Пояс астероидов

Главный пояс астероидов

Суммарная масса тел, входящих в состав этой области, составляет всего 1/25 часть массы Луны. Более половины этой величины приходится на четыре космических объекта:

  • Церера — самая близкая к Земле карликовая планета. Экваториальный диаметр — 950 км. Имеет сферическую форму. Судя по плотности, на треть состоит из водяного льда. Период обращения вокруг своей оси — чуть более 9 часов, вокруг Солнца — 4,6 года.
  • Веста — крупнейший и самый яркий астероид в Главном поясе. Имеет ассиметричную форму (578×560×468 км). Имеет сложную геологическую структуру. Мантия и кора астероида богата минералами. Сутки на Весте длятся 5,3 часа, год в 3,6 раза продолжительнее земного.
  • Паллада — астероид, незначительно уступающий Весте по размерам. Средний диаметр около 512 км. Поверхность содержит гидратированные минералы. Оборот вокруг своей оси длится 7,8 часа, вокруг Солнца — 4,6 года. Для Паллады характерен довольно большой наклон орбиты (34,8˚).
  • Гигея — астероид, четвертое по размерам тело. Диаметр около 400 км. Имеет неправильную форму и углеродистый состав. Средняя плотность — 2,56 г/см3. Продолжительность года — 5,6 земных лет.

Среди самых массивных астероидов Главного пояса стоит упомянуть Интерамнию (средний размер 326 км), тезку юпитерианского спутника — Европу (302 км), Давиду (размер нуждается в дополнительном уточнении, но, по мнению астрономов, лежит в пределах от 270 до 326 км), Сильвию (232 км) — тройной астероид с двумя спутниками, Гектора, имеющего сложную гантелеобразную форму и спутник, Ефросину (248-270 км).

Главный пояс астероидов в Солнечной системе, по оценкам ученых, может содержать до нескольких миллионов космических тел, размером более 30 м. В фантастических произведениях распространены эпизоды с критическими ситуациями, вызванными столкновениями звездолетов будущего с астероидами в этом «оживленном» районе. На самом деле, концентрация вещества здесь, вследствие огромных расстояний, не настолько плотная. Земные космические аппараты, пролетая Марс и пояс астероидов, не имели ни одного случая и даже угрозы столкновения.

Среди планет-гигантов

Между какими планетами пояс астероидов расположен? Еще полвека назад этот вопрос имел однозначный и определенный ответ. Обнаружение в 1977 году космического объекта Хирон и последующие открытия внесли сумятицу в существующую терминологию. В перигелии Хирон выглядит как типичная комета с характерной комой, значительно превосходя ее по размерам (экваториальный диаметр около 140 км). Это позволило классифицировать объект и как комету, и как астероид. К настоящему моменту их насчитывается более ста. Группа получила название «Кентавры», а космическим телам присваивают имена этих мифических существ.

Образуемый Кентаврами пояс астероидов находится между орбитальными траекториями Юпитера и Нептуна. По свойствам космических объектов занимает промежуточную позицию между астероидами Главного пояса и телами пояса Койпера. Орбиты Кентавров пересекают орбиты внешних планет Солнечной системы. Характеризуются стабильностью в течение нескольких миллионов лет.

Наиболее известные космические объекты этой области — это Фол (экваториальный диаметр 190 км), Несс (58 км), Асбол (66 км), Харикло (260 км). Цветовой спектр Кентавров очень разнообразен: от красного до голубого. В химическом составе, предположительно, водяной лед, оливин, аморфный углерод и кероген.

Наименование

Первые открытые астероиды
Солнечной системы были названы по классической традиции в честь персонажей
древнеримской и древнегреческой мифологии. Но в конце 19 века астрономическое
сообщество столкнулось с проблемой. Объектов  было известно уже более четырех сотен и стало
все сложнее выискивать неиспользованные ранее имена богов и богинь. Тогда было
разрешено давать новым открытым небесным телам женские имена, при этом
наименование получали только те из них, чья орбита была достаточно точно
вычислена. Первым исключением стал астероид Эрос, названный в честь бога любви.
В дальнейшем, им также нередко давали мужские имена (Аполлон, Адонис, Посейдон,
Купидон, Джеймс Бонд и т.д.), имена литературных персонажей,  а также называли в честь городов и домашних животных
первооткрывателей (Петрина, Сеппина и Мистер Спок).

Кроме буквенного наименования астероидам с середины 19 века стали присваиваться числовые обозначения, соответствующие хронологии обнаружения. Но из-за большого числа выявленных малых тел снова возникла путаница с номерами. В 1924 году была принята новая система числовых обозначений: год открытия, латинская буква (кроме I), обозначающая полумесяц открытия (А – первая половина января, В- вторая половина января и так далее) и еще одна латинская буква, обозначающая очередность обнаружения в этом полумесяце. К примеру, Ивонна 1934 EA была обнаружен первым в первой половине марта 1934 года. Если за один полумесяц было установлено более 25 малых тел, к ним добавлялись числовые индексы. Таким образом, после 1950 AZ следует объект, именующийся 1950 АА1.

Открытие пояса астероидов

Астероид Веста

Первый, кто задумался над существованием загадочной планеты Фаэтон, был немецкий физик Иоганн Тициус. В 1766 году он нашел формулу, согласно которой можно было рассчитать примерное расположение всех планет Солнечной системы. Суть этой формулы заключалась в том, что порядковое расстояние планет от Солнца возрастает в геометрической прогрессии. Именно при помощи данной формулы в 1781 году был открыт Уран, что убедило многих ученых в правдивости закона межпланетного расстояния.

Согласно правилу Тициуса, на расстоянии между Марсом и Юпитером должна была существовать планета.

Открытие Цереры

Церера, снимок межпланетного зонда Dawn

1 января 1801 года итальянский астроном Джузеппе Пиацци, наблюдая за звездным небом, открыл первый объект пояса астероидов – карликовую планету Цецера. Затем в 1802 году был открыт еще один крупный объект – астероид Паллада. Оба этих космических тела двигались примерно на одинаковой орбите от Солнца – 2,8 астрономических единицы. После открытия в 1804 году Юноны и в 1807 Весты – крупных небесных тел, двигавшихся по той же самой орбите, что и предыдущие, открытия новых объектов в этой области космоса прекратились до 1891 года. В 1891 году немецкий ученый Макс Вольф, используя метод астрофотографии, в одиночку обнаружил между Марсом и Юпитером 248 мелких астероидов. После чего, открытия новых объектов в этой области неба посыпались одно за другим.

Взаимодействие с Землей

изображение падения на Землю

Подсчитано, что для
полного уничтожения человеческой цивилизации и глобальных изменений атмосферы и
климата, Земле надо столкнуться с астероидом диаметром всего 3 км.  Крупнейшим ударным кратером на планете
является южноафриканский кратер Вредефорт, чей диаметр составляет 300 км. Он
образовался 2 млрд. лет назад при столкновении Земли с малым небесным телом, не
превышающим 10 км.

Потенциально опасными для
нашей планеты считаются те объекты главного астероидного пояса, которые могут
приблизиться к ней на расстоянии менее 7,5 млн. км. Опасность астероида
оценивают по Туринской шкале от 0 до 10. Нулевая отметка означает крайне низкую
вероятность столкновения и отсутствие ущерба при попадании в атмосферу планеты.
Астероиды, имеющие 10 баллов, неизбежно столкнутся с Землей и вызовут
глобальную катастрофу, ведущую к гибели человечества.

По состоянию на июнь 2018 года все астероиды главного пояса имеют оценку не выше 0 по Туринской шкале. Ранее представляющими некоторую угрозу считались Апофис (4 балла) и  (144898) 2004 VD17 (2 балла), но и их показатели снизились до нуля.

В 21 веке наиболее близко
к Земле приближались:

  • 2008 TS26 – пролетел над
    планетой на расстоянии 6 тыс. км 9 октября 2008;
  • 2004 FU162 – приблизился до
    6530 км 31 марта 2004 года;
  • 2009 VA – 14 тыс. км 6 ноября 2009 года.

Некоторые астероиды Солнечной системы достигали атмосферы Земли, но они были настолько незначительных размеров, что разрывались, не достигая поверхности планеты, оставляя лишь мелкие обломки.

В феврале 2013 года
астероид размерами около 17 м и весом до 10*106 кг вошел в атмосферу
нашей планеты. Он разорвался на высоте 20 км над Челябинском и окрестностями.
По оценкам разных исследователей мощность взрыва составила от 100 килотонн до
1,5 мегатонн в тротиловом эквиваленте. Сгорание объекта в земной атмосфере
сопровождалось сильной ударной волной, выбившей большое количество стекол в
близлежащих населенных пунктах. Также столкновение астероида с Землей
спровоцировало землетрясение магнитудой в 4 балла в юго-западных районах
Челябинска.

Падение астероида
Челябинск стало самым крупным происшествием такого рода после столкновения
Земли с Тунгусским метеоритом. Произошло это в 1908 году в районе правого
притока реки Енисей.  Мощность взрыва
составила около 40 мегатонн, что спровоцировало массовый вал деревьев в тайге
на площади более 2 тыс. кв. км.

НАСА финансирует
большинство действующих программ, связанных с космической безопасностью и
защитой Земли от астероидов Солнечной системы. Самые крупные проекты «LINEAR» и
«Pan-STARRS», использующие мощнейшие телескопы, отслеживают до десяти тысяч
малых тел ежегодно. Также обнаружения потенциально опасных космических объектов
ведется с околоземной орбиты благодаря малым спутникам, таким как канадский
«NEOSSat». На финансирование данных проектов у НАСА и других космических
агентств уходит сотни миллионов долларов.

Астероиды в прошлом
Земли

Что произойдет, если с Землей столкнется астероид диаметром больше 10 км? Первым катастрофическим событием будет гигантская ударная волна в атмосфере. Далее тело упадет на поверхность планеты, что закончится  либо невиданным землетрясением, либо цунами высотой в несколько сотен метров. Тепловая волна вызовет лесные пожары по всему земному шару, что спровоцирует выброс в атмосферу огромного количества сажи и копоти. Начнется резкое похолодание из-за того, что загрязненная атмосфера не сможет пропускать солнечные лучи в достаточном количестве. Климат на планете необратимо изменится, а многие живые организмы вымрут.

Одно из таких
столкновений произошло 65 млн. лет назад. На полуострове Юкатан в Мексиканском
заливе сохранилось свидетельство этой катастрофы – ударный кратер Чиксулуб
диаметром 180 км. Крупный космический объект размерами около 10 км привел к
полному вымиранию динозавров на нашей планете. Также падением крупного
астероида некоторые исследователи объясняют массовое пермское вымирание живых
организмов, случившееся 250 млн. лет назад.

Исторический

Модель единого облака

Эрнст Эпик.

Между 1932 и 1981 годами астрономы полагали, что существует только одно облако: Облако Оорта, теоретизированное Эрнстом Эпиком и Яном Оортом, и что с поясом Койпера оно представляет собой единственный кометный резерв .

В году эстонский астроном Эрнст Эпик выдвинул гипотезу о том, что кометы возникли в облаке, вращающемся на внешней границе Солнечной системы. В году эта идея была независимо возрождена голландским астрономом Яном Оортом, чтобы объяснить это очевидное противоречие: кометы разрушаются после нескольких проходов через Внутреннюю Солнечную систему. Таким образом, если бы все существовало несколько миллиардов лет (то есть с момента зарождения Солнечной системы), то сегодня ничего нельзя было бы наблюдать.

Оорт выбрал для своего исследования 46 наиболее наблюдаемых комет между и 1952 годами . Распределение инверсий больших полуосей выявило максимальную частоту, которая предполагала существование резервуара комет между 40 000 и 150 000  а.е. (то есть между 0,6 и 2,5 световыми годами). Этот объект, расположенный на границе сферы гравитационного влияния Солнца, будет подвергаться возмущениям звездного происхождения, которые, вероятно, вытеснят кометы облака либо наружу, либо внутрь, вызывая появление новая комета.

Новая модель

Джек Хиллс у истоков исследования однофамильца Клауда.

В 1980-х годах астрономы поняли, что у главного облака может быть внутреннее облако, которое начнется примерно в 3000 а.е. от Солнца и продолжится до классического облака на 20 000 а.е. По большинству оценок, население Облака Холмов примерно в пять-десять раз больше, чем во внешнем облаке, около 20 триллионов, хотя это число может быть в десять раз больше.

Основная модель «внутреннего облака» была предложена в 1981 году астрономом Дж. Дж. Хиллсом из лаборатории Лос-Аламоса, который дал ей название. Он выделил это облако, когда подсчитал, что прохождение звезды около Солнечной системы могло вызвать вымирание видов на Земле, вызвав «ливень комет». В самом деле, его исследование показало, что большая часть общей массы комет в облаке будет иметь орбиту большой полуоси 10 4 а.е., следовательно, намного ближе к Солнцу, чем минимальное расстояние от Облака Оорта. Кроме того, влияние окружающих звезд, а также «  Галактического прилива  » должно было опустошить Облако Оорта, изгнав кометы за пределы или внутри Солнечной системы. Затем он сосредоточил свои исследования на возможности присутствия другого облака меньшего размера, более массивного и также более близкого к Солнцу, которое пополнит внешнее облако кометами.

В последующие годы другие астрономы аккредитовали исследования Хиллса и изучали их. Это случай Сиднея ван ден Берга, который предложил ту же структуру в дополнение к Облаку Оорта в 1982 году, затем Марка Э. Бейли в 1983 году. В 1986 году Бейли установил, что большинство комет в Солнечной системе расположены не в Область Облака Оорта, но ближе, с орбитой, имеющей полуось 5000ua, и, по его словам, будет исходить из внутреннего облака. Исследования были усилены исследованиями Виктора Клубе и Билла Напьера в 1987 году, а также исследованиями Р. Б. Стотерса в 1988 году.

Тем не менее, облако Хиллса вызывает большой интерес только с 1991 года, когда ученые возобновили теорию Хиллса (кроме документов, написанных Мартином Дунканом, Томасом Куинном и Скоттом Тремейном в 1987 году, в которых была рассмотрена теория Хиллса и проведены дополнительные исследования).

Терминология

Как и пояс Койпера , также называемый поясом Эджворта-Койпера по именам ученых, изучавших это явление, кометные облака названы в честь астрономов, которые продемонстрировали свое существование. Облако Хиллс затем носит имя астронома Дж. Дж. Хиллса, который первым выдвинул гипотезу о том, что это был орган, независимый от главного облака. Его поочередно называют внутренним облаком Оорта, названным в честь голландского астронома Яна Оорта (произносится / o /t / на голландском языке), и внутренним облаком Оорта, названным в честь эстонского астронома Эрнста Эпика ( / ˈøpɪk / на эстонском языке).

Состав


Изображение: NASA / JPL-Caltech

Всего в поясе насчитывается примерно 200 астероидов, чей диаметр (или наибольший линейный размер) превышает 100 км. Ещё 1000 объектов имеют размер более 15 км. Средняя звездная величина астероидов равна 16. Только один астероид, носящий имя Веста, можно увидеть с земли невооруженным взглядом.

Все астероиды можно разделить на несколько больших групп, или спектральных классов. Крупнейшими из них являются:

  • класс С – сюда входят темные астероиды, состоящие из углерода;
  • класс S – светлые астероиды, состоящие из кремния.
  • класс M – металлические астероиды.

Существуют и другие, более редкие классы (классы B, Е, Р, А, D и т. д.). Иногда астероид нельзя строго отнести к одному классу, и тогда считается, что он имеет смешанный тип, который обозначается двумя буквами, например CG.

К классу С относится более 75% всех астероидов. Они отличаются темным цветом (со слабым красным оттенком) и поэтому их отражающая способность невелика. Их альбедо находится в диапазоне от 0,03 до 0,1, то есть они отражают лишь 3-10% падающего света. Из-за этого астероиды класса С сложно обнаружить, поэтому в реальности их доля в главном поясе может быть существенно выше 75%. В составе этих небесных тел помимо углерода присутствует вода, поэтому их можно обнаружить с помощью наблюдений в диапазоне инфракрасного излучения. Крупнейший астероид этого класса – Гигея, чей диаметр оценивается в 434 км.

Астероиды класса S состоят из силикатов (то есть обычных камней) и железа. Их доля в главном поясе оценивается примерно в 17%. Иногда такие астероиды называют каменными. Альбедо этих объектов находится в диапазоне 0,1-0,22. Крупнейшим каменным астероидом считается Юнона, чей диаметр составляет 234 км. Большинство каменных астероидов сосредоточено во внутренней, наиболее приближенной к Солнцу части главного пояса.

Доля астероидов класса М составляет 10%, они преимущественно располагаются в центре главного пояса. Предполагается, что металлические астероиды образовались при столкновении планетезималей и являются фрагментами их ядер. Стоит отметить, что ученые не уверены в том, что металлические астероиды состоят именно из металлов. Дело в их слишком малой плотности. Это означает, что либо астероиды класса М по своему составу подобны астероидам иных классов, либо в их внутренней структуре есть много полостей. Альбедо металлических астероидов находится в пределах от 0,1 до 0,19, то есть они обладают умеренной отражающей способностью.

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.

Сравнение Цереры (слева) и Тефия (справа)

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.

Астероиды внутренней системы и Юпитера: астероидный пояс в виде пончика находится между Юпитером и Марсом

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.

Пролеты космических аппаратов

Ида и ее спутник Дактиль

Первым аппаратом, сделавшим снимки астероидов, была космическая станция «Галилео». В 1991 году она сфотографировала астероид Гаспра, а в 1993 году – Ида. После того, как были получены эти снимки, НАСА приняло решение, что любой космический аппарат, который будет пролетать недалеко от пояса астероидов, должен попытаться сделать фотоснимки этих объектов. С тех пор в непосредственной близости от астероидов проходили такие космические аппараты, как «NEAR Shoemaker», «Стардаст», всемирно известная «Розетта» и другие.

Составное изображение северной полярной области астероида Эрос

Состав пояса астероидов

Изображение астероида (253) Матильда

Главными составляющими объектов Пояса астероидов являются каменные и/или металлические тела. Исследования показывают, что многие из небесных тел, наполняющих пояс астероидов, относятся к категории астероидов класса M. Состав этих объектов изучен плохо. Тем не менее, есть данные, подтверждающие, что они практически полностью состоят из металлов. Кроме того, есть основания полагать, что на некоторых объектах пояса астероидов может существовать вода, а значит, гипотетически, на одном из этих тел могут существовать доказательства внеземной жизни.

Астероид Гаспра, и спутники Марса Фобос и Деймос

И хотя, пока что, данная информация не подтверждена, она вселяет надежду в сердца многих ученых-романтиков. Кроме того, по всей видимости, астероиды могут служить человечеству богатым источником таких ресурсов, как цинк, медь, олово, золото, серебро и т.п. Поскольку запасы этих ископаемых на планете Земля ограниченны, разработав специальные космические агрегаты, мы смогли бы добывать эти элементы из астероидов, что сослужило бы человечеству огромную пользу.

Источник : https://spacegid.com

Изучение астероидов

Изучение астероидов началось после открытия в 1781 году Уильямом Гершелем планеты Уран. Его среднее гелиоцентрическое расстояние оказалось соответствующим правилу Тициуса — Боде.

В конце XVIII века Франц Ксавер организовал группу из 24 астрономов. С 1789 года эта группа занималась поисками планеты, которая, согласно правилу Тициуса-Боде, должна была находиться на расстоянии около 2,8 астрономических единиц от Солнца — между орбитами Марса и Юпитера. Задача состояла в описании координат всех звёзд в области зодиакальных созвездий на определённый момент. В последующие ночи координаты проверялись, и выделялись объекты, которые смещались на большее расстояние. Предполагаемое смещение искомой планеты должно было составлять около 30 угловых секунд в час, что должно было быть легко замечено.

По иронии судьбы первый астероид, Церера, был обнаружен итальянцем Пиацци, не участвовавшим в этом проекте, случайно, в 1801 году, в первую же ночь столетия. Три других — (2) Паллада, (3) Юнона и (4) Веста были обнаружены в последующие несколько лет — последний, Веста, в 1807 году. Ещё через 8 лет бесплодных поисков большинство астрономов решило, что там больше ничего нет, и прекратило исследования.

Однако Карл Людвиг Хенке проявил настойчивость, и в 1830 году возобновил поиск новых астероидов. Пятнадцать лет спустя он обнаружил Астрею, первый новый астероид за 38 лет. Он также обнаружил Гебу менее чем через два года. После этого другие астрономы подключились к поискам, и далее обнаруживалось не менее одного нового астероида в год (за исключением 1945 года).

В 1891 году Макс Вольф впервые использовал для поиска астероидов метод астрофотографии, при котором на фотографиях с длинным периодом экспонирования астероиды оставляли короткие светлые линии. Этот метод значительно ускорил обнаружение новых астероидов по сравнению с ранее использовавшимися методами визуального наблюдения: Макс Вольф в одиночку обнаружил 248 астероидов, начиная с (323) Брюсия, тогда как до него было обнаружено немногим более 300. Сейчас, век спустя, 385 тысяч астероидов имеют официальный номер, а 18 тысяч из них — ещё и имя.

В 2010 г. две независимые группы астрономов из США, Испании и Бразилии заявили, что одновременно обнаружили водяной лёд на поверхности одного из самых крупных астероидов главного пояса — Фемиды. Это открытие позволяет понять происхождение воды на Земле. В начале своего существования Земля была слишком горяча, чтобы удержать достаточное количество воды. Это вещество должно было прибыть позднее. Предполагалось, что воду на Землю могли занести кометы, но изотопный состав земной воды и воды в кометах не совпадает. Поэтому можно предположить, что вода на Землю была занесена при её столкновении с астероидами. Исследователи также обнаружили на Фемиде сложные углеводороды, в том числе молекулы — предшественники жизни.

Отдельные группы и семейства

Пояс астероидов преимущественно состоит из семейств. Они классифицируются по сходству, особенностям орбит. Формирование их, как принято считать, произошло в ходе столкновения с более крупными телами, которые впоследствии стали малыми. Самые крупные категории представлены следующим образом:

  • Флора (она содержит в себе свыше 800 объектов, есть вероятность её возникновения по причине удара от миллиарда лет тому назад, расположение – внутренняя поясная часть);
  • Эвном включает в себя тела типа S, название его взято в происхождении от богини, ответственной за порядок и права, тела располагаются в промежуточном поясе, ими охватывается 5%;
  • Коронис, на него приходится около 300 тел, самое крупное из них простирается на 41 километр;
  • Эос, данное семейство отдалено на 2.96-3.03 а. е., оно возникло вследствие внушительного и масштабного удара, который случился 1-2 миллиарда лет тому назад;
  • Темис находится на внешней части пояса, удалённость составляет 3.13 а. е.

Наряду с этим пояс астероидов в Солнечной системе включает в свой состав линии пыли. Создание этого мелкого материала происходит при астероидных столкновениях. Имеется 3 линии, оснащённых идентичными наклонами орбит.

Сравнительные размеры Луны и 10 первых астероидов, расположенных в порядке открытия. 1 — Церера, 2 — Паллада, 3 — Юнона, 4 — Веста, 5 — Астре, 6 — Геба, 7 — Ирис, 8 — Флора, 9 — Метида, 10 — Гигея

ФИЗИКА

§ 65. Малые тела солнечной системы

Помимо больших планет и планет-карликов вокруг Солнца движется более четырёхсот тысяч малых небесных тел размером от километра и более, называемых астероидами, что в переводе с греческого означает «звездоподобные». Отличить астероиды от звёзд можно только по их движению на фоне звёздного неба. Совокупность обращающихся вокруг Солнца астероидов, орбиты которых пролегают в основном в пространстве между орбитами Марса и Юпитера, принято называть Главным поясом астероидов.

Вокруг Солнца также обращаются по вытянутым эллиптическим орбитам кометы и метеорные тела (называемые также метеороидами), т. е. твёрдые тела различных размеров — от песчинки до мелкого астероида. Астероиды, кометы и метеорные тела называются малыми телами Солнечной системы.

Кометы представляют собой большие образования из разреженного газа с очень маленьким твёрдым ядром. Ядро состоит из льдов: водного (более 80%), метанового, аммиачного, углекислого и др. Кометный лёд перемешан с пылью и каменистым веществом.

Вдали от Солнца при температуре порядка -260 °С комета не имеет ни головы, ни хвоста. При приближении к Солнцу на такое расстояние, при котором температура кометы повышается до -140 °С, льды начинают испаряться, образуя прозрачную атмосферу — голову кометы (рис. 184).

Рис. 184. Комета Холмса, открыта 6 ноября 1892 г.

При испарении льдов на поверхности ядра остаётся корка, состоящая из пыли и других частиц.

Кванты солнечного света, налетая на голову кометы, ионизируют молекулы газов. Солнечный ветер, действуя своим магнитным полем на ионы, уносит их от Солнца со скоростью 500—1000 км/с, в результате чего у кометы образуется длинный и прямой плазменный хвост.

Солнечный свет (поток световых квантов) оказывает давление на пылинки, благодаря чему у кометы образуется второй хвост — пылевой. Поскольку световое давление сравнительно невелико, пыль покидает голову кометы довольно медленно и, следуя за ней по криволинейной траектории, принимает изогнутую форму (рис. 185).

Рис. 185. Схема образования двух типов хвостов кометы

Название «комета» происходит от греческого слова kometes, т.е. «длинноволосый». Вероятно, такое название было дано благодаря наличию головы и развевающегося за ней хвоста.

При подходе кометы близко к Солнцу (например, при её движении внутри земной орбиты), из-за сильного разогрева газ и пыль вырываются из ядра непрерывно и с такой большой скоростью, что его масса может уменьшаться на 30—40 т в секунду. Помимо этого в комете могут происходить взрывы, приводящие к разрушению ядра.

Остатки распавшегося кометного ядра, названные метеорными телами, могут растянуться вдоль орбиты кометы на большое расстояние. Если Земля проходит сквозь их скопление, они, влетая в её атмосферу со скоростью 11 км/с, испаряются на высоте в несколько десятков километров. Иногда кажется, что метеоры вылетают из какой-либо области небесной сферы (рис. 186). Область небесной сферы, кажущаяся источником метеоров, называется радиантом.

Рис. 186. Явление метеора

Если из межпланетного пространства в атмосферу проникает крупное железное или каменное метеорное тело, например обломок астероида массой в несколько килограммов, то в большинстве случаев оно не успевает разрушиться в атмосфере и падает на землю. Такое тело называется метеоритом.

Бывает, что крупное метеорное тело на большой скорости проникает в нижние слои атмосферы. От трения о воздух оно сильно нагревается, и у него появляется оболочка из раскалённых газов и частиц. Выглядит это как летящий по небу большой огненный шар, оставляющий позади себя яркий след. Такое явление называется болидом, (рис. 187).

Рис. 187. Болид над Латвией

Формы и размеры астероидов:

В определении термина астероид указывается как небесное тело неправильной формы, и это стало одной из причин исключения их из ряда планет, но самые крупные объекты все же похожи на шар – чем же это объяснить?

Ученые полагают, что при формировании Солнечной системы астероиды имели значительные размеры и соответствующую форму, но в процессе своей «жизни» они сталкивались с другими космическими объектами, подвергались взрывам и распадам. Так, сохранить свое первоначальное состояние удалось лишь единицам. На небесных же телах малых размеров уменьшена и сила тяжести, что не позволяет сминать и утрамбовывать тяжелые вещества, придавая поверхности привычную форму шара. Поэтому астероиды существуют в виде агрегатов, в состав которых входит несколько блоков. Они удерживаются между собой силой тяготения, которая также не позволяет им прочно объединяться и сливаться между собой. Все эти параметры и формируют искомую форму, которую принято считать неправильной.

Еще одни важный критерий – размер. Так, ученые определили, что объектами данного типа считаются тела, превышающие 30 метров в диаметре, но как точно измерить размер с Земли? Для этого применяется несколько методов.

Впервые измерить диаметр небесного тела ученые решились еще в начала XIX века, применив нитяной микрометр. Это устройство, совмещаемое с телескопом, представляющее собой две тончайшие нити или проволоки, расстояние между которыми изменяется благодаря винтовому механизму высокой точности. Недостатком такой методики выступил тот факт, что при использовании различных телескопов получались разные результаты и иногда разница в показателях превышала разы.

Развитие науки и техники позволило изобрети другие способы определения размеров, самым популярными из которых стали транзитный метод и поляриметрия.

Суть первого заключается в том, что все небесные тела движутся, и когда астероид проходит на фоне отдаленной звезды, она его покрывает. Если известно расстояние до астероида, достаточно измерить длительность уменьшения сияния звезды, чтобы получить весьма точный размер искомого небесного тела. Недостаток методики – сравнительная точность расчетов присуща лишь крупным объектам.

В основе поляриметрии лежат параметры яркости самого астероида. Так, чем крупнее его размеры, тем больше солнечных лучей способна отразить его поверхность. Однако следует учитывать, что отражательные способности зависят от химических элементов, преобладающих в составе: наличие металлов сделает объект более ярким даже при небольших параметрах. Однако и отражательную способность (альбедо) ученые легко определяют при помощи инфракрасных излучателей, основываясь на принципе: чем меньше света отражает тело, тем сильнее он его поглощает и нагревается, а, следовательно, больше тепловой энергии выделяет.

Используется поляриметрия и для определения формы небесного тела. Метод позволяет зафиксировать различия в блеске, изменяющиеся во время вращения астероида вокруг своей орбиты. Эти же наблюдения дают возможность изучить период вращения и структуру поверхности, обнаружить на ней крупные выступы и впадины.

Дополнительно используются такие методы:

– радиолокационный. Основывается на сравнении данных зондов и эхолокаций, считается одной из самых точных методик. Позволяет изучить, скорость вращения и траекторию движения, особенности поверхности, расстояние до объекта и прочее;

– спекл-интерферометрия. Суть метода состоит в детальном изучении зернистой структуры изображения небесного тела.