínez, V. J.; Miralles, J. A.; Marco, E.; Galadí-Enríquez, D. Astronomía fundamental. — 2005. — ISBN 978-84-370-6104-7
  • Marvin, Ursula B. Meteorites in history: an overview from the Renaissance to the 20th century // The history of meteoritics and key meteorite collections: fireballs, falls and finds. — 2006. — ISBN 978-1862391949

Ссылки

в главном поясе астероидов замечены странные красные объекты

Учёные обнаружили два крупных красных объекта там, где их, по идее, быть не должно: в поясе астероидов, расположенном между Марсом и Юпитером. Исследователи отмечают, что эти космические тела покрыты сложной органикой.

Названия этих двух астероидов — (203) Помпея и (269) Юстиция. Диаметр Помпеи составляет 110 километров, в то время как Юстиция чуть меньше: её диаметр составляет 55 км.

Необычные характеристики двух астероидов привлекли внимание исследователей из Японского агентства аэрокосмических исследований (JAXA).

Основной особенностью этих космических объектов является то, что они отражают необычно много красного света, то есть видимы в красной части спектра.

Такие объекты «красного цвета» обычно встречаются во внешней части Солнечной системы. Это удалённая от нашего светила область, в которой находятся четыре газовых гиганта: Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун.

Внешняя Солнечная система заполнена веществом, оставшимся после формирования нашей звёздной системы.

На самом её краю, за орбитой Нептуна находится пояс Койпера — он в основном состоит из такого древнего «строительного материала». Космические объекты из этого пояса также называют ТНО — транснептуновыми объектами.

Именно эти отдалённые объекты имеют характерный «красный цвет», что значит, что они содержат сложные органические соединения, такие как метан и метанол.

Внешнюю и внутреннюю части Солнечной системы разделяет пояс астероидов, расположенный между Марсом и Юпитером. Это место скопления разнообразных космических объектов также называют просто «главным поясом».

Астероиды главного пояса в основном состоят из неорганического вещества, поэтому их лучше видно в синей части спектра.

И вот в этой области с преимущественно «синими» неорганическими объектами внезапно были найдены «красные» органические Помпея и Юстиция. Они выглядят так, будто каким-то странным образом переместились из далёкого пояса Койпера прямиком в главный пояс астероидов.

В пресс-релизе JAXA учёные предполагают, что эти «красные» астероиды могли образоваться на границах Солнечной системы во времена её раннего формирования, а позднее переместиться ближе к её центру. Но что же их туда «передвинуло»?

Ранее мы рассказывали, как гравитация Юпитера может творить настоящие чудеса с траекториями самых разных объектов: от комет до космических зондов. Возможно, газовый гигант «приложил руку» и к странному перемещению «красных» астероидов вглубь Солнечной системы, считают учёные.

Это открытие замечательно ещё и тем, что может означать, что в главном поясе астероидов могут присутствовать и другие древнейшие объекты Солнечной системы. В дальнейшем исследователи планируют определить, сколько ещё таких «красных» космических объектов находится в астероидном поясе.

Авторы нового исследования, опубликованного 26 июля в издании The Astrophysical Journal Letters, сделали ещё одно любопытное предположение. Возможно, в поисках материала, из которого сформировалась Солнечная система, необязательно посылать космические миссии в отдалённые области нашей системы.

Вполне вероятно, что зонд, посланный в главный пояс астероидов, сможет получить данные об объектах как внутренней, так и внешней Солнечной системы. Если такая возможность подтвердится дополнительными исследованиями, это сэкономит и средства, и время, которые человечество тратит на изучение эволюции нашей планетной системы.

Напомним, ранее мы писали о том, как астрономы обнаружили самый далёкий объект Солнечной системы. Также мы сообщали о том, что недавно внешние пределы Солнечной системы пересекла гигантская комета. Рассказывали мы и о катастрофе, которая могла отбросить Юпитер ближе к Солнцу, а Уран и Нептун — к окраинам нашей системы.

Больше новостей из мира науки вы найдёте в разделе «Наука» на медиаплатформе «Смотрим».

Пояс астероидов был основным поставщиком воды для Земли — ученые

Как объясняют ученые, доля дейтерия — тяжелого изотопа водорода — в молекулах воды внутри таких метеоритов зависит от условий, в которых формировалось небесное тело. По их словам, чем дальше от Солнца возник тот или иной астероид или комета, тем больше они будут содержать атомов дейтерия. Таким образом, концентрация дейтерия в воде внутри небесного тела позволяет примерно определить место его рождения.

Руководствуясь этой идеей, Александер и его коллеги попытались определить источник земной воды, вычислив долю дейтерия в хондритах и сравнив ее с аналогичным показателем для земной воды и зерен льда на поверхности комет.

Оказалось, что хондриты содержали в себе достаточно низкую долю тяжелого изотопа водорода, примерно равную концентрации дейтерия в водах земных океанов. Она была заметно ниже, чем аналогичный показатель для астероидов и комет, обитающих в холодной части Солнечной системы.

По расчетам астрономов, самые землеподобные хондриты сформировались во внутренней части Солнечной системы, а не за орбитой Юпитера. Кроме того, хондриты в этой части Солнечной системы содержат в себе земные доли изотопов других элементов, в том числе кислорода и азота.

Ученые полагают, что основным источником воды выступала дальняя половина пояса астероидов между орбитами Марса и Юпитера. Это объясняется тем, что «линия снега» делит пояс астероидов на две части, и в ближней его половине зерна воды не формировались из-за высокой температуры.

Александер и его коллеги считают, что эти факты свидетельствуют в пользу того, что большая часть воды на нашей планете была занесена на ее поверхность хондритами из пояса астероидов, а не кометами из дальних подступов Солнечной системы.

Этот вывод противоречит большинству общепринятых теорий, описывающих механизм формирования Земли и других планет, и, несомненно, потребует дополнительных проверок для приобретения всеобщего признания.

Подробно | Пояс Койпера — Исследование Солнечной системы НАСА

Введение

Пояс Койпера — это большая область в холодных внешних пределах нашей Солнечной системы за пределами орбиты Нептуна. Иногда его называют «третьей зоной» Солнечной системы. Астрономы считают, что в этом регионе есть миллионы маленьких ледяных объектов, в том числе сотни тысяч, которые имеют ширину более 60 миль (100 километров). Некоторые из объектов, в том числе Плутон, имеют ширину более 600 миль (1000 километров).В дополнение к горным породам и водяному льду объекты в поясе Койпера также содержат множество других замороженных соединений, таких как аммиак и метан.

тезка

Тезка

Регион назван в честь астронома Джерарда Койпера, опубликовавшего в 1951 году научную статью, в которой высказывались предположения об объектах за Плутоном. Астроном Кеннет Эджворт также упомянул объекты за Плутоном в статьях, которые он опубликовал в 1940-х годах, и поэтому его иногда называют поясом Эджворта-Койпера. Некоторые исследователи предпочитают называть его Транснептуновым регионом, а объекты пояса Койпера (ОПК) называют транснептуновыми объектами или ТНО.

Какой бы термин вы ни предпочли, пояс занимает огромный объем в нашей планетной системе, и населяющие его маленькие миры могут многое рассказать нам о ранней истории Солнечной системы.

На этих двух изображениях с многократной экспозицией, сделанных космическим телескопом Хаббла НАСА, показаны объекты пояса Койпера, или ОПК, на фоне звезд в созвездии Стрельца. Два КБО находятся примерно в 4 миллиардах миль от Земли. Авторы изображений: НАСА, ЕКА, SwRI, JHU/APL, поисковая группа New Horizons KBO. Размер и расстояние

Размер и расстояние

Пояс Койпера — одна из крупнейших структур в нашей Солнечной системе, наряду с Облаком Оорта, гелиосферой и магнитосферой Юпитера.Его общая форма напоминает раздутый диск или пончик. Его внутренний край начинается на орбите Нептуна, примерно в 30 а.е. от Солнца. (1 а.е., или астрономическая единица, — это расстояние от Земли до Солнца.) Внутренняя, основная область пояса Койпера заканчивается примерно в 50 а.е. от Солнца. Внешний край основной части пояса Койпера перекрывается второй областью, называемой рассеянным диском, которая простирается наружу почти до 1000 а.е., а некоторые тела находятся на орбитах, уходящих еще дальше.

К настоящему времени наблюдатели внесли в каталог более 2000 транснептуновых объектов, что представляет собой лишь малую долю от общего числа объектов, которые, по мнению ученых, находятся там.На самом деле, по оценкам астрономов, в регионе есть сотни тысяч объектов, ширина которых превышает 60 миль (100 километров) или больше. Однако общая масса всего материала пояса Койпера оценивается не более чем в 10% массы Земли.

Формирование и происхождение

Формирование и происхождение

Астрономы считают ледяные объекты пояса Койпера остатками образования Солнечной системы. Подобно связи между главным поясом астероидов и Юпитером, это область объектов, которые могли бы собраться вместе, чтобы сформировать планету, если бы не было Нептуна.Вместо этого гравитация Нептуна так сильно всколыхнула эту область космоса, что маленькие ледяные объекты не смогли объединиться в большую планету.

Количество материала в поясе Койпера сегодня может быть лишь небольшой долей того, что там было изначально. Согласно одной хорошо подтвержденной теории, смещение орбит четырех планет-гигантов (Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна) могло привести к потере большей части исходного материала, который, вероятно, в 7-10 раз превышает массу Земли.

Основная идея состоит в том, что в начале истории Солнечной системы Уран и Нептун были вынуждены двигаться дальше от Солнца из-за смещения орбит Юпитера и Сатурна.По мере того как Уран и Нептун дрейфовали дальше, они прошли через плотный диск маленьких ледяных тел, оставшихся после образования планет-гигантов. Орбита Нептуна была самой дальней, и его гравитация искривляла пути бесчисленных ледяных тел внутрь, к другим гигантам. В конечном итоге Юпитер выбросил большинство этих ледяных тел либо на очень далекие орбиты (чтобы сформировать Облако Оорта), либо полностью за пределы Солнечной системы. Когда Нептун подбрасывал ледяные объекты к Солнцу, его собственная орбита смещалась еще дальше, а его гравитационное влияние вынуждало оставшиеся ледяные объекты перемещаться в те места, где мы их находим в поясе Койпера.

Сегодня пояс Койпера медленно разрушается. Объекты, которые остаются там, иногда сталкиваются, создавая более мелкие объекты, фрагментированные в результате столкновения, иногда кометы, а также пыль, уносимую солнечным ветром из Солнечной системы.

Структура и характеристики

Структура и характеристики

Пояс Койпера представляет собой огромный объем пространства в форме пончика во внешней части Солнечной системы. Хотя в этом регионе есть много ледяных тел, которые мы в широком смысле называем объектами пояса Койпера (ОПК) или транснептуновыми объектами (ТНО), они довольно разнообразны по размеру, форме и цвету.И что важно, они неравномерно распределены в пространстве — когда астрономы начали их открывать в начале 1990-х годов, одним из первых сюрпризов стало то, что ОПК можно было сгруппировать в соответствии с формой и размером их орбит. Это привело ученых к пониманию того, что существует несколько отдельных групп или популяций этих объектов, чьи орбиты дают ключ к разгадке их истории. К какой категории относится объект, во многом зависит от того, как он взаимодействует с гравитацией Нептуна с течением времени.

Большинство объектов пояса Койпера находятся в основной части самого пояса или в рассеянном диске:

Классические КБО

Большая часть ОПК вращается вокруг Солнца в так называемом классическом поясе Койпера. Термин «классический» относится к тому факту, что среди ОПК эти объекты имеют орбиты, наиболее похожие на исходное или классическое представление о том, каким должен был быть пояс Койпера до того, как астрономы начали на самом деле находить там объекты.(Предполагалось, что если бы за пределами Нептуна были объекты, они бы находились на относительно круговых орбитах, не слишком сильно отклоненных от плоскости планет. Вместо этого было обнаружено, что многие ОПК имеют значительно эллиптические и наклонные орбиты. Таким образом, в какой-то степени классификация ОПК все еще отражает наше развивающееся понимание этого отдаленного региона Солнечной системы.)

В классическом поясе Койпера есть две основные группы объектов, называемые «холодными» и «горячими». Эти термины не относятся к температуре — вместо этого они описывают орбиты объектов, а также степень влияния на них гравитации Нептуна.

Все классические ОПК имеют одинаковое среднее расстояние от Солнца примерно от 40 до 50 а.е. Холодные классические ОПК имеют относительно круговые орбиты, которые не сильно отклонены от плоскости планет; горячие классические ОПК имеют более эллиптические и наклонные орбиты (которые астрономы называют эксцентричными и наклонными соответственно). Это означает, что холодные разновидности проводят большую часть своего времени примерно на том же расстоянии от Солнца, в то время как горячие блуждают на большем диапазоне расстояний от Солнца (это означает, что в некоторых частях своих орбит они ближе к Солнцу и иногда они далеко).

Различия между этими двумя типами тел в классическом поясе Койпера полностью связаны с Нептуном. Орбиты холодных классических ОПК никогда не приближаются к Нептуну очень близко, поэтому они остаются «холодными» и невозмущенными гравитацией планеты-гиганта. Их орбиты, вероятно, не сильно менялись в течение миллиардов лет. Напротив, горячие классические ОПК взаимодействовали с Нептуном в прошлом (то есть с гравитацией планеты-гиганта). Эти взаимодействия накачивали энергию на их орбиты, которые вытягивали их в эллиптическую форму и слегка отклоняли от плоскости планет.

Резонансные КБО

Значительное количество КБО находится на орбитах, которые жестко контролируются Нептуном. Они вращаются в резонансе с планетой-гигантом, что означает, что их орбиты находятся в стабильном, повторяющемся образце с Нептуном. Эти резонансные ОПК совершают определенное количество оборотов за то же время, что и Нептун совершает определенное количество оборотов (другими словами, отношение). Есть несколько таких группировок или резонансов — 1:1 (произносится «один к одному»), 4:3, 3:2 и 2:1.Например, Плутон находится в резонансе 3:2 с Нептуном, что означает, что он совершает два оборота вокруг Солнца за каждые три оборота Нептуна.

На самом деле, на орбитах достаточно объектов с этим резонансом 3:2, наряду с Плутоном, что астрономы выделили им собственную категорию среди резонансных ОПК: плутино.

Рассеянный диск

Рассеянный диск — это область, простирающаяся далеко за пределы основной части пояса Койпера. Здесь находятся объекты, рассеянные Нептуном на сильно вытянутых эллиптических орбитах, сильно наклоненных к плоскости планет.Многие объекты рассеянного диска имеют орбиты, наклоненные на десятки градусов. Некоторые отваживаются на сотни а.е. от Солнца и высоко над плоскостью планет в самой дальней точке их орбит, прежде чем вернуться в ближайшую точку около орбиты Нептуна. Орбиты многих объектов в рассеянном диске все еще медленно развиваются, при этом объекты здесь со временем теряются по сравнению с классическим поясом Койпера, где орбиты более стабильны.

Рассеянный диск делает классический пояс Койпера в форме пончика намного шире и толще.Некоторые астрономы говорят об этих двух областях как о отдельных регионах, хотя их границы перекрываются и связаны друг с другом несколькими способами. В частности, считается, что объекты в обоих регионах оказались там в результате миграции Нептуна с его первоначальной, более близкой орбиты туда, где он находится сейчас.

Эрида — пример объекта в рассеянном диске и самый крупный из известных представителей этой популяции.

Дополнительные семьи

Дополнительные семьи

Большинство объектов пояса Койпера находятся в основной части пояса или в рассеянном диске, но есть также несколько дополнительных семейств объектов, которые вращаются вокруг Солнца внутри и снаружи пояса.Эти дополнительные группы объектов, вероятно, первоначально прибыли из пояса Койпера, но были вытянуты из основных областей гравитацией Нептуна или, возможно, другой массивной планеты.

Отдельные объекты

отдельных объекта пояса Койпера имеют орбиты, которые никогда не приближаются к Солнцу ближе, чем примерно на 40 а.е. Это отличает их от большинства других ОПК, которые проводят по крайней мере часть своей орбиты в районе между 40 и 50 а.е. от Солнца. Поскольку их орбиты не приближаются к расстоянию Нептуна от Солнца (~ 30 а.е.), маловероятно, что отдельные объекты были вырваны из пояса Койпера в результате взаимодействия с планетой-гигантом.Ученые считают, что, вероятно, за это ответственна какая-то другая сила, например, неоткрытая планета-гигант (на очень далекой орбите), гравитация проходящих звезд или гравитационные возмущения во время формирования пояса Койпера давным-давно.

Седна является примером отдельного КБО. Ближе всего он подходит к Солнцу на 76 а.е., а в самом дальнем — на ~ 1200 а.е.

Кентавры

Кентавры

Кентавры — это объекты, орбиты которых проходят через пространство между орбитами Юпитера и Нептуна.Объекты на этих орбитах сильно взаимодействуют с гравитацией планет-гигантов. Из-за этих мощных гравитационных столкновений большинству из них суждено либо быть выброшенными из Солнечной системы, либо вытесненными внутрь Солнечной системы, где они станут кометами или врежутся в Солнце и планеты.

Этот процесс — удаление Кентавров — продолжается, занимая десятки миллионов лет для типичного объекта Кентавр. Таким образом, тот факт, что кентавры существуют сегодня, свидетельствует о том, что их активно снабжают откуда-то еще.Астрономы считают, что наиболее вероятным объяснением является то, что они относительно недавно сбежали из пояса Койпера. На самом деле кентавры считаются рассеянными объектами, подобными тем, что находятся в рассеянном диске, с той лишь разницей, что кентавры были рассеяны Нептуном ближе к Солнцу, а не дальше.

Место Плутона в поясе Койпера

Место Плутона в поясе Койпера

В 1930 году Плутон стал первым открытым объектом пояса Койпера. Он был обнаружен в то время, когда у астрономов не было оснований ожидать большого населения ледяных миров за пределами Нептуна.Сегодня он известен как «Король пояса Койпера» и является самым большим объектом в регионе, хотя другой объект такого же размера, названный Эридой, имеет немного большую массу. Говорят, что орбита Плутона находится в резонансе с орбитой Нептуна, а это означает, что орбита Плутона находится в стабильном повторяющемся образце с орбитой Нептуна. На каждые три оборота, совершенных Нептуном, Плутон совершает два оборота. В этой ситуации Плутон никогда не подходит достаточно близко к Нептуну, чтобы на него сильно повлияла его гравитация. На самом деле, несмотря на то, что его орбита пересекает орбиту Нептуна, физически Плутон становится ближе к Урану, чем когда-либо к Нептуну.

Луны и бинарные системы

Спутники пояса Койпера и двойные звезды

Довольно большое количество ОПК либо имеют спутники, то есть значительно меньшие тела, вращающиеся вокруг них, либо являются двойными объектами. Двоичные объекты — это пары объектов, относительно схожих по размеру или массе, которые вращаются вокруг точки — общего центра масс, которая находится между ними. Некоторые двоичные файлы действительно соприкасаются, создавая своего рода форму арахиса, создавая то, что известно как контактные двоичные файлы.

Космический корабль НАСА «Новые горизонты» пролетел мимо Аррокота в Новый 2019 год, почти через четыре года после своего исторического полета через систему Плутона 14 июля 2015 года.

Небольшой объект пояса Койпера под названием Аррокот представляет собой контактный бинарник. Он был обнаружен в 2014 году научной группой NASA New Horizons с помощью космического телескопа Хаббл. Космический корабль НАСА «Новые горизонты» пролетел мимо Аррокота 1 января 2019 года, сделав снимки, на которых был виден двухлепестковый объект, похожий на частично сплющенного красного снеговика. Аррокот — самый далекий и самый примитивный объект, когда-либо исследованный космическим кораблем.

Плутон, Эрида, Хаумеа и Квавар — все объекты пояса Койпера, у которых есть спутники.

Одна вещь, которая делает двойные KBO особенно интересными, заключается в том, что большинство из них могут быть чрезвычайно древними или первичными объектами, которые мало изменились с момента их образования. Различные идеи о том, как формируются эти пары, требуют гораздо большего количества объектов, чем, по-видимому, содержит современный пояс Койпера. Одна из ведущих идей состоит в том, что двойные объекты могут возникать в результате столкновений между объектами ОПК на низкой скорости, что позволит им пережить столкновение и слипнуться благодаря взаимной гравитации. Такие столкновения, вероятно, были гораздо более распространены миллиарды лет назад, когда большинство ОПК находились на аналогичных орбитах, которые были более круглыми и близкими к плоскости планет (называемой эклиптикой).Сегодня такие столкновения гораздо реже. Они также имеют тенденцию быть разрушительными, так как многие ОПК в настоящее время находятся на наклонных или эллиптических орбитах, что означает, что они врезаются друг в друга с большей силой и распадаются.

Отношение к кометам

Связь с кометами

Пояс Койпера является источником комет, но не единственным источником. Сегодня считается, что пояс Койпера очень медленно разрушается. Объекты там время от времени сталкиваются, при этом столкновительные фрагменты производят более мелкие ОПК (некоторые из которых могут стать кометами), а также пыль, выдуваемую из Солнечной системы солнечным ветром.Части, образовавшиеся в результате столкновений ОПК, могут быть выброшены гравитацией Нептуна на орбиты, направляющие их к Солнцу, где Юпитер еще больше загоняет их в короткие петли, длящиеся 20 лет или меньше. Их называют короткопериодическими кометами семейства Юпитера. Учитывая их частые путешествия внутрь Солнечной системы, большинство из них, как правило, довольно быстро истощают свой летучий лед и в конечном итоге становятся бездействующими или мертвыми кометами с незначительной активностью или вообще без нее.

Исследователи обнаружили, что некоторые околоземные астероиды на самом деле являются выгоревшими кометами, и большинство из них должны были появиться в поясе Койпера.Многие кометы врезаются в Солнце или планеты. Те, у кого есть близкие контакты с Юпитером, как правило, разрываются на части или полностью выбрасываются за пределы Солнечной системы.

Другим источником комет является Облако Оорта, откуда приходит большинство долгопериодических комет на сильно наклоненных орбитах.

Пояс Койпера — Исследование Солнечной системы НАСА

Введение

Введение

Большая часть того, что мы знаем о поясе Койпера, получена с помощью наземных телескопов и космического телескопа Хаббла.Только один космический аппарат посетил пояс Койпера. Аппарат НАСА «Новые горизонты» пролетел мимо Плутона в июле 2015 года, отправив первые четкие изображения крошечного мира крупным планом. 1 января 2019 года космический корабль пролетел мимо объекта пояса Койпера, позже названного Аррокот.

В честь самого дальнего пролета, когда-либо осуществленного космическим кораблем, объект пояса Койпера, обозначенный как 2014 MU69, был официально назван Аррокот, индейский термин, означающий «небо» на поухатанском/алгонкинском языке. Предоставлено: НАСА/Лаборатория прикладной физики Университета Джона Хопкинса/Юго-Западный научно-исследовательский институт//Роман Ткаченко | Подробнее об Аррокоте

Этот пролет был самым дальним в истории освоения космоса, в миллиарде миль от Плутона.

Первый объект пояса Койпера — 1992 QB1 — был обнаружен в 1992 году астрономами Дэвидом Джуиттом и Джанет Лууи. Предоставлено: Европейская южная обсерватория. История

История

В 1930 году Плутон стал первым открытым объектом пояса Койпера. Пройдет еще 62 года, прежде чем будет известен второй. Во многом это было связано с тем, что ОПК находятся довольно далеко от Земли и, как правило, довольно темные. Плутон имеет довольно яркую отражающую поверхность по сравнению со многими другими КБО, а также большие размеры.Благодаря этим качествам Плутон было легче обнаружить с помощью телескопов, доступных в начале 20 века. В то время у ученых еще не было идей о внешней части Солнечной системы, которые предполагали, что у Плутона может быть много друзей. Итак, несмотря на странную эллиптическую и наклонную орбиту, в то время имело смысл думать о Плутоне как о планете.

Пояс Койпера назван в честь астронома Джерарда Койпера, который в 1951 году опубликовал научную статью, в которой рассуждал об объектах за Плутоном. Работа Койпера на самом деле не предсказала популяции объектов, которые мы наблюдаем в области, названной в его честь, или, что особенно важно, их связь с Нептуном.Но он и его идеи были хорошо известны среди астрономов, так что общая идея пояса стала приписываться ему. Астроном Кеннет Эджворт также кратко упомянул объекты за Плутоном в статьях, которые он опубликовал в 1940-х годах, и поэтому этот регион иногда называют поясом Эджворта-Койпера. Другие астрономы также предполагали, что за Нептуном могут быть неоткрытые ледяные тела, но ни одно из них не было подтверждено до 1992 года.

К началу 1990-х годов ученые получили доступ к новым инструментам, недоступным первооткрывателю Плутона Клайду Томбо в 1930-х годах.В 1992 году астрономы Дэвид Джуитт и Джейн Луу прикрепили ПЗС-камеру к большому (2,2 метра) телескопу на Мауна-Кеа на Гавайях и быстро обнаружили объект, который получил обозначение 1992 QB1, а позже — Альбион. Вскоре последовало еще много открытий, и в течение следующей четверти века было обнаружено несколько тысяч ОПК.

Первым космическим кораблем, вошедшим в область пояса Койпера, был космический корабль НАСА «Пионер-10», когда он пересек пространство за пределами орбиты Нептуна в 1983 году. Но первым космическим кораблем, посетившим объект в поясе Койпера, был «Новые горизонты», когда он пролетел мимо Плутона и его спутников. .Затем New Horizons отправились в Аррокот.

Считается, что два спутника планет-гигантов потенциально могут быть объектами из пояса Койпера, которые были захвачены давным-давно. Самый большой спутник Нептуна Тритон посетил космический корабль НАСА «Вояджер-2» в 1989 году, а Фиби, маленькую внешнюю луну Сатурна, посетил космический корабль НАСА «Кассини» в 2004 году. Оба этих потенциально захваченных объекта пояса Койпера вращаются вокруг своих планет в направлении, противоположном другие луны и вращение планеты, что является убедительным признаком того, что они, вероятно, были захваченными объектами, которые подошли слишком близко к планетам.

Известные исследователи

Рэйчел Мастрапа

Научный сотрудник

«Наука и математика — это отчасти природные дарования, отчасти практика. Чтобы добиться успеха, не обязательно быть гением».

Памела Гей

Астроном и доцент-исследователь

«Пока существует проблема со слишком большим объемом данных, я надеюсь, что смогу привлекать общественность к помощи космической программе».

Марина Брозович

Физик

«Никогда не слушайте никого, кто говорит вам, что вы можете и чего не можете делать.»

Константин Батыгин

Доцент кафедры планетологии

Наука — это не то, чем вы просто занимаетесь в одиночестве в комнате, потому что пытаетесь решить что-то для высшей цели. Это должно быть весело.

Джеймс Грин

главный научный сотрудник НАСА

«Моя работа — быть главным сторонником планетарной науки в федеральном правительстве».

Хэл Левисон

Ученый

«Просто интересоваться наукой недостаточно.Вы должны наслаждаться гайками и болтами науки.»

Джерард Койпер (1905–1973)

Астроном

Койпер изучал планеты… в то время, когда они почти не интересовали других астрономов.

Кейси Лиссе

Ученый по приборам

«Стань страстно любопытным. Думай нестандартно и подвергай сомнению правила. Подними глаза ночью и поинтересуйся, что там снаружи.»

Алан Стерн

Ученый

Слишком много исследований для 40-часовой рабочей недели.

Рэйчел Мастрапа

Научный сотрудник

«Наука и математика — это отчасти природные дарования, отчасти практика. Чтобы добиться успеха, не обязательно быть гением».

Миссии Исследуйте в 3D

Исследуйте в 3D — взгляд на Солнечную систему

Eyes on the Solar System позволяет вам исследовать планеты, их луны, астероиды, кометы и космические корабли, исследующие их с 1950 по 2050 год. Отправляйтесь в путешествие на марсоходе Curiosity, когда он приземлится на Марсе, или пролетите мимо Плутона на космическом корабле New Horizons. комфорт вашего домашнего компьютера.

Солнечная система глазами ›

Облако Оорта — Исследование Солнечной системы НАСА

Облако Оорта — самая удаленная область нашей Солнечной системы. Считается, что даже ближайшие объекты в Облаке Оорта находятся во много раз дальше от Солнца, чем внешние пределы пояса Койпера.

В отличие от орбит планет и пояса Койпера, которые лежат в основном в одном и том же плоском диске вокруг Солнца, считается, что Облако Оорта представляет собой гигантскую сферическую оболочку, окружающую остальную часть Солнечной системы.Это похоже на большой толстостенный пузырь из ледяных кусков космического мусора размером с гору, а иногда и больше. Облако Оорта может содержать миллиарды или даже триллионы объектов.

Дом комет

Дом комет

Поскольку орбиты долгопериодических комет чрезвычайно велики, ученые подозревают, что источником большинства этих комет является Облако Оорта. Например, комета C/2013 A1 Siding Spring, которая очень близко прошла мимо Марса в 2014 году, не вернется во внутреннюю часть Солнечной системы примерно 740 000 лет.

Расстояние от Солнца до Облака Оорта настолько огромно, что полезно описывать его не в более распространенных единицах миль или километров, а в астрономических единицах. Одна астрономическая единица (или а.е.) — это расстояние между Землей и Солнцем. По эллиптической орбите Плутон находится на расстоянии 30 а.е. от Солнца и 50 а.е. Однако считается, что внутренний край облака Оорта находится на расстоянии от 2000 до 5000 а.е. от Солнца. Внешний край может находиться на расстоянии 10 000 или даже 100 000 а.е. от Солнца — это от четверти до половины расстояния между Солнцем и ближайшей соседней звездой.

Хотя считается, что долгопериодические кометы, наблюдаемые среди планет, происходят из Облака Оорта, в самом далеком Облаке Оорта не наблюдалось никаких объектов, что на данный момент оставляет его теоретическую концепцию. Но это остается наиболее распространенным объяснением происхождения долгопериодических комет.

Иди дальше. Подробное исследование облака Оорта ›

10 вещей, которые необходимо знать об облаке Оорта

10 вещей, которые нужно знать об облаке Оорта

1

Предсказанная область

Облако Оорта — это предсказанное скопление ледяных объектов, находящихся дальше, чем все остальное в Солнечной системе.Это согласуется с наблюдениями за кометами в планетарной области Солнечной системы, но ученым еще предстоит наблюдать какой-либо объект в самом Облаке Оорта.

2

Далеко-далеко

Облако Оорта представляет собой сферический слой ледяных объектов, окружающих наше Солнце, звезду, и, вероятно, занимает пространство на расстоянии от 2 000 до 100 000 астрономических единиц (а.е.) от Солнца.

3

Долгий путь вокруг

Долгопериодические кометы (которым требуется более 200 лет для обращения вокруг Солнца), вероятно, происходят из Облака Оорта, которое иногда называют «кометным резервуаром».»

Облако Оорта

4

Большие числа

Прогнозы показывают, что Облако Оорта может содержать более триллиона ледяных объектов.

5

Ближе и больше

Когда кометы из Облака Оорта приближаются к Солнцу, льды на их поверхности испаряются, образуя кометную атмосферу (кому) и часто два хвоста (пылевой и газовый), длина которых может достигать сотен или даже миллионов миль (или километров). .Активность стихает, и кома разрушается, когда орбита кометы уносит ее достаточно далеко от Солнца.

6

Примитивный

Некоторые молекулы, найденные на кометах, образовались до рождения Солнца. Они не могли выжить при температурах и давлениях, характерных для Земли или вокруг нее. Изучая условия, в которых могут формироваться примитивные кометные молекулы , ученые могут лучше понять, какой была окружающая среда нашей Солнечной системы при ее рождении, что дает представление о том, как она формировалась и развивалась.

7

экзокометы

Астрономы видели доказательства того, что кометы распадаются вокруг других звезд, так же, как комета ISON, когда она коснулась нашего Солнца в 2013 году. Используя спектрометрию для изучения химического состава этих комет, ученые могут сравнить рождение нашей Солнечной системы с рождением других планетные системы. (Планетарная система — это совокупность планет, астероидов и т. д., вращающихся вокруг звезды или звезд. Наша планетная система вращается вокруг Солнца, что на латыни означает «Солнце».Поэтому мы называем нашу планетную систему Солнечной системой.)

8

Долгая поездка

Еще не было отправлено ни одной миссии для исследования Облака Оорта, но в конечном итоге туда доберутся пять космических кораблей. Это «Вояджер-1» и «Вояджер-2», «Новые горизонты» и «Пионер-10» и «Пионер-11». Однако облако Оорта так далеко, что источники энергии для всех пяти космических аппаратов отключатся за столетия до того, как они достигнут его внутреннего края.

9

Холодный и темный

Замерзшие кометоподобные тела Облака Оорта не способны поддерживать жизнь в том виде, в каком мы ее знаем.

10

Глубокомыслящий

Облако Оорта названо в честь Яна Оорта, голландского астронома, предсказавшего его существование в 1950-х годах.

Облако Оорта Комета Сайдинг Весна

Быстрый факт

Краткий факт

Несмотря на то, что «Вояджер-1» преодолевает около миллиона миль в день, космическому кораблю потребуется около 300 лет, чтобы достичь внутренней границы Облака Оорта, и, возможно, еще 30 000 лет, чтобы покинуть дальнюю сторону.

Краткий видеогид по дальности в космосе. Предоставлено: НАСА/Лаборатория реактивного движения-Калифорнийский технологический институт.

Удобное для детей облако Оорта

Удобное для детей облако Оорта

Далеко за орбитой Нептуна, даже за поясом Койпера , что там? Это называется Облако Оорта.

В отличие от орбит планет и пояса Койпера, которые довольно плоские, как диск, Облако Оорта представляет собой сферическую оболочку, окружающую все в нашей Солнечной системе.Это как пузырь с толстой оболочкой.

Облако Оорта состоит из ледяных кусков космического мусора. Иногда эти обломки выталкиваются из облака и падают к Солнцу, превращаясь в кометы. Комете Облака Оорта может понадобиться несколько тысяч лет, чтобы облететь вокруг Солнца.

Посетите NASA SpacePlace, чтобы узнать больше интересных для детей фактов.

Космическое пространство НАСА: все об облаке Оорта

Дополнительные ресурсы

Дополнительные ресурсы

Аррокот (MU69, 2014 г.) — Исследование Солнечной системы НАСА

Введение

Небольшой объект пояса Койпера, официально известный как Аррокот — или по его первоначальному обозначению (486958) 2014 MU69 — является самым далеким и самым примитивным объектом, когда-либо исследованным космическим кораблем.Он был обнаружен в 2014 году научной группой NASA New Horizons с помощью космического телескопа Хаббл.

New Horizons пролетел мимо Аррокота 1 января 2019 года, сделав снимки, на которых был виден двухлепестковый объект, похожий на частично сплющенного снеговика. Он также очень красный — даже краснее, чем Плутон. Странная форма объекта, не похожая ни на одну из когда-либо виденных, стала самым большим сюрпризом во время пролета.

Аррокот находится в области космоса за Нептуном, называемой Поясом Койпера, которая кишит маленькими, ледяными и древними объектами.Поскольку они находятся так далеко от Солнца, объекты пояса Койпера лишь немного нагрелись с момента образования и считаются хорошо сохранившимися замороженными образцами того, какой была внешняя Солнечная система после ее рождения более 4,5 миллиардов лет назад.

Аррокот означает «небо» на поухатанском/алгонкинском языке.

10 вещей, которые необходимо знать об Аррокоте

10 вещей, которые нужно знать об Аррокоте

1

ПОМОЩЬ ОТ ХАББЛА

Член научной группы НАСА «Новые горизонты» Марк Бьюи обнаружил Аррокот 26 июня 2014 года с помощью космического телескопа НАСА «Хаббл».

2

В ЦИФРАХ

MU69 официально известен как (486958) 2014 MU69.

3

ДАЛЕКО НИК

До своего официального названия в 2019 году Аррокот носил прозвище «Ультима Туле», мифический остров за пределами известного мира.

Облет

4

ДАЛЕКО-ДАЛЕКО

Аррокот находится примерно в 4,1 миллиарда миль (6,6 миллиарда километров) от Земли.

5

ДОЛГИЙ ПУТЬ ВОКРУГ

Аррокоту требуется около 293 земных лет, чтобы совершить один оборот вокруг Солнца.

6

ДВА ЗА ОДНОГО

Аррокот на самом деле представляет собой два объекта, плавно слившихся в один. От конца до конца его длина составляет около 22 миль (35 километров). Это около 12 миль (20 километров) в ширину и 6 миль (10 километров) в толщину.

7

РАЗБИТЫЙ СНЕГОВИК

Аррокот очень красный и имеет две округлые доли, напоминающие частично сплющенного снеговика.

8

ДАЛЕКОЕ ‘НЕБО’

В 2019 году MU69 официально назвали Аррокот, индейский термин, означающий «небо» на поухатанском/алгонкинском языке.

9

ИСТОРИЯ НА ЛЬДУ

Аррокот считается хорошо сохранившимся образцом того, какой была внешняя Солнечная система, когда она сформировалась более 4,5 миллиардов лет назад.

10

БЕЗУПРЕЧНЫЙ ОБЛЕТ

Космический корабль НАСА «Новые горизонты» пролетел мимо Аррокота 1 января 2019 года и приблизился к объекту на расстояние 2198 миль (3538 км).

В цвете

Знаете ли вы?

Знаете ли вы?

Аррокот был обнаружен 26 июня 2014 года командой космического корабля НАСА «Новые горизонты» с помощью космического телескопа Хаббл.

Аррокот — самый далекий объект, исследованный космическим кораблем.

Аррокот даже краснее Плутона. Фактически, это самый красный объект внешней Солнечной системы, который до сих пор посещал космический корабль.

Дополнительные ресурсы

Дополнительные ресурсы

Пояс астероидов: Обломки разрушенной планеты или что-то еще?

В результате мышление начало смещаться в сторону идеи о том, что пояс астероидов полон планетезималей или частей планеты, которые либо не сформировались, либо не смогли сформироваться.Но проблема с этой теорией в том, что в ремне просто недостаточно материала для создания такой массы. По словам Рэймонда, Церера — самый большой астероид в поясе, размером примерно с Австралию и массой почти в два раза меньше массы всего материала пояса.

«Это как крошечные крошки», — говорит Рэймонд.

Космические остатки

Тот факт, что пояс астероидов не представляет собой остатки бывшей планеты, не означает, что ученые полностью отказались от этой идеи.Пояс мог образоваться из частей других планет, которые все еще существуют, или быть частью планетезималя, который похож на детскую планету, которая так и не сформировалась до конца, пока не разлетелась на части.

«Раньше это была простая история, но в последние годы она становится все более сложной по мере того, как мы узнаем больше о формировании планет», — говорит Боттке.

Реймонд говорит, что эти кусочки могли остаться еще с тех пор, когда Юпитер и Сатурн еще формировались.Позже эти планеты, возможно, мигрировали по Солнечной системе, пока в конце концов не достигли своих нынешних орбит. Это привело бы к динамической нестабильности с хаотическими орбитами и гравитационными силами.

«Сегодняшняя Солнечная система сильно отличается от того, как она выглядела 4,5 миллиарда лет назад, — говорит Боттке.

Детали разных пазлов

Теперь мы знаем, что пояс астероидов не содержит материала из одного источника. Некоторые из его компонентов могли быть получены из общей области космоса, в которой он в настоящее время обитает.По словам Боттке, другой материал мог быть получен из источников за пределами орбиты Юпитера. Другие астероиды, возможно, прибыли из зоны внутренних планет в виде кусочков, которые в какой-то момент откололись.

Движения планет в ранний период нестабильности Солнечной системы могли привести к тому, что гравитация Сатурна и Юпитера втянула в себя какой-то материал, а другие астероиды отлетели к другим планетам или полностью вышли из нашей Солнечной системы. Некоторые исследователи даже считают, что богатые водой астероиды врезались в Землю в этот период, что привело к созданию океанов, которые мы имеем до сих пор.Рэймонд говорит, что часть этих камней должна была быть отправлена ​​по правильной траектории и скорости, чтобы присоединиться к поясу астероидов.

«В этом контексте мы иногда называем пояс астероидов брызгами крови Солнечной системы», — говорит он.

Какое бы насилие ни привело к отправке этих кусочков в пояс астероидов, причина, по которой они остаются на месте, заключается в том, что орбиты Марса и Юпитера в конечном итоге стабилизировались. Так что, если астероиду удастся найти свой путь туда, он, скорее всего, никуда не денется, говорит Боттке.

По словам Рэймонда, большинство астрономов интересует вопрос Солнечной системы: как образовались планеты. Состав астероидов, их положение и их орбиты продолжают раскрывать подсказки о далеком прошлом планет.

«Хотя мы больше заботимся о планетах, чем об астероидах в целом, астероиды — действительно хороший инструмент для того, чтобы попытаться выяснить, что случилось с планетами», — говорит Рэймонд. «Они действительно ключевая улика в этой истории.

Пояс астероидов Солнечной системы

Художественная иллюстрация пояса астероидов нашей Солнечной системы. Авторы и права: НАСА/McREL

.

Астероиды, иногда называемые малыми планетами, представляют собой скалистые остатки, оставшиеся от раннего формирования нашей Солнечной системы около 4,6 миллиарда лет назад. Текущее известное количество астероидов превышает один миллион!

Большая часть этого древнего космического мусора находится на орбите нашего Солнца между Марсом и Юпитером в пределах главного пояса астероидов. Размер астероидов варьируется от Весты — крупнейшего из них диаметром около 329 миль (530 километров) — до тел диаметром менее 33 футов (10 метров).Суммарная масса всех астероидов вместе взятых меньше массы земной Луны.

Большинство астероидов имеют неправильную форму, хотя некоторые из них почти сферические, и они часто покрыты ямками или кратерами. Поскольку они вращаются вокруг Солнца по эллиптическим орбитам, астероиды также вращаются, иногда довольно беспорядочно, кувыркаясь на ходу. Известно, что более 150 астероидов имеют маленькую луну-компаньон (некоторые имеют две луны). Существуют также бинарные (двойные) астероиды, в которых два каменистых тела примерно одинакового размера вращаются вокруг друг друга, а также тройная система астероидов.

Композиция

Существует три широких класса астероидов по составу: C-, S- и M-типы.

  • Наиболее распространены астероиды типа С (хондриты). Вероятно, они состоят из глины и силикатных пород и имеют темный вид. Они являются одними из самых древних объектов в Солнечной системе.
  • S-образные («каменистые») изготовлены из силикатных материалов и никель-железного сплава.
  • Типы M металлические (никель-железо). Различия в составе астероидов связаны с тем, насколько далеко от Солнца они образовались.Некоторые испытали высокие температуры после того, как они образовались и частично расплавились, при этом железо опустилось к центру и вытолкнуло базальтовую (вулканическую) лаву на поверхность.

Орбиты астероидов могут изменяться из-за мощной гравитации Юпитера и случайных сближений с Марсом или другими объектами. Эти встречи могут выбить астероиды из главного пояса и отбросить их в космос во всех направлениях по орбитам других планет. Бродячие астероиды и их фрагменты врезались в Землю и другие планеты в прошлом, сыграв важную роль в изменении геологической истории планет и эволюции жизни на Земле.

Ученые постоянно отслеживают астероиды, пересекающие Землю, пути которых пересекают орбиту Земли, и астероиды, сближающиеся с Землей, которые приближаются к орбитальному расстоянию Земли с точностью до 28 миллионов миль (45 миллионов километров) и могут представлять опасность столкновения. Радар является ценным инструментом для обнаружения и мониторинга потенциальных опасностей столкновения. Отражая передаваемые сигналы от объектов, из эхо-сигналов можно получить изображения и другую информацию. Ученые могут многое узнать об орбите астероида, его вращении, размере, форме и концентрации металлов.

Классификация астероидов

Главный пояс астероидов:  Большинство известных астероидов вращаются в пределах пояса астероидов между Марсом и Юпитером, как правило, с не очень вытянутыми орбитами. По оценкам, пояс содержит от 1,1 до 1,9 миллиона астероидов диаметром более 1 километра (0,6 мили) и миллионы меньших. В начале истории Солнечной системы гравитация новообразованного Юпитера положила конец формированию планетарных тел в этом регионе и заставила малые тела столкнуться друг с другом, расщепив их на астероиды, которые мы наблюдаем сегодня.

Трояны:  Эти астероиды делят орбиту с более крупной планетой, но не сталкиваются с ней, поскольку собираются вокруг двух особых мест на орбите (называемых точками Лагранжа L4 и L5). Там гравитационное притяжение Солнца и планеты уравновешивается склонностью троянца улетать с орбиты. Трояны Юпитера составляют самую значительную популяцию троянских астероидов. Считается, что их столько же, сколько астероидов в поясе астероидов. Существуют трояны Марса и Нептуна, а в 2011 году НАСА объявило об открытии троянца Земли.

Околоземные астероиды: Эти объекты имеют орбиты, близкие к земным. Астероиды, которые фактически пересекают орбитальный путь Земли, известны как пересекающие Землю.

Как астероиды получают свои имена

Комитет Международного астрономического союза по номенклатуре малых тел не очень строг, когда дело доходит до наименования астероидов. В результате на орбите вокруг Солнца у нас есть гигантский космический камень, названный в честь мистера Спока — кота, названного в честь известного персонажа «Звездного пути».Есть также космический рок, названный в честь покойного рок-музыканта Фрэнка Заппы. Есть и более мрачные памятники, такие как семь астероидов, названных в честь экипажа космического корабля «Колумбия», погибшего в 2003 году.

Астероиды также названы в честь мест и множества других вещей. (МАС не рекомендует называть астероиды домашними животными, поэтому мистер Спок стоит особняком).

Астероидам также присваивается номер, например (99942) Апофис. Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики ведет довольно актуальный список названий астероидов.

Что такое пояс Койпера?

Несмотря на то, что центр временно закрыт, мы по-прежнему стремимся делиться наукой и освоением космоса. В этой серии мы совершим краткий обзор научной или космической темы. Сегодня мы исследуем пояс Койпера.

Откуда берутся кометы? Где находится карликовая планета Плутон? Где собираются ледяные тела и другие остатки нашей Солнечной системы? В области пространства в форме пончика за Нептуном, на внешних краях нашей Солнечной системы, называемой поясом Койпера.

Что такое пояс Койпера?

Пояс Койпера — это область космоса. Внутренний край начинается на орбите Нептуна, примерно в 30 а.е. от Солнца. (1 а.е., или астрономическая единица, — это расстояние от Земли до Солнца.) Внешний край простирается наружу почти до 1000 а.е., а некоторые тела находятся на орбитах, уходящих еще дальше.

В поясе Койпера есть кусочки камня и льда, кометы и карликовые планеты. Помимо Плутона и группы комет, другими интересными объектами пояса Койпера являются Эрида, Макемаке и Хаумеа.Это карликовые планеты, такие как Плутон.

Объекты пояса Койпера (ОПК) все малы, потому что они могли бы собраться вместе, чтобы сформировать планету, если бы не было Нептуна. Вместо этого гравитация Нептуна так сильно всколыхнула эту область космоса, что маленькие ледяные объекты там не смогли объединиться в большую планету.

На этих панелях показан относительный масштаб (по часовой стрелке сверху слева): внутренняя Солнечная система, внешняя Солнечная система, орбита Седны в рассеянном диске и Облако Оорта.

Кто это открыл?

Пояс Койпера назван в честь астронома Джерарда Койпера, который в 1951 году опубликовал научную статью, в которой рассуждал об объектах за Плутоном. Однако на самом деле он этого не обнаружил. На сбор данных для официального признания его и его компонентов у многих ученых ушло много лет. С момента открытия Плутона в 1930 году ученым потребовалось еще 62 года, до 1992 года, чтобы понять, насколько населен этот регион объектами, которые сейчас называются объектами пояса Койла.Однако, поскольку Койпер первым предложил эту идею, а его идеи были хорошо известны, открытие в основном приписывалось ему, и область получила его имя.

Однако некоторые исследователи предпочитают называть его Транснептуновым регионом.

Ты видишь?

Он огромный и таинственный, холодный и темный. Но вы можете видеть объекты внутри него. Что оно включает? В основном он состоит из ледяных объектов, карликовых планет, пыли и комет. Общая масса всего материала пояса Койпера сегодня оценивается не более чем в 10 процентов от массы Земли.Довольно большое количество ОПК либо имеют спутники, то есть значительно меньшие тела, вращающиеся вокруг них, либо являются двойными объектами. Двоичные объекты — это пары объектов, относительно схожих по размеру или массе, которые вращаются вокруг точки (общего центра масс), которая находится между ними.

Как это изучается?

С Земли изучается астрономами. Из космоса космические корабли исследуют его и отправляют изображения и данные. Первым космическим кораблем, вошедшим в область пояса Койпера, был космический корабль НАСА «Пионер-10», когда он пересек пространство за пределами орбиты Нептуна в 1983 году.Но этот космический корабль не посетил ни один из ледяных миров в этом регионе — ничего, кроме Плутона, еще не было обнаружено. Первым космическим кораблем, действительно посетившим объект в поясе Койпера, был «Новые горизонты» НАСА, который пролетел мимо Плутона и его спутников в июле 2015 года. Космический корабль «Новые горизонты» пролетел мимо древнего объекта пояса Койпера Аррокот (2014 MU69) 1 января 2019 года , предоставив человечеству первый крупный план одного из ледяных остатков формирования Солнечной системы

Почему это важно?

Одним из наиболее важных аспектов пояса Койпера является взгляд, который он предлагает на формирование нашей Солнечной системы.Изучая пояс Койпера, ученые смогут лучше понять, как формировались планеты и планетезимали — строительные блоки планет. Космический аппарат New Horizons отправил данные о древнем объекте пояса Койпера Аррокот (2014 MU69). Ученые говорят, что точно так же, как окаменелости показывают формирование жизни на Земле, такие объекты, как Аррокот, показывают, как планеты формировались в космосе.

Пояс Койпера — богатый источник информации об объектах в нашей Солнечной системе. К настоящему времени каталогизировано более 2000 KBO.Исследователи считают, что это лишь крошечная часть от общего числа объектов, которые, по мнению ученых, существуют.

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован.