Поле астероидов


Солнечная система > Пояс астероидов

Исследование | Фотографии

Поле астероидов

В 18 веке ученые могли составить примерную карту нашей Солнечной системы, изучив орбитальные пути планет. Отсюда появился закон Тиция-Боде, предсказавший пространственные промежутки между планетами. Четко вырисовывалось, что между Марсом и Юпитером наблюдается примечательный разрыв, привлекший внимание исследователей.

Кроме того, в объективы начали попадать мелкие тела, которые позже именуют «астероидами», а затем вышли и на сам «пояс». Давайте внимательно исследуем главный пояс астероидов Солнечной системы.

Обнаружение Пояса астероидов

В 1800 году проблему закона Тиция-Боде планировал решить Франц Ксавер фон Зак. Он собрал астрономический клуб «Объединенное космическое сообщество», куда также вошел Уильям Гершель.


Удивительно, что первый крошечный объект 1 января 1801 года заметил Джузеппе Пьяцци, который получил приглашение, но официально членом клуба еще не числился.

Изначально он посчитал, что это комета, но стало ясно, что у нее нет комы. Он назвал находку Церера (фото выше) и предположил, что столкнулся с планетой. Через 15 месяцев Генрих Ольберс нашел второе тело в том же участке – 2 Паллада.

По внешнему виду объекты мало отличались от звезд, так как даже в максимальном увеличении не разрешались на диски. Но стремительное движение указывало на орбитальный характер. Уильям Гершель предложил создать класс «астероиды».

В 1807 году находят 3 Джуно и 4 Веста, в 1845-м – 5 Астрея. В 1850-х гг. термин «астероиды» вошел в широкое употребление, а объекты находились все чаще. Постепенно начали использовать понятие пояс астероидов, хотя точного первоисточника не нашли. Ниже представлена схема, где указана орбита пояса астероидов между Марсом и Юпитером.

В 1868 году существовал список из 100 астероидов, а с появлением фотографии в 1891 году удалось существенно увеличить количество. До 1921 года нашли 1000 объектов, в 1981 году – 10000, а в 2000-м – 100000. Современные системы применяют автоматические программы поиска.

Структура пояса Астероидов


Несмотря на распространенное заблуждение, главный пояс астероидов выступает по большей части пустым пространством, где объекты отдалены на большие дистанции. Но мы знаем о присутствии сотен тысяч астероидов, а общее число может приближаться к миллиону. Примерно 200 объектов в диаметре охватывают 100 км, а ИК-обзор показал 0.7-1.7 млн. астероидов с протяжностью в 1 км и больше.

Пояс астероидов находится между Марсом и Юпитером на расстоянии 2.2-3.2 а.е. от Солнца и охватывает в протяжности 1 а.е. Общая масса достигает от 2.8 х 1021 кг до 3.2 х 1021 кг, что приравнивается к 4% лунной. Примерно половина массы уходит на 4 крупнейших объекта: Церера (1/3), 4 Веста, 2 Паллада и 10 Гигея.

Главную популяцию пояса иногда делят на три зоны, основанные на разрыве Кирквуда. Его наименовали в честь Даниэля Кирквуда, который в 1866 году нашел зазоры между орбитальными путями астероидов.

Зона I расположена между резонансами 4:1 и зазорами Кирквуда 3:1, что соответствует удаленности от Солнца на 2.6 а.е. и 2.5 а.е. Зона II продолжается от конца I до резонансной щели 5:2 (2.88 а.е.). Зона III идет от внешнего края II до зазора 2:1 (3.28 а.е.).

Главный пояс астероидов между планетами также делят на внутренний и внешний, где первый формируется приближенными к Марсу астероидами, а внешний ближе к орбитальному пути Юпитера. Астероиды с удаленностью в 2.06 а.е. от звезды можно воспринимать как внутреннюю границу.

Температура в поясе меняется в зависимости от удаленности от солнечных лучей. Для внутренних частичек градус понимается к -73°С при дистанции в 2.2 а.е. и до -108°С при 3.2 а.е.


Состав пояса Астероидов

Многие астероиды представлены скалистым материалом, но некоторые располагают железом и никелем. Остальные обладают примесями углеродов, льдом и летучими веществами.

На территории пояса проживает три вида астероидов: С (углеродистые), S (силикатные) и М (металлические). С-тип богат на углерод, доминирует над внешними территориями и вмещает более 75% наблюдаемых объектов. По поверхностному составу соотносятся с углеродистыми медно-хондритовыми метеоритами, а спектры демонстрируют древнюю Солнечную систему.

S-тип чаще встречаются во внутренней части при удаленности в 2.5 а.е. от Солнца. Обычно представлены силикатами и некоторыми металлами. Полагают, что их материал изменился со временем из-за плавления и реформации. Можете изучить главные небесные тела в поясе астероидов Солнечной системы.

М-типа представляют 10% от общего количества и наполнены железо-никелевым и силикатным соединениями. Есть предположение, что определенная часть могла появиться из металлических ядер дифференцированных астероидов.

Есть также редкая разновидность V-типа (базальтовые). В 2001 году предположили, что большая часть базальтовых астероидов произошла от Веста. Но потом выяснили, что они отличались по составу. Считается, что их должно быть много, но 99% предсказанных объектов просто отсутствуют.


Семейства и группы пояса Астероидов

Примерно 1/3 небесных тел в поясе астероидов входит в семейства. Они делятся по сходству в орбитальных особенностях, вроде эксцентриситета, орбитального наклона и прочих спектральных признаков. Могли сформироваться при столкновении с более крупными объектами, которые позже распались на мелкие тела.

Среди наиболее известных семейств стоит вспомнить группы Флоры, Эвномы, Корониса, Эоса и Темис. Семья Флоры считается одной из крупнейших и вмещает более 800 объектов. Могла появиться из-за удара миллиард лет назад. Находится во внутренней области пояса. Объекты относятся к S-типу и составляют 4-5% от общего астероидного количества.

В Эвноме проживают тела S-типа. Наименование взято от богини права и порядка. Тела находятся в промежуточном поясе и охватывают 5%. Примерно 300 астероидов живет в Коронисе. Среди них крупнейшим выступает 208 Лакримоса, простирающийся на 41 км.


Семья Эоса отдалена на 2.96-3.03 а.е. и появилась после удара 1-2 млрд. лет назад. Включает 4400 участников, напоминающих S-тип. Но ИК-анализ показывает отличия, поэтому отнесли в собственную категорию (К).

Группа Темис расположена на внешней территории пояса при удаленности в 3.13 а.е. Среди объектов примечательным кажется 24 Темис, относящийся к С-типу. Крупнейшим считается Веста, а одноименное семейство сформировалась из-за столкновений.

Также в астероидном поясе можно найти пылевые линии с радиусами частичек до нескольких сотен микрометров. Мелкий материал создается при астероидных столкновениях. Есть три линии с похожими орбитальными наклонами.

Происхождение Пояса Астероидов

Изначально полагали, что астероидный пояс – результат уничтожения крупной планеты, расположенной между Марсом и Юпитером. Эту теорию предложили Г. Олбдерс и У. Гершель. Но ее отбросили.

Прежде всего, для уничтожения планеты потребуется огромное количество энергии. К тому же, факт в том, что весь астероидный объем по массе достигает всего лишь 4% лунной. Да и сами объекты отличаются по химическому составу.

Сегодняшний вывод состоит в том, что астероиды выступают остаточным материалом ранней Солнечной системы и они никогда не были частью планеты. В первые миллионы лет, когда гравитационная аккреция привела к планетному формированию, скопления материала слились в крупные объекты. Но на территории астероидного пояса планетезимали поддались мощной гравитации Юпитера и не смогли слиться.


Но не стоит воспринимать астероиды как первоначальный материал системы. Они прошли сквозь длительный эволюционный этап (внутреннее нагревание, поверхностное таяние от столкновений и космическое выветривание). Поэтому современный пояс вмещает лишь незначительную массу изначального.

Компьютерные модели полагают, что ранняя массивность сопоставлялась с земной. Из-за гравитационных колебаний большую часть выбросило спустя миллион лет после формирования. При создании первого астероида температура на удаленности 2.7 а.е. от Солнца соответствовала «снежной линии» (ниже точки замерзания воды).

Изучение пояса Астероидов

Астероиды рассредоточены в пространстве, поэтому аппараты путешествуют по поясу астероидов между Марсом и Юпитером без повреждений. Вероятность столкновения: 1 к миллиарду.

В 1972 году Пионер-10 стал первым аппаратом, пролетевшим сквозь астероидный пояс на пути к Юпитеру. На тот момент боялись, что осколки могут повредить корабль. Но он, вместе с 11-й миссией, прошел успешно. Далее были Вояджеры-1 и 2, Уллис, Галилео, NEAR, Кассини, Звездная Пыль, Новые Горизонты, Розетта и Dawn.


По большей части эти миссии предназначались для исследования внешней системы и ее объектов. Конкретно за астероидами следили Dawn, NEAR и Хаябуса. Dawn полетел к Веста в 2011-2012 гг. и потом направился к Церере.

В будущем рассматривают возможность использовать астероиды как ресурсы – драгоценные металлы, материалы и летучие вещества. Некоторые даже строят планы по колонизации крупных объектов.

Ссылки

Источник: v-kosmose.com

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. 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. 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 и могут быть фрагментами металлических ядер крупных планетезималей (небесное тело, образующееся в результате постепенного приращения более мелких тел, состоящих из частиц пыли протопланетного диска; непрерывно притягивая к себе новый материал и накапливая массу, планетезимали формируют более крупное тело), вроде Цереры, существовавших на заре формирования Солнечной системы и разрушенных при взаимных столкновениях.


нако 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. Химический состав подобных астероидов на сегодняшний день практически неизвестен, и вполне возможно, что по составу они близки к астероидам класса C или S.

Одной из загадок астероидного пояса являются относительно редкие базальтовые астероиды класса V. 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.

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. 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.


Источник: fishki.net

Многим известно, что между орбитами Марса и Юпитера располагается так называемый пояс астероидов. Это орбитальное скопление планетоидов, крупных астероидов и каменных обломков. Пояс насчитывает более 400 тыс. крупных объектов. Самые крупные из них, планетоиды: Церера, Веста, Паллада, Гигея. Церера имеет диаметр более 950 км, остальные – более 400 км. В общей массе пояс астероидов составляет примерно 4% от массы Луны (так пишет wikipedia). Честно, непонятно, почему такая небольшая масса, если там только одна Церера – треть диаметра Луны (но только 1,3% от массы Луны). Диаметр Луны равен 3474 км.

Пояс астероидов был изначально открыт теоретически. Все началось с того, что астроном И.Д.Тициус в 18в. сформулировал свое правило, которое потом стало известно благодаря астроному И.Э.Боде:

Этот расчет просто подобранная геометрическая прогрессия. Никак не связана с какими-либо расчетами, основанными на гравитационном воздействием или другими данными. Просто математическая модель, показывающая, на каких орбитах должны находиться планеты. Но неожиданно для всех, правило получило подтверждение с открытием Урана. Астрономы, обратив на это правило внимание, начали искать планету между Юпитером и Марсом, нашли планетоид Цереру:

Интересно, что орбита Нептуна не согласуется с Правилом Тициуса – Боде, выпадает из ряда. На место Нептуна встал Плутон. Нептун находится не на своей орбите?

Такое распределение орбит в геометрической прогрессии пытались обосновать резонансным взаимодействием планет друг на друга. Но пока это осталось на уровне предположений.

И, похоже, Правило Тициуса – Боде – это универсальный закон и для других систем. Например, для систем планет-гигантов и их спутников. Вот расчеты:

Точность попадания не 100%, но фактические расположения спутников примерно совпадают с расчетами из правил.

Есть астрономы, кто данное правило решил использовать для проверки нахождения экзопланет (планет, открытых в других звездных системах). Информация получилась очень интересной:

Как говорят, язык математики – универсальный и для сил космического масштаба. Эти силы образуют некую гармонию, которую можно описать математически.

Интересно, основываясь на Правиле Тициуса – Боде, астрономы искали планеты далее Плутона? Трансплутоновых планетоидов найдено не мало:

Но данных, соотносятся ли их орбиты с орбитами в расчетах Правила Тициуса – Боде – не нашел.

Вернемся к поясу астероидов.

Снимок астероида Лютеция аппаратом Розетта в 2010г.

Среди объектов пояса астероидов в 1852г. был открыт астероид, которому дали название Лютеция. Диаметр примерно 95 км. Спектральный анализ сообщил, что он богат металлами (спектральный класс М). А металлы говорят, что это может быть осколок планеты. Такого же класса астероид – Клеопатра.

Исходя из этих фактов, можно предполагать, что на месте пояса астероидов между Марсом и Юпитером либо была планета, либо из-за влияния Юпитера (Протоюпитера) не смогла образоваться.

Но в поясе нет достаточной плотности мелких камней, пыли и газа. Плотность материи в осколках очень низка для образования протопланеты. А планетоиды там есть. Они попали на эту резонансную орбиту или это осколки от Фаэтона (название этой гипотетической планеты)?

Аппараты, которые летали за орбиту Марса не получили повреждений. Если на этой орбите погибла планета, то почему ее осколки были размазаны по всей орбите? При разрушении летали бы себе кучно. Что заставило одни затормозить орбитальную скорость, а другие продолжить движение? Может быть, Юпитер так размазал их по орбите.

Еще один интересный факт про спутник Марса:

Съёмка аппаратом Curiosity 1.08.2013. Фобос проходит перед Деймосом .

Скорее всего, Марс захватил два таких обломка с пояса: свои спутники Фобос и Деймос. А знаете, что странное в Фобосе? Это даже не то, что спутник имеет очень низкую орбиту и он очень быстро вращается по орбите вокруг Марса. А то, что у Фобоса есть магнитное поле такой силы, как у Земли при среднем его диаметре в 22 км!

Может Фобос – это ядро или часть ядра планеты, располагавшейся на орбите пояса астероидов? И в нем остались процессы, которые проявляются как магнитное поле? Конечно, более сенсационная версия, что это искусственный объект. Ведь не просто так к нему запускали три космических аппарата Фобос-1 и 2 и Фобос-Грунт (не выполнившие миссию).

Четыре самых больших планетоида в поясе имеют почти сферические формы, что говорит о том, что это не осколки от планеты. А тогда что? И что такое Луна? Она слишком большая для спутника такой планеты как Земля! Для планеты-гиганта был бы вполне подходящий спутник, но для Земли – странная пара.

Есть другая гипотеза, объясняющая что такое планетоиды в поясе астероидов и даже откуда появилась Луна на орбите вокруг земли. Но об этом – в следующей статье.

***

Картинки и фотографии взяты из открытых источников: сервиса Яндекс.Картинки

Кому интересны мои публикации — > Подписывайтесь на канал и заносите его в закладки браузера (Ctrl+D).

Использование материалов журнала для youtube-каналов – только с разрешения и согласования с автором (с).

Источник: zen.yandex.com


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте, как обрабатываются ваши данные комментариев.