Astéroïdes du système solaire. Différents types d'astéroïdes

L'homme a fait irruption dans l'espace il y a un demi-siècle, mais la connaissance de l'Univers n'en est peut-être qu'à ses balbutiements aujourd'hui. Le système solaire n'est qu'un petit coin de l'univers, mais aussi plein de mystères, de mystères et d'objets étonnants qui peuvent effrayer l'imagination.

1. La plus haute montagne

L'Olympe est le plus grand sommet de Mars, qui est 2,5 fois plus grand que lui haute montagne Terre, Everest. Cette montagne volcanique d'une hauteur de 21 900 mètres a longtemps été considérée comme la plus haute de tout le système solaire. Cependant, un pic a été récemment découvert sur Vesta (l'un des plus gros astéroïdes du système solaire), qui a été nommé Rheasilvia (d'après la mère de Romulus et Remus). Sa hauteur dépasse de 100 mètres la hauteur de l'Olympe. Compte tenu de l'inexactitude des mesures, il ne peut être affirmé avec une certitude absolue quelle montagne est la plus haute.

2. Le plus gros astéroïde

Pallas est classé comme le plus gros astéroïde, mais avec quelques réserves. Tout d'abord, il convient de rappeler Cérès, le premier astéroïde jamais découvert et toujours le plus gros à ce jour. Il représente environ un tiers de la masse totale de la ceinture d'astéroïdes (Pallas est à la troisième place avec 7 pour cent). Cela signifie que Cérès peut techniquement être considéré comme le plus gros astéroïde, bien qu'il ait été classé comme une planète naine. Il convient également de rappeler Vesta, qui est plus gros en masse que Pallas, bien que ce dernier soit plus gros en volume. Cependant, Pallas ne conservera de toute façon pas le titre de plus gros astéroïde, car de nouvelles observations ont montré qu'il s'agit en fait d'une protoplanète en formation dynamique.

3. Le plus grand cratère

Actuellement, il y a trois candidats qui peuvent prétendre au titre du plus grand cratère. Fait intéressant, ces trois cratères sont tous sur Mars. Le premier d'entre eux s'appelle la plaine d'Hellas et son diamètre est de 2 300 kilomètres. Plus tard, le cratère Utopia Plain a été découvert, qui est beaucoup plus grand - son diamètre est de 3 300 kilomètres. Il est possible qu'ils soient tous les deux minuscules par rapport au bassin Boréalis, qui a un diamètre inimaginable de 8 500 kilomètres. Cependant, il n'a pas encore été confirmé que le bassin Boréalis est un cratère d'impact.

4. Le corps volcanique le plus actif

L'activité volcanique n'est pas aussi courante dans le système solaire qu'on pourrait s'y attendre. Alors que de nombreux corps célestes tels que Mars et même la Lune montrent des signes d'activité volcanique ancienne, il n'y a que quatre exemples confirmés d'activité volcanique existante qui se produisent encore à ce jour. Outre la Terre, il existe trois lunes volcaniques : Triton (lune de Neptune), Io (lune de Jupiter) et Encelade (lune de Saturne). Parmi eux, Io a l'activité volcanique la plus active. Quelque 150 volcans ont été découverts sur des images satellites, mais les astronomes pensent qu'il pourrait y en avoir plus de 400.

5. Le plus gros objet du système solaire

Considérant que 99% de la masse y est concentrée système solaire Le soleil est de loin le plus gros objet. Néanmoins, en 2007 pendant une très courte période la taille du Soleil a été dépassée par... une comète. Pour être précis, ce n'était pas la comète elle-même, mais un coma - une région brumeuse entourant la comète de glace et de poussière. Le 23 octobre 2007, la comète de Holmes a explosé de manière inattendue, et c'était la plus Big Bang comètes à travers l'histoire, et c'était visible même à l'œil nu. Au cours du mois suivant, le coma a continué de s'étendre jusqu'à atteindre un diamètre de 1,4 million de kilomètres, officiellement plus grand que le Soleil. Actuellement, personne ne sait ce qui a causé l'explosion.

6. La plus grande chaîne

En 1989, le vaisseau spatial Magellan a été lancé vers Vénus pour cartographier sa surface. Cela a fourni aux scientifiques une mine d'informations précieuses sur la géographie de Vénus, ainsi que la découverte du plus long canal connu de notre système solaire en 1991. La longueur du canal, qui fut plus tard nommé Baltis Vallis, est d'environ 6 800 kilomètres.

7. Le plus grand lac de lave

Comme mentionné ci-dessus, la lune Io de Jupiter est l'un des rares corps du système solaire à être encore volcaniquement actif. De toute évidence, toute la lave en fusion doit s'accumuler quelque part, ce qui conduit finalement à la formation de lacs de lave. L'un d'eux, nommé Pater Loki, est le plus grand lac de lave de tout le système solaire. Des sites infernaux similaires peuvent être trouvés sur Terre. Le plus grand d'entre eux est le lac Nairagongo en République démocratique du Congo, qui peut mesurer jusqu'à 700 mètres de diamètre. À titre de comparaison, le diamètre du Pater Loki atteint 200 kilomètres.

8. Les plus anciens astéroïdes

Malgré toutes les recherches, les gens ne savent toujours pas comment se forment les astéroïdes. Actuellement, il y a deux hypothèses principales : elles peuvent se former comme des planètes (des morceaux de matière volant dans l'espace, sont entrés en collision avec d'autres morceaux et sont progressivement devenus de plus en plus), ou il y avait une planète ancienne entre Mars et Jupiter, dont la destruction a conduit à la création de la ceinture d'astéroïdes. En 2008, des chercheurs de l'observatoire au sommet du Mauna Kea à Hawaï ont trouvé les plus anciens astéroïdes du système solaire. Leur âge est de 4,55 milliards d'années, ce qui signifie qu'ils sont beaucoup plus vieux que toutes les météorites, et presque aussi vieux que le système solaire.

9.La plus longue queue de comète

La comète Hyakutake, communément appelée la grande comète de 1996, possède la plus longue queue jamais découverte à ce jour. Lorsque Hyakutake a dépassé la Terre en 1996, les astronomes ont calculé que sa queue mesurait 560 millions de kilomètres de long.

10. Le phénomène météorologique le plus mystérieux

Jupiter est la plus grosse planète du système solaire. Il y a aussi sur lui le plus mystérieux phénomène météorologique qui n'a jamais été observé par l'homme. La plupart des gens sont au courant d'une tempête géante sur cette planète connue sous le nom de Grande Tache Rouge. De plus, quiconque a vu l'image de Jupiter a probablement remarqué une autre caractéristique distinctive de la planète - deux bandes rouges traversant la planète parallèlement l'une à l'autre. En mai 2010, quelque chose d'étrange s'est produit - la ceinture équatoriale sud vient de disparaître. Cela a pris les astronomes par surprise - personne n'avait la moindre idée de pourquoi cela s'est produit. En novembre, la bande a retrouvé son ancien emplacement.

La forme et la surface de l'astéroïde Ida.
Le nord est en haut.
Animé par le typhon Oner.
(Copyright © 1997 par A. Tayfun Oner).

1. Vues générales

Les astéroïdes sont des corps rocheux solides qui, comme les planètes, se déplacent sur des orbites elliptiques proches du soleil. Mais les dimensions de ces corps sont beaucoup plus petites que celles des planètes ordinaires, elles sont donc aussi appelées planètes mineures. Les diamètres des astéroïdes vont de plusieurs dizaines de mètres (classiquement) à 1000 km (la taille du plus gros astéroïde Cérès). Le terme « astéroïde » (ou « semblable à une étoile ») a été inventé par le célèbre astronome du XVIIIe siècle William Herschel pour caractériser l'apparence de ces objets lorsqu'ils sont observés au télescope. Même avec les plus grands télescopes au sol, il est impossible de distinguer les disques visibles des plus gros astéroïdes. Elles sont observées comme des sources lumineuses ponctuelles, bien que, comme les autres planètes, elles n'émettent elles-mêmes rien dans le domaine visible, mais reflètent uniquement la lumière solaire incidente. Les diamètres de certains astéroïdes ont été mesurés à l'aide de la méthode « couvrant les étoiles », à ces moments réussis où ils apparaissaient sur une seule ligne de mire avec suffisamment de étoiles brillantes... Dans la plupart des cas, cependant, leurs tailles sont estimées à l'aide de mesures et de calculs astrophysiques spéciaux. La plupart des astéroïdes actuellement connus se déplacent entre les orbites de Mars et de Jupiter à des distances du Soleil de 2,2 à 3,2 unités astronomiques (ci-après - UA). Au total, environ 20 000 astéroïdes ont été découverts à ce jour, dont environ 10 000 ont été enregistrés, c'est-à-dire qu'on leur a attribué des numéros ou même des noms propres, et les orbites ont été calculées avec une grande précision. Les noms des astéroïdes sont généralement attribués par leurs découvreurs, mais conformément aux règles internationales établies. Au début, quand on en savait peu sur les planètes mineures, leurs noms étaient tirés, comme pour les autres planètes, de la mythologie grecque antique. La région annulaire de l'espace que ces corps occupent s'appelle la ceinture principale d'astéroïdes. Avec une vitesse orbitale linéaire moyenne d'environ 20 km/s, les astéroïdes de la ceinture principale passent de 3 à 9 années terrestres par tour autour du Soleil, selon la distance qui le sépare. Les inclinaisons des plans de leurs orbites par rapport au plan de l'écliptique atteignent parfois 70 °, mais sont le plus souvent de l'ordre de 5 à 10 °. Sur cette base, tous les astéroïdes connus de la ceinture principale sont divisés à peu près également en sous-systèmes plats (avec des inclinaisons orbitales allant jusqu'à 8 °) et sphériques.

Lors d'observations télescopiques d'astéroïdes, il a été constaté que la luminosité de la majorité absolue d'entre eux change en peu de temps (de plusieurs heures à plusieurs jours). Les astronomes ont longtemps supposé que ces changements de luminosité des astéroïdes étaient associés à leur rotation et étaient principalement déterminés par leur forme irrégulière. Les toutes premières images d'astéroïdes, obtenues à l'aide d'engins spatiaux, l'ont confirmé et ont également montré que les surfaces de ces corps sont piquées de cratères ou de cratères. des tailles différentes... Les figures 1 à 3 montrent les premières images spatiales d'astéroïdes obtenues à l'aide de divers engins spatiaux. Il est évident que de telles formes et surfaces de planètes mineures se sont formées lors de leurs nombreuses collisions avec d'autres corps célestes solides. Dans le cas général, lorsque la forme d'un astéroïde observé depuis la Terre est inconnue (puisqu'il est vu comme un objet ponctuel), alors ils essaient de l'approcher à l'aide d'un ellipsoïde triaxial.

Le tableau 1 fournit des informations de base sur les astéroïdes les plus gros ou simplement intéressants.

Tableau 1. Informations sur certains astéroïdes.

N	Astéroïde Nom Rus / Lat.	Diamètre (km)	Poids (10 15kg)	Période rotation (heure)	Orbital. période (années)	Spectre. Classer	Gros n / axe de l'orbe. (a.u.)	Excentricité orbites
1	Cérès/ Cérès	960 x 932	87000	9,1	4,6	AVEC	2,766	0,078
2	Pallas / Pallas	570 x 525 x 482	318000	7,8	4,6	U	2,776	0,231
3	Junon/ Junon	240	20000	7,2	4,4	S	2,669	0,258
4	Vesta/ Vesta	530	300000	5,3	3,6	U	2,361	0,090
8	Flore/ Flore	141		13,6	3,3	S		0,141
243	Ida	58x23	100	4,6	4,8	S	2,861	0,045
253	Mathilde/ Mathilde	66x48x46	103	417,7	4,3	C	2,646	0,266
433	Éros / Éros	33x13x13	7	5,3	1,7	S	1,458	0,223
951	Gaspra / Gaspra	19x12x11	10	7,0	3,3	S	2,209	0,174
1566	Ikarus / Icare	1,4	0,001	2,3	1,1	U	1,078	0,827
1620	Géographe/ Géographes	2,0	0,004	5,2	1,4	S	1,246	0,335
1862	Apollon/ Apollon	1,6	0,002	3,1	1,8	S	1,471	0,560
2060	Chiron / Chiron	180	4000	5,9	50,7	B	13,633	0,380
4179	Toutatis / Toutatis	4,6 x 2,4 x 1,9	0,05	130	1,1	S	2,512	0,634
4769	Castalie / Castalie	1,8 x 0,8	0,0005		0,4		1,063	0,483

Explications pour le tableau.

1 Cérès est le plus gros astéroïde découvert en premier. Il a été découvert par l'astronome italien Giuseppe Piazzi le 1er janvier 1801 et nommé d'après la déesse romaine de la fertilité.

2 Pallas est le deuxième plus gros astéroïde, également le deuxième découvert. Cela a été fait par l'astronome allemand Heinrich Olbers le 28 mars 1802.

3 Juno - découvert par K. Harding en 1804.

4 Vesta est le troisième plus gros astéroïde, également découvert par G. Olbers en 1807. Ce corps présente des signes d'observation de la présence d'une croûte basaltique recouvrant le manteau d'olivine, ce qui peut être une conséquence de la fonte et de la différenciation de sa matière. L'image du disque visible de cet astéroïde a été obtenue pour la première fois en 1995 à l'aide du télescope spatial américain. Hubble fonctionnant en orbite terrestre basse.

8 Flora est le plus gros astéroïde d'une grande famille d'astéroïdes du même nom, comptant plusieurs centaines de membres, qui a d'abord été caractérisée par l'astronome japonais K. Hirayama. Les astéroïdes de cette famille ont des orbites très proches, ce qui confirme probablement leur origine commune à partir d'un corps parent commun détruit lors d'une collision avec un autre corps.

243 Ida est un astéroïde de la ceinture principale, dont les images ont été obtenues par la sonde Galileo le 28 août 1993. Ces images ont permis la découverte d'un petit satellite d'Ida, plus tard nommé Dactyl. (Voir les figures 2 et 3).

253 Mathilde est un astéroïde photographié par le vaisseau spatial NIAR en juin 1997 (Voir Fig. 4).

433 Eros est un astéroïde géocroiseur photographié par la sonde NIAR en février 1999.

951 Gaspra est un astéroïde de la ceinture principale photographié pour la première fois par le vaisseau spatial Galileo le 29 octobre 1991 (voir Fig. 1).

1566 Ikarus est un astéroïde s'approchant de la Terre et croisant son orbite avec une très grande excentricité orbitale (0,8268).

1620 Le géographe est un astéroïde géocroiseur qui est soit un objet double, soit une forme très irrégulière. Cela résulte de la dépendance de sa luminosité à la phase de rotation autour de son propre axe, ainsi que de ses images radar.

1862 Apollo est le plus gros astéroïde de la famille éponyme des corps s'approchant de la Terre et croisant son orbite. L'excentricité de l'orbite d'Apollo est assez grande - 0,56.

2060 Chiron est un astéroïde-comète présentant périodiquement une activité cométaire (augmentations régulières de la luminosité près du périhélie de l'orbite, c'est-à-dire à une distance minimale du Soleil, ce qui peut s'expliquer par l'évaporation des composés volatils qui composent l'astéroïde) , se déplaçant le long d'une trajectoire excentrique (excentricité 0,3801) entre les orbites de Saturne et d'Uranus.

4179 Toutatis est un astéroïde binaire dont les composantes sont probablement en contact et mesurent environ 2,5 km et 1,5 km. Les images de cet astéroïde ont été obtenues à l'aide de radars situés à Arecibo et Goldstone. De tous les astéroïdes actuellement connus s'approchant de la Terre au XXIe siècle, Toutatis devrait être à la distance la plus proche (environ 1,5 million de km, 29 septembre 2004).

4769 Castalia est un astéroïde binaire avec approximativement les mêmes composants (0,75 km de diamètre) en contact. Son image radio a été obtenue par radar à Arecibo.

Image de l'astéroïde 951 Gaspra

Riz. 1. Image de l'astéroïde 951 Gaspra, obtenue par la sonde Galileo, en pseudo couleurs, c'est-à-dire en combinant des images à travers des filtres violet, vert et rouge. Les couleurs résultantes sont spécialement améliorées pour mettre en évidence les différences subtiles dans les détails de la surface. Les zones d'affleurements rocheux ont une teinte bleuâtre, tandis que les zones couvertes de régolithe (matériau broyé) ont une teinte rougeâtre. La résolution spatiale en chaque point de l'image est de 163 m. Gaspra a une forme irrégulière et des dimensions approximatives selon 3 axes 19 x 12 x 11 km. Le soleil éclaire l'astéroïde de droite.
Instantané de la NASA GAL-09.

Image de l'astéroïde 243 Ida

Riz. 2 Une image pseudo-colorée de l'astéroïde 243 Ida et de son petit satellite Dactyl, prise par la sonde Galileo. Les images originales utilisées pour obtenir l'image montrée sur la figure ont été prises à environ 10 500 km. Des différences de couleur peuvent indiquer des variations dans la composition du tensioactif. Les zones bleu vif peuvent être recouvertes d'une substance composée de minéraux contenant du fer. La longueur d'Ida est de 58 km, et son axe de rotation est orienté verticalement avec une légère inclinaison vers la droite.
Instantané de la NASA GAL-11.

Riz. 3. Image de Dactyl, le petit compagnon de 243 Ida. On ne sait pas encore s'il s'agit d'un morceau d'Ida, arraché à elle lors d'une sorte de collision, ou d'un objet étranger capturé par son champ gravitationnel et se déplaçant sur une orbite circulaire. Cette image a été prise le 28 août 1993 à travers un filtre de lumière neutre à une distance d'environ 4000 km, 4 minutes avant l'approche la plus proche de l'astéroïde. Les dimensions du Dactyl sont d'environ 1,2 x 1,4 x 1,6 km. Instantané de la NASA GAL-04

Astéroïde 253 Mathilde

Riz. 4. Astéroïde 253 Mathilde. Instantané de la NASA, NEAR vaisseau spatial

2. Comment la principale ceinture d'astéroïdes a-t-elle pu se former ?

Les orbites des corps concentrés dans la ceinture principale sont stables et ont une forme presque circulaire ou légèrement excentrique. Ici, ils se déplacent dans une zone "sûre", où l'influence gravitationnelle des grandes planètes sur eux est minime, et tout d'abord, Jupiter. Les faits scientifiques disponibles à ce jour montrent que c'est Jupiter qui a joué le rôle principal dans le fait qu'une autre planète ne pouvait pas surgir à la place de la ceinture d'astéroïdes principale pendant la période de l'origine du système solaire. Mais même au début de notre siècle, de nombreux scientifiques étaient encore convaincus qu'entre Jupiter et Mars, il y avait une autre grande planète qui, pour une raison quelconque, s'est effondrée. Olbers fut le premier à exprimer une telle hypothèse, immédiatement après sa découverte de Pallas. Il a également inventé le nom de cette planète hypothétique - Phaethon. Faisons une petite parenthèse et décrivons un épisode de l'histoire du système solaire - l'histoire basée sur les faits scientifiques... Ceci est nécessaire, en particulier, pour comprendre l'origine des astéroïdes de la ceinture principale. Une grande contribution à la formation de la théorie moderne de l'origine du système solaire a été apportée par les scientifiques soviétiques O.Yu. Schmidt et V.S. Safronov.

L'un des plus gros corps, formé dans l'orbite de Jupiter (à une distance de 5 UA du Soleil) il y a environ 4,5 milliards d'années, a commencé à augmenter de taille plus rapidement que les autres. Etant à la limite de condensation de composés volatils (Н 2, Н 2 О, NH 3, CO 2, СН 4, etc.), qui s'écoulaient de la zone du disque protoplanétaire plus proche du Soleil et plus chauffée, cet astre est devenu le centre d'accumulation de matière, constitué principalement de condensats de gaz congelés. En atteignant une masse suffisamment importante, il a commencé à capter avec son champ gravitationnel la matière préalablement condensée située plus près du Soleil, dans la zone des corps parents des astéroïdes, et ainsi ralentir la croissance de ce dernier. D'autre part, des corps plus petits qui n'ont pas été capturés par le proto-Jupiter pour une raison quelconque, mais situés dans la sphère de son influence gravitationnelle, ont été effectivement dispersés dans différentes directions. De la même manière, l'éjection des corps de la zone de formation de Saturne, bien que moins intense, s'est probablement produite. Ces corps ont également pénétré la ceinture des corps parents d'astéroïdes ou de planétésimaux apparus plus tôt entre les orbites de Mars et de Jupiter, les « balayant » hors de cette zone ou les soumettant à une fragmentation. Et avant cela, la croissance progressive des corps parents des astéroïdes était possible en raison de leurs faibles vitesses relatives (jusqu'à environ 0,5 km / s), lorsque les collisions de tout objet se terminaient par leur unification, plutôt que par leur écrasement. Une augmentation du flux de corps jetés dans la ceinture d'astéroïdes par Jupiter (et Saturne) au cours de sa croissance a conduit au fait que les vitesses relatives des corps parents des astéroïdes ont augmenté de manière significative (jusqu'à 3-5 km / s) et sont devenues plus chaotique. En fin de compte, le processus d'accumulation des corps parents des astéroïdes a été remplacé par le processus de leur fragmentation lors de collisions mutuelles, et le potentiel de formation d'une planète suffisamment grande à une distance donnée du Soleil a disparu à jamais.

3. Orbites d'astéroïdes

retournant vers état actuel Ceinture d'astéroïdes, il faut souligner que Jupiter continue de jouer un rôle primordial dans l'évolution des orbites des astéroïdes. L'influence gravitationnelle à long terme (plus de 4 milliards d'années) de cette planète géante sur les astéroïdes de la ceinture principale a conduit à l'existence de toute la ligne des orbites "interdites" voire des zones sur lesquelles il n'y a pratiquement pas de planètes mineures, et si elles y arrivent, elles ne peuvent pas y rester longtemps. Ils sont appelés trous ou trappes Kirkwood d'après Daniel Kirkwood, le scientifique qui les a découverts en premier. De telles orbites sont résonantes, car les astéroïdes qui se déplacent le long d'elles subissent un fort effet gravitationnel de Jupiter. Les périodes orbitales correspondant à ces orbites sont en relation simple avec la période de Jupiter (par exemple, 1 : 2 ; 3 : 7 ; 2 : 5 ; 1 : 3, etc.). Si un astéroïde ou son fragment, à la suite d'une collision avec un autre corps, tombe sur une orbite résonante ou proche de celle-ci, alors le demi-grand axe et l'excentricité de son orbite changent assez rapidement sous l'influence du champ gravitationnel jupitérien. Tout se termine lorsque l'astéroïde quitte son orbite de résonance et peut même quitter la ceinture principale d'astéroïdes, ou est voué à de nouvelles collisions avec les corps voisins. Cela efface l'espace blanc Kirkwood correspondant de tous les objets. Cependant, il convient de souligner qu'il n'y a pas de lacunes ou de lacunes vides dans la ceinture principale d'astéroïdes, si l'on imagine la distribution instantanée de tous les corps qui la composent. Tous les astéroïdes, à tout moment, remplissent la ceinture d'astéroïdes de manière suffisamment uniforme, car, se déplaçant le long d'orbites elliptiques, ils passent la plupart de leur temps dans une zone "étrangère". Autre exemple « opposé » de l'influence gravitationnelle de Jupiter : à la limite extérieure de la ceinture principale d'astéroïdes, il y a deux « anneaux » supplémentaires étroits, au contraire, composés des orbites des astéroïdes, dont les périodes orbitales sont en les proportions de 2: 3 et 1: 1 par rapport à la période de révolution Jupiter. Évidemment, les astéroïdes dont la période orbitale correspond à un rapport de 1 : 1 sont directement dans l'orbite de Jupiter. Mais ils se déplacent à une distance de celle-ci, égale au rayon de l'orbite jupitérienne, en avant ou en arrière. Les astéroïdes qui précèdent Jupiter dans leur mouvement sont appelés "Grecs", et ceux qui le suivent - "Trojans" (car ils portent le nom des héros de la guerre de Troie). Le mouvement de ces petites planètes est assez stable, car elles sont situées dans les "points de Lagrange", où les forces gravitationnelles agissant sur elles s'égalisent. Le nom commun de ce groupe d'astéroïdes est Trojans. Contrairement aux chevaux de Troie, qui ont pu s'accumuler progressivement au voisinage des points de Lagrange au cours de la longue évolution collisionnelle des différents astéroïdes, il existe des familles d'astéroïdes aux orbites très proches de leur corps, qui se sont formées, très probablement, à la suite de la désintégrations de leurs corps parents respectifs. Il s'agit par exemple de la famille d'astéroïdes Flora, qui compte déjà une soixantaine de membres, et plusieurs autres. Récemment, des scientifiques ont tenté de déterminer le nombre total de ces familles d'astéroïdes afin d'estimer ainsi le nombre initial de leurs corps parents.

4. Astéroïdes géocroiseurs

Il existe d'autres groupes de corps près du bord intérieur de la ceinture principale d'astéroïdes, dont les orbites dépassent de loin les limites de la ceinture principale et peuvent même se croiser avec les orbites de Mars, de la Terre, de Vénus et même de Mercure. Tout d'abord, ce sont les groupes d'astéroïdes Amur, Apollo et Aton (selon les noms des plus grands représentants de ces groupes). Les orbites de ces astéroïdes ne sont plus aussi stables que celles des corps de la ceinture principale, mais évoluent relativement rapidement sous l'influence des champs gravitationnels non seulement de Jupiter, mais aussi des planètes groupe terrestre... Pour cette raison, de tels astéroïdes peuvent se déplacer d'un groupe à un autre, et la division même des astéroïdes dans les groupes susmentionnés est conditionnelle, basée sur des données sur les orbites modernes des astéroïdes. En particulier, le peuple de l'Amour se déplace sur des orbites elliptiques dont la distance au périhélie (distance minimale du Soleil) ne dépasse pas 1,3 UA. Les gens d'Apollo se déplacent sur des orbites avec une distance de périhélie inférieure à 1 UA. (rappelons qu'il s'agit de la distance moyenne de la Terre au Soleil) et pénétrer dans l'orbite terrestre. Si l'Amour et les Apolloniens ont le demi-grand axe de l'orbite supérieur à 1 UA, les Atoniens l'ont inférieur ou de l'ordre de cette valeur, et ces astéroïdes se déplacent donc principalement à l'intérieur de l'orbite terrestre. Il est évident que l'Apollo et les Atoniens, traversant l'orbite de la Terre, peuvent constituer une menace de collision avec elle. Il existe même une définition générale de ce groupe de planètes mineures comme "des astéroïdes approchant de la Terre" - ce sont des corps dont les orbites ne dépassent pas 1,3 UA. À ce jour, environ 800 objets de ce type ont été découverts. Mais leur nombre total peut être beaucoup plus important - jusqu'à 1500-2000 avec des dimensions de plus de 1 km et jusqu'à 135 000 avec des dimensions de plus de 100 m. La menace actuelle pour la Terre provenant d'astéroïdes et d'autres corps spatiaux situés ou pouvant se trouver dans un environnement terrestre, est largement débattu dans les cercles scientifiques et publics. Plus de détails à ce sujet, ainsi que sur les mesures proposées pour protéger notre planète, peuvent être trouvés dans un livre récemment publié édité par A.A. Boyarchuk.

5. À propos des autres ceintures d'astéroïdes

Des corps semblables à des astéroïdes existent également au-delà de l'orbite de Jupiter. De plus, selon les dernières données, il s'est avéré qu'il existe de nombreux corps de ce type à la périphérie du système solaire. Pour la première fois, cette hypothèse a été faite par l'astronome américain Gerard Kuiper en 1951. Il a formulé une hypothèse au-delà de l'orbite de Neptune, à des distances d'environ 30-50 UA. il peut y avoir toute une ceinture de corps qui sert de source de comètes à courte période. En effet, depuis le début des années 90 (avec la mise en service des plus grands télescopes jusqu'à 10 m de diamètre sur les îles Hawaï), plus d'une centaine d'objets de type astéroïde d'environ 100 à 800 km de diamètre ont été découverts au-delà de la orbite de Neptune. L'ensemble de ces corps s'appelait la « ceinture de Kuiper », bien qu'ils ne suffisent toujours pas pour une ceinture « à part entière ». Néanmoins, selon certaines estimations, le nombre de corps qu'il contient pourrait ne pas être inférieur (sinon supérieur) à celui de la ceinture principale d'astéroïdes. Selon les paramètres des orbites, les corps nouvellement découverts ont été divisés en deux classes. Environ un tiers de tous les objets transneptuniens ont été attribués à la première, dite "classe Plutino". Ils se déplacent en résonance 3 : 2 avec Neptune le long d'orbites assez elliptiques (axes semi-grands environ 39 UA ; excentricités 0,11-0,35 ; inclinaisons orbitales à l'écliptique 0-20 degrés), similaires à l'orbite de Pluton, d'où le nom de cette classe . Actuellement, il y a même des discussions parmi les scientifiques pour savoir si Pluton devrait être considéré comme une planète à part entière ou comme un seul des objets de la classe ci-dessus. Cependant, très probablement, le statut de Pluton ne changera pas, car son diamètre moyen (2390 km) est beaucoup plus grand que les diamètres des objets transneptuniens connus, et en plus, comme la plupart des autres planètes du système solaire, il a un grand satellite (Charon) et une ambiance... La deuxième classe comprend les "objets typiques de la ceinture de Kuiper", car la plupart d'entre eux (les 2/3 restants) sont connus et ils se déplacent sur des orbites proches de la circulaire avec des demi-grands axes compris entre 40 et 48 UA. et diverses pentes (0-40 °). Jusqu'à présent, la grande distance et la taille relativement petite empêchent la détection de nouveaux corps similaires à un taux plus élevé, bien que les plus grands télescopes et la technologie la plus moderne soient utilisés pour cela. Sur la base d'une comparaison de ces corps avec des astéroïdes connus en termes de caractéristiques optiques, on pense maintenant que les premiers sont les plus primitifs de notre système planétaire. Cela signifie que leur matière, à partir du moment de sa condensation à partir de la nébuleuse protoplanétaire, a subi de très petits changements par rapport, par exemple, à la matière des planètes telluriques. En fait, la majorité absolue de ces corps dans leur composition peuvent être des noyaux de comètes, qui seront également abordés dans la section "Comètes".

Un certain nombre de corps d'astéroïdes ont été découverts (au fil du temps, ce nombre est susceptible d'augmenter) entre la ceinture de Kuiper et la ceinture d'astéroïdes principale - c'est la "classe Centaure" - par analogie avec les anciens centaures mythologiques grecs (demi-humains, demi-chevaux). L'un de leurs représentants est l'astéroïde Chiron, qu'il serait plus correct d'appeler astéroïde comète, car il présente périodiquement une activité cométaire sous la forme d'une atmosphère gazeuse émergente (coma) et d'une queue. Ils sont formés à partir de composés volatils qui composent la substance de ce corps, lorsqu'il passe les sections de périhélie de l'orbite. Chiron est l'un des exemples illustratifs l'absence de frontière nette entre les astéroïdes et les comètes dans la composition de la matière et, éventuellement, dans leur origine. Il a une taille d'environ 200 km et son orbite chevauche les orbites de Saturne et d'Uranus. Un autre nom pour les objets de cette classe - "Ceinture Kazimirchak-Polonskaya" - nommé d'après E.I. Polonskaya, qui a prouvé l'existence de corps d'astéroïdes entre les planètes géantes.

6. Un peu sur les méthodes de recherche des astéroïdes

Notre compréhension de la nature des astéroïdes repose désormais sur trois principales sources d'information : les observations télescopiques au sol (optiques et radar), les images obtenues à partir d'engins spatiaux s'approchant des astéroïdes et l'analyse en laboratoire de roches et de minéraux terrestres connus, ainsi que de météorites qui sont tombés sur Terre, qui (qui seront discutés dans la section "Météorites") sont principalement considérés comme des fragments d'astéroïdes, de noyaux de comètes et de surfaces de planètes terrestres. Mais nous obtenons toujours la plus grande quantité d'informations sur les planètes mineures en utilisant des mesures télescopiques au sol. Par conséquent, les astéroïdes sont divisés en "types spectraux" ou classes en fonction, tout d'abord, de leurs caractéristiques optiques observées. Tout d'abord, c'est l'albédo (la proportion de lumière réfléchie par le corps à partir de la quantité de lumière incidente sur lui lumière du soleil par unité de temps, en supposant que les directions des rayons incident et réfléchi coïncident) et la forme générale du spectre de réflexion du corps dans les domaines visible et proche infrarouge (obtenu en divisant simplement la luminosité spectrale de la surface du corps observé à chaque longueur d'onde de la lumière par la luminosité spectrale à la même longueur d'onde du Soleil). Ces caractéristiques optiques sont utilisées pour évaluer la composition chimique et minéralogique du matériau qui compose les astéroïdes. Parfois, des données supplémentaires (le cas échéant) sont prises en compte, par exemple sur la réflectivité radar de l'astéroïde, sur la vitesse de sa rotation autour de son propre axe, etc.

Le désir de diviser les astéroïdes en classes s'explique par le désir des scientifiques de simplifier ou de schématiser la description d'un grand nombre de petites planètes, bien que, comme le montrent des études plus approfondies, cela ne soit pas toujours possible. Récemment, il est déjà devenu nécessaire d'introduire des sous-classes et des divisions plus petites de types spectraux d'astéroïdes pour caractériser certaines caractéristiques communes de leurs groupes individuels. Avant de donner caractéristiques générales astéroïdes de différents types spectraux, expliquons comment la composition de la matière des astéroïdes peut être estimée à l'aide de la télédétection. Comme déjà noté, on pense que les astéroïdes d'un type ont environ les mêmes valeurs spectres d'albédo et de réflexion de forme similaire, qui peuvent être remplacés par des valeurs ou des caractéristiques moyennes (pour un type donné). Ces moyennes pour un type particulier d'astéroïde sont comparées à celles des roches et des minéraux de la Terre, ainsi qu'aux météorites que l'on trouve dans les collections de la Terre. La composition chimique et minérale des échantillons, appelés "échantillons analogiques", ainsi que leurs propriétés spectrales et autres propriétés physiques, sont généralement déjà bien étudiées dans les laboratoires terrestres. Sur la base d'une telle comparaison et sélection d'échantillons analogues, une certaine composition chimique et minérale moyenne de la matière pour les astéroïdes de ce type est déterminée en première approximation. Il s'est avéré que, contrairement aux roches terrestres, la substance des astéroïdes dans son ensemble est beaucoup plus simple, voire primitive. Cela suggère que les processus physiques et chimiques dans lesquels la matière astéroïde a été impliquée tout au long de l'histoire de l'existence du système solaire n'étaient pas aussi divers et complexes que sur les planètes terrestres. Si sur Terre, environ 4000 espèces minérales sont maintenant considérées comme établies de manière fiable, alors sur les astéroïdes, il ne peut y en avoir que quelques centaines. Cela peut être jugé par le nombre d'espèces minérales (environ 300) trouvées dans les météorites qui sont tombées à la surface de la terre, qui peuvent être des fragments d'astéroïdes. Une grande variété de minéraux sur Terre est apparue non seulement parce que la formation de notre planète (comme d'autres planètes du groupe terrestre) a eu lieu dans un nuage protoplanétaire beaucoup plus proche du Soleil, ce qui signifie qu'à plus hautes températures... Outre le fait que la substance silicatée, les métaux et leurs composés, étant à l'état liquide ou plastique à de telles températures, étaient divisés ou différenciés par leur gravité spécifique dans le champ gravitationnel de la Terre, les conditions de température existantes se sont avérées favorables pour l'émergence d'un environnement oxydant gazeux ou liquide constant, dont les principaux composants étaient l'oxygène et l'eau. Leur longue et interaction constante avec les minéraux primaires et les roches de la croûte terrestre et a conduit à la richesse des minéraux que nous observons. Revenant aux astéroïdes, il convient de noter que, selon les données de télédétection, ils sont principalement constitués de composés silicatés plus simples. Il s'agit tout d'abord de silicates anhydres, tels que les pyroxènes (leur formule généralisée ABZ 2 O 6, où les positions "A" et "B" sont occupées par des cations de métaux différents, et "Z" - Al ou Si), les olivines ( A 2+ 2 SiO 4, où A 2+ = Fe, Mg, Mn, Ni) et parfois plagioclase (avec la formule générale (Na, Ca) Al (Al, Si) Si 2 O 8). Ils sont appelés minéraux rocheux car ils forment la base de la plupart des roches. Un autre type de composé silicaté largement représenté sur les astéroïdes sont les hydrosilicates ou les silicates en couches. Il s'agit notamment des serpentines (de formule générale A 3 Si 2 O 5 ? (OH), où A = Mg, Fe 2+, Ni), des chlorites (A 4-6 Z 4 O 10 (OH, O) 8, où A et Z sont principalement des cations de différents métaux) et un certain nombre d'autres minéraux qui contiennent de l'hydroxyle (OH) dans leur composition. On peut supposer que non seulement des oxydes simples, des composés (par exemple, des composés soufrés) et des alliages de fer et d'autres métaux (en particulier FeNi), des composés de carbone (organiques), mais même des métaux et du carbone à l'état libre se trouvent sur les astéroïdes . Ceci est démontré par les résultats d'une étude de la matière météoritique tombant constamment sur la Terre (voir la section "Météorites").

7. Types spectraux d'astéroïdes

A ce jour, les principales classes spectrales ou types de planètes mineures suivantes ont été identifiées, notées avec des lettres latines: A, B, C, F, G, D, P, E, M, Q, R, S, V et T. Donnons-en une brève description.

Les astéroïdes de type A ont un albédo assez élevé et la couleur la plus rouge, qui est déterminée par une augmentation significative de leur réflectivité envers les ondes longues. Ils peuvent être constitués d'olivines à haute température (points de fusion dans la gamme 1100-1900°C) ou d'un mélange d'olivine avec des métaux qui correspondent aux caractéristiques spectrales de ces astéroïdes. Au contraire, les petites planètes des types B, C, F et G ont un faible albédo (les corps de type B sont un peu plus légers) et un spectre de réflexion presque plat (ou incolore) dans le domaine visible, mais fortement décroissant aux courtes longueurs d'onde. . Par conséquent, on pense que ces astéroïdes sont principalement composés de silicates hydratés à basse température (qui peuvent se décomposer ou fondre à des températures de 500-1500 ° C) avec un mélange de carbone ou de composés organiques ayant des caractéristiques spectrales similaires. Les astéroïdes à faible albédo et de couleur rougeâtre ont été classés dans les types D et P (les corps D sont plus rouges). De telles propriétés sont caractéristiques des silicates riches en carbone ou matière organique... Ils sont constitués, par exemple, de particules de poussière interplanétaire, qui ont probablement rempli le disque protoplanétaire circumsolaire avant même la formation des planètes. Sur la base de cette similitude, on peut supposer que les astéroïdes D et P sont les corps les plus anciens et les moins altérés de la ceinture d'astéroïdes. Les planètes E mineures ont les valeurs d'albédo les plus élevées (leur matière de surface peut refléter jusqu'à 50% de la lumière incidente) et sont de couleur légèrement rougeâtre. L'enstatite minérale (il s'agit d'un type de pyroxène à haute température) ou d'autres silicates contenant du fer à l'état libre (non oxydé), qui peuvent donc faire partie des astéroïdes de type E, ont les mêmes caractéristiques spectrales. Les astéroïdes, similaires en spectres de réflexion aux types P et E, mais en valeur d'albédo entre eux, sont classés comme types M. Il s'est avéré que les propriétés optiques de ces objets sont très similaires aux propriétés des métaux à l'état libre ou des composés métalliques en mélange avec de l'enstatite ou d'autres pyroxènes. Ces astéroïdes sont actuellement au nombre d'environ 30. À l'aide d'observations au sol, un fait aussi intéressant a récemment été établi que la présence de silicates hydratés sur une partie importante de ces corps. Bien que la raison de l'émergence d'une combinaison aussi inhabituelle de matériaux à haute et basse température n'ait pas encore été complètement établie, on peut supposer que les hydrosilicates ont pu être introduits dans les astéroïdes de type M lorsqu'ils sont entrés en collision avec des corps plus primitifs. Parmi les types spectraux restants en termes d'albédo et Forme générale de spectres de réflexion dans le domaine visible, les astéroïdes des types Q, R, S et V sont assez similaires : ils ont un albédo relativement élevé (un peu plus faible pour les corps de type S) et une couleur rougeâtre. Les différences entre eux se résument au fait que la large bande d'absorption d'environ 1 micron présente dans leurs spectres de réflexion dans le proche infrarouge a des profondeurs différentes. Cette bande d'absorption est caractéristique d'un mélange de pyroxènes et d'olivines, et la position de son centre et de sa profondeur dépendent de la proportion et de la teneur totale de ces minéraux dans la matière de surface des astéroïdes. D'autre part, la profondeur de toute bande d'absorption dans le spectre de réflectance d'une substance silicatée est réduite en présence de toute particule opaque (par exemple, le carbone, les métaux ou leurs composés), qui masquent la réflexion diffuse (c'est-à-dire la transmission par la substance et support d'informations sur sa composition) la lumière. Pour ces astéroïdes, la profondeur de la bande d'absorption à 1 m augmente des types S aux types Q, R et V. Conformément à ce qui précède, les corps des types énumérés (à l'exception de V) peuvent être constitués d'un mélange d'olivines, de pyroxènes et de métaux. La substance des astéroïdes de type V peut inclure, avec des pyroxènes et des feldspaths, et en composition peut être similaire aux basaltes terrestres. Et, enfin, le dernier, de type T, comprend des astéroïdes qui ont un faible albédo et un spectre de réflexion rougeâtre, qui est similaire aux spectres des types P et D, mais occupe une position intermédiaire entre leurs spectres en pente. Par conséquent, la composition minéralogique des astéroïdes de type T, P et D est considérée comme approximativement la même et correspond à des silicates riches en carbone ou en composés organiques.

Lors de l'étude de la distribution des astéroïdes différents types dans l'espace, un lien clair a été trouvé entre leur composition chimique et minérale supposée et la distance au Soleil. Il s'est avéré que plus la composition minérale d'une substance (plus les composés volatils qu'elle contient) sont simples, plus ils sont éloignés, en règle générale. En général, plus de 75 % de tous les astéroïdes appartiennent au type C et se situent principalement dans la partie périphérique de la ceinture d'astéroïdes. Environ 17 % sont de type S et prédominent dans la partie interne de la ceinture d'astéroïdes. La plupart des astéroïdes restants sont de type M et se déplacent également principalement au milieu de l'anneau d'astéroïdes. Les maxima des distributions de ces trois types d'astéroïdes se situent à l'intérieur de la ceinture principale. Le maximum de la distribution totale des astéroïdes de type E et R dépasse légèrement la limite interne de la ceinture vers le Soleil. Il est intéressant de noter que la distribution totale des astéroïdes de type P et D tend à son maximum vers la périphérie de la ceinture principale et va non seulement au-delà de l'anneau d'astéroïdes, mais aussi au-delà de l'orbite de Jupiter. Il est possible que la distribution des astéroïdes P et D de la ceinture principale chevauche les ceintures d'astéroïdes de Kazimirchak-Polonskaya situées entre les orbites des planètes géantes.

En conclusion de l'examen des planètes mineures, nous décrivons brièvement le sens de l'hypothèse générale sur l'origine des astéroïdes de différentes classes, qui trouve de plus en plus de confirmation.

8. À propos de l'origine des planètes mineures

À l'aube de la formation du système solaire, il y a environ 4,5 milliards d'années, à partir du disque de gaz et de poussière entourant le Soleil en raison de phénomènes turbulents et d'autres phénomènes non stationnaires, des amas de matière sont apparus qui, lors de collisions inélastiques mutuelles et d'interactions gravitationnelles , combinés en planétésimaux. Avec l'augmentation de la distance du Soleil, la température moyenne de la substance gazeuse a diminué et, en conséquence, sa composition chimique générale a changé. La zone annulaire du disque protoplanétaire, à partir de laquelle s'est ensuite formée la principale ceinture d'astéroïdes, s'est avérée proche de la limite de condensation des composés volatils, en particulier de la vapeur d'eau. Premièrement, cette circonstance a conduit à la croissance supérieure de l'embryon de Jupiter, qui était situé près de la limite indiquée et est devenu le centre d'accumulation d'hydrogène, d'azote, de carbone et de leurs composés, laissant la partie centrale plus chauffée du système solaire. Deuxièmement, la substance gazeuse à partir de laquelle les astéroïdes se sont formés s'est avérée être de composition très hétérogène en fonction de la distance au Soleil : la teneur relative des composés silicatés les plus simples y diminuait fortement et la teneur en composés volatils augmentait avec distance du Soleil dans la région de 2, 0 à 3,5 UA Comme déjà mentionné, de puissantes perturbations de l'embryon à croissance rapide de Jupiter à la ceinture d'astéroïdes ont empêché la formation d'un corps proto-planétaire assez grand. Le processus d'accumulation de matière y a été stoppé lorsque seules quelques dizaines de planétsimaux préplanétaires (environ 500-1000 km) ont eu le temps de se former, qui ont ensuite commencé à se désintégrer lors des collisions en raison de l'augmentation rapide de leurs vitesses relatives (de 0,1 à 5 km/s). Cependant, au cours de cette période, certains des corps parents des astéroïdes, ou du moins ceux d'entre eux qui contenaient une forte proportion de composés silicatés et étaient plus proches du Soleil, étaient déjà réchauffés ou même connaissaient une différenciation gravitationnelle. Deux mécanismes possibles d'échauffement de l'intérieur de tels proto-astéroïdes sont aujourd'hui envisagés : soit du fait de la désintégration d'isotopes radioactifs, soit du fait de l'action de courants d'induction induits dans la matière de ces corps par de puissants flux de particules chargées. du Soleil jeune et actif. Les corps parents des astéroïdes qui ont survécu pour une raison quelconque à ce jour, selon les scientifiques, sont les plus gros astéroïdes 1 Ceres et 4 Vesta, dont les principales informations sont données dans le tableau. 1. Au cours du processus de différenciation gravitationnelle des proto-astéroïdes, qui ont subi un chauffage suffisant pour faire fondre leur matière de silicate, des noyaux métalliques et d'autres coquilles de silicate plus légères ont été libérés, et dans certains cas même une croûte basaltique (par exemple, dans 4 Vesta), comme dans les planètes telluriques... Mais tout de même, étant donné que le matériau de la zone des astéroïdes contenait une quantité importante de composés volatils, son point de fusion moyen était relativement bas. Comme indiqué avec modélisation mathématique et des calculs numériques, la température de fusion d'une telle substance silicatée pourrait être comprise entre 500 et 1 000 ° C. Ainsi, après différenciation et refroidissement, les astéroïdes parents ont subi de nombreuses collisions non seulement entre eux et leurs débris, mais aussi avec les corps qui a envahi la ceinture d'astéroïdes depuis les zones Jupiter, Saturne et la périphérie plus éloignée du système solaire. À la suite d'une longue évolution d'impact, les proto-astéroïdes ont été fragmentés en un grand nombre de corps plus petits, qui sont maintenant observés comme des astéroïdes. A des vitesses relatives de l'ordre de plusieurs kilomètres par seconde, les collisions de corps constitués de plusieurs coquilles de silicate de résistance mécanique différente (plus un solide contient de métaux, plus il est durable), ont conduit à leur « arrachement » et à leur écrasement en petits fragments en premier lieu les coquilles externes de silicate les moins durables. De plus, on pense que les astéroïdes de ces types spectraux qui correspondent aux silicates à haute température proviennent de différentes coquilles de silicate de leurs corps parents qui ont subi une fusion et une différenciation. En particulier, les astéroïdes de type M et S peuvent représenter les noyaux entiers des corps parents (tels que l'astéroïde S 15 Evnomia et l'astéroïde M 16 Psyche avec des diamètres d'environ 270 km) ou leurs fragments en raison de la plus forte teneur en métaux en eux... Les astéroïdes des types spectraux A et R peuvent être des fragments de coquilles de silicate intermédiaires, et les types E et V - des coquilles externes de ces corps parents. Sur la base de l'analyse des distributions spatiales des astéroïdes de type E, V, R, A, M et S, on peut également conclure qu'ils ont subi le traitement thermique et de choc le plus intense. Ceci est probablement confirmé par la coïncidence avec la limite interne de la ceinture principale ou la proximité de celle-ci des maxima de la distribution de ces types d'astéroïdes. Quant aux astéroïdes d'autres types spectraux, ils sont considérés soit partiellement altérés (métamorphiques) du fait de collisions ou d'échauffements locaux, n'ayant pas conduit à leur fusion générale (T, B, G et F), soit primitifs et légèrement altérés (D , P, C et Q). Comme déjà noté, le nombre d'astéroïdes de ces types augmente vers la périphérie de la ceinture principale. Il ne fait aucun doute que tous ont également subi des collisions et des écrasements, mais ce processus n'a probablement pas été assez intense pour affecter sensiblement leurs caractéristiques observées et, par conséquent, la composition chimique-minérale. (Cette question sera également abordée dans la section "Météorites"). Cependant, comme le montre la modélisation numérique des collisions de corps silicatés de la taille d'astéroïdes, de nombreux astéroïdes actuellement existants après collisions mutuelles pourraient se réaccumuler (c'est-à-dire se combiner à partir des fragments restants) et ne sont donc pas des corps monolithiques, mais des "tas de rochers" en mouvement. ". Il existe de nombreuses confirmations d'observation (basées sur des changements de luminosité spécifiques) qu'un certain nombre d'astéroïdes ont de petits satellites associés gravitationnellement, qui sont probablement également apparus lors d'événements d'impact sous forme de fragments de corps en collision. Ce fait, bien qu'il ait provoqué des discussions animées parmi les scientifiques dans le passé, a été confirmé de manière convaincante par l'exemple de l'astéroïde 243 Ida. Avec l'aide de la sonde Galileo, il a été possible d'obtenir des images de cet astéroïde ainsi que de son satellite (plus tard nommé Dactyl), qui sont présentées sur les figures 2 et 3.

9. À propos de ce que nous ne savons pas encore

Il reste beaucoup de choses peu claires et même mystérieuses dans la recherche sur les astéroïdes. Premièrement, ce sont des problèmes communs liés à l'origine et à l'évolution. matière solide dans la ceinture principale et les autres ceintures d'astéroïdes et associés à l'origine de l'ensemble du système solaire. Leur solution est importante non seulement pour des idées correctes sur notre système, mais aussi pour comprendre les causes et les modèles de l'émergence de systèmes planétaires à proximité d'autres étoiles. Grâce aux capacités de la technologie d'observation moderne, il a été possible d'établir qu'un certain nombre d'étoiles voisines ont grandes planètes comme Jupiter. La prochaine étape est la découverte de planètes terrestres plus petites dans ces étoiles et d'autres. Il y a aussi des questions auxquelles on ne peut répondre qu'à la condition d'une étude détaillée des planètes mineures individuelles. Pour l'essentiel, chacun de ces corps est unique, car il a sa propre histoire, parfois spécifique. Par exemple, les astéroïdes membres de certaines familles dynamiques (par exemple, Themis, Flora, Gilda, Eos et autres), qui, comme mentionné, ont une origine commune, peuvent différer sensiblement par leurs caractéristiques optiques, ce qui indique certaines de leurs caractéristiques. D'un autre côté, il est évident qu'une étude détaillée de tous les astéroïdes suffisamment gros uniquement dans la ceinture principale demandera beaucoup de temps et d'efforts. Et pourtant, probablement seulement en collectant et en accumulant des informations détaillées et précises sur chacun des astéroïdes, puis en les généralisant, il est possible d'affiner progressivement la compréhension de la nature de ces corps et des lois fondamentales de leur évolution.

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Les astéroïdes, ou planètes mineures, sont de taille bien inférieure à des corps du système solaire tels que la Terre, Vénus et même Mercure. Cependant, ils ne peuvent qu'être considérés comme des "habitants" à part entière de notre morceau de Galaxie.

Ceinture principale

Les astéroïdes du système solaire sont concentrés dans plusieurs zones. La partie la plus impressionnante d'entre eux se situe entre les orbites de Mars et de Jupiter. Cet amas de petits corps a été nommé le Chef.La masse de tous les objets situés ici est négligeable par rapport aux normes cosmiques : elle ne représente que 4% de la masse lunaire. De plus, les plus gros astéroïdes apportent une contribution décisive à ce paramètre. Leur mouvement et le mouvement de leurs homologues plus petits, ainsi que des paramètres tels que la composition, la forme et l'origine, ont attiré l'attention des astronomes au début du 19ème siècle : Cérès, auparavant considéré comme le plus gros astéroïde, et maintenant classé comme un nain planète, a été découverte le 1er janvier 1801.

Derrière Neptune

La ceinture de Kuiper, le nuage d'Orth et le disque dispersé ont commencé à être considérés et étudiés comme des lieux d'accumulation d'un grand nombre de petits un peu plus tard. Le premier d'entre eux est situé au-delà de l'orbite de Neptune. Il n'a été ouvert qu'en 1992. Selon les chercheurs, la ceinture de Kuiper est beaucoup plus longue et massive qu'une formation similaire entre Mars et Jupiter. Les petits corps situés ici diffèrent des objets de la ceinture principale par leur composition : le méthane, l'ammoniac et l'eau prévalent ici sur les solides. rochers et les métaux caractéristiques des « habitants » de la ceinture d'astéroïdes.

L'existence du nuage Horta n'a pas été prouvée aujourd'hui, mais elle est cohérente avec de nombreuses théories décrivant le système solaire. Vraisemblablement, le nuage d'Orth, qui est une région sphérique, est situé derrière les orbites des planètes, à une distance approximative du Soleil. Des objets spatiaux sont situés ici, constitués d'ammoniac, de méthane et de glace d'eau.

La région du disque dispersé chevauche quelque peu la ceinture de Kuiper. Les scientifiques ne connaissent pas encore son origine. Des objets composés de différents types de glace sont également placés ici.

Comparaison d'une comète avec un astéroïde

Pour une compréhension précise de l'essence du problème, il est nécessaire de séparer deux concepts astronomiques : "comète" et "astéroïde". Jusqu'en 2006, il n'y avait aucune certitude sur les différences entre ces objets. Lors de l'assemblée générale de l'IAU de l'année nommée, des signes spécifiques ont été fixés pour la comète et l'astéroïde, permettant d'attribuer plus ou moins en toute confiance chacun à une certaine catégorie.

Une comète est un objet sur une orbite très allongée. En s'approchant du Soleil à la suite de la sublimation de la glace située près de la surface, la comète forme un coma - un nuage de poussière et de gaz, qui grandit à mesure que la distance entre l'objet et l'étoile diminue et s'accompagne souvent de la formation de une queue".

Les astéroïdes ne forment pas de coma et, en règle générale, ont des orbites moins allongées. Ceux d'entre eux qui se déplacent le long de trajectoires similaires à celles cométaires sont considérés comme les noyaux des comètes dites éteintes (une comète éteinte ou dégénérée est appelée un objet qui a perdu toute matière volatile et ne forme donc pas de coma).

Les plus gros astéroïdes et leur mouvement

Il y a très peu d'objets vraiment gros selon les normes cosmiques dans la ceinture d'astéroïdes principale. La majeure partie de la masse de tous les corps situés entre Jupiter et Mars tombe sur quatre objets - ce sont Cérès, Vesta, Pallas et Hygea. Le premier jusqu'en 2006 était considéré comme le plus gros astéroïde, puis il a reçu le statut de Cérès - un corps presque rond d'un diamètre d'environ 1000 km. Sa masse est d'environ 32 % de la masse totale de tous les objets connus dans la ceinture.

L'objet le plus massif après Cérès est Vesta. En termes de taille, des astéroïdes, seul Pallas le devance (après la reconnaissance de Cérès comme planète naine). Pallada se distingue du reste par l'inclinaison inhabituellement forte de l'axe.

Hygea est le quatrième objet le plus grand et le plus massif de la ceinture principale. Malgré sa taille, il a été découvert bien plus tard que plusieurs petits astéroïdes. Cela est dû au fait que Hygea est un objet très faible.

Tous ces corps tournent autour du Soleil dans le même sens que les planètes et ne traversent pas la Terre.

Caractéristiques de l'orbite

Les plus gros astéroïdes et leur mouvement obéissent aux mêmes lois que les mouvements d'autres corps similaires de la ceinture. Leurs orbites sont constamment influencées par les planètes, en particulier le géant Jupiter.

Tous les astéroïdes tournent sur des orbites faiblement excentriques. Le mouvement des astéroïdes touchés par Jupiter suit des orbites légèrement décalées. Ces déplacements peuvent être décrits comme des fluctuations autour d'une position moyenne. Pour chacune de ces oscillations, l'astéroïde passe jusqu'à plusieurs centaines d'années, de sorte que les données d'observation ne suffisent pas aujourd'hui pour clarifier et vérifier les constructions théoriques. Cependant, en général, l'hypothèse d'un changement d'orbite est généralement acceptée.

Le résultat du déplacement des orbites est une possibilité croissante de collisions. En 2011, des preuves ont été obtenues qui suggèrent que Ceres et Vesta pourraient entrer en collision à l'avenir.

Les plus gros astéroïdes et leur mouvement sont constamment sous la surveillance des scientifiques. Les particularités des changements de leurs orbites et d'autres caractéristiques mettent en lumière certaines lois cosmiques qui, dans le processus d'analyse des données, sont souvent extrapolées à des objets plus gros que les astéroïdes. Parallèlement, le mouvement des astéroïdes est étudié à l'aide d'engins spatiaux, qui deviennent temporairement les satellites de certains objets. L'un d'eux est entré dans l'orbite de Cérès le 6 mars 2015.

À en juger par les films catastrophe, les astéroïdes peuvent être considérés comme les principaux ennemis de l'humanité, avec les virus, les zombies et les politiciens irresponsables. Des dizaines de films racontent les catastrophes qui commencent sur Terre après la collision d'un corps céleste, même relativement petit. Une liste incomplète comprend les tsunamis, les tremblements de terre, le changement climatique et d'autres pas trop utile à l'homme phénomènes.

La probabilité d'une collision de la Terre avec un astéroïde existe, mais, heureusement, elle est extrêmement faible. Pourtant, l'Univers en général et le Système solaire en particulier, il est plus correct de l'imaginer comme un espace vide, dans lequel les grands corps comme les planètes, leurs satellites et les astéroïdes se rencontrent très rarement. Ce fait est indicatif : malgré le fait que des milliers de grands et petits corps célestes aient été découverts dans l'espace entre Mars et Jupiter, les engins spatiaux traversent cette zone non seulement sans dommage, mais aussi sans menace de rencontres avec des astéroïdes.

L'histoire de la découverte des astéroïdes dans la littérature scientifique populaire est généralement présentée en épargnant les scientifiques. Comme, Johann Titius au 18ème siècle a calculé la régularité de l'éloignement des planètes du Soleil, et un peu plus tard son homonyme Bode a calculé qu'il doit y avoir une planète entre Mars et Jupiter. Les astronomes ont commencé à le chercher et l'ont trouvé en 1801. Depuis, tout a commencé...

Dans cette version, tout a l'air naturel et beau, mais il y a un certain nombre de nuances. La formule de Titius s'est avérée être une combinaison empirique bien choisie. Les astronomes cherchaient en effet le premier astéroïde. Le baron Xaver a même créé une police céleste pour cette recherche. Deux douzaines d'astronomes se sont vu attribuer des parties égales du ciel dans lequel les intrigues ont eu lieu.

Mais le futur Cérès n'a été découvert par aucun des "policiers célestes", mais par l'italien Giuseppe Piazza. L'astronome ne cherchait rien de nouveau - il compilait un catalogue d'étoiles, et le soir du Nouvel An en 1801, il est accidentellement tombé sur un point en mouvement rapide. De plus, Piazza a immédiatement perdu sa découverte, ayant à peine le temps de nommer une nouvelle planète, comme il le pensait, Cérès. Aidé de Karl Gauss. À l'aide de calculs mathématiques, il a trouvé un endroit où chercher un réapprovisionnement dans le système solaire, et Cérès a été redécouvert. C'est-à-dire que la découverte de la Piazza est dans une certaine mesure similaire à la découverte de l'Amérique par Colomb - les deux cherchaient la mauvaise chose, mais la signification de ces découvertes n'est en aucun cas diminuée par le hasard.

Plus d'astéroïdes

Depuis 1802, deux processus parallèles se déroulent dans la communauté astronomique. Les astronomes ont découvert de nombreux nouveaux astéroïdes, tout en débattant de leur statut et de leur origine. Ils ont été proposés pour être considérés comme des planètes mineures, ils ont même inventé le terme exact, mais sans consonance, de « zenareids » (« situés entre Jupiter et Mars »). Mais le nom actuellement utilisé l'a emporté. Il était neutre - n'importe quel corps pouvait être appelé un "astéroïde", quelles que soient sa taille relative, son origine, sa composition et son orbite. Et des recherches pratiques ont conduit au fait qu'environ 300 000 astéroïdes ont déjà été découverts dans le système solaire.

Les plus gros astéroïdes

Il est clair que dans le nombre gigantesque d'astéroïdes découverts, l'écrasante majorité sont de petits objets. Tous les honneurs, y compris noms propres, allez vers les gros astéroïdes. Compte tenu de la taille, la liste des plus gros astéroïdes ressemblera à ceci :

10. Euphrosyne

L'astéroïde Euphrosynus, malgré sa proximité avec la Terre et grande taille, même de la plus courte distance, il est difficile de voir de la Terre - à cause de un grand nombre il est très sombre dans sa composition. Un astéroïde d'un diamètre de 256 kilomètres se déplace sur une orbite proche de la verticale du plan de l'écliptique, et effectue une révolution autour du Soleil en 5,6 ans.

Hector a ouvert ses portes en 1907, mais en raison de longue distance de la Terre (il est plus proche de Jupiter) et à faible réflectivité, ils ne pouvaient le voir clairement qu'au 21ème siècle. Il s'est avéré qu'un astéroïde d'une longueur maximale de 370 kilomètres a la forme d'un haricot ou d'un haltère, et seule la gravité peut relier ses deux parties massives.

Il faut près de 12 ans à Hector pour voler autour du Soleil. Dans ce cas, la vitesse de sa propre rotation est proche de la vitesse des autres astéroïdes et est inférieure à 7 heures.

8. Sylvie

À proprement parler, Sylvia n'est pas un seul astéroïde, mais un système avec deux satellites - Romulus et Remus. Et l'astéroïde principal n'est probablement pas un monolithe, mais de petites pierres rassemblées par gravité - la densité moyenne de Sylvia est trop faible.

Le système de Sylvia fait une révolution autour du Soleil en 6,5 ans, et autour de son axe un peu plus longtemps qu'en 5 heures. En orbite, la taille de Sylvia peut changer de 10 %.

7. David

Cet astéroïde a dû être légèrement renommé pour des raisons de tradition. L'Américain qui l'a découvert, Raymond Dugan, a donné à sa découverte le nom de David en l'honneur du professeur David Todd. Mais il y avait une tradition de donner des astéroïdes noms féminins et le titre a été corrigé.

Avec l'aide des plus grands télescopes de l'époque, situés à Hawaï, ils ont non seulement déterminé la taille de David (au moins 231 kilomètres), mais ont également identifié un énorme cratère à la surface. Il est caractéristique qu'au cours du calcul de la masse de David, les résultats aient donné une double dispersion. Une année sur cet astéroïde dure 5,6 ans et une journée dépasse à peine 5 heures.

6. Europe

L'astéroïde Europa est plus léger que ses collègues du groupe des gros astéroïdes. Cela a permis aux astronomes de supposer qu'il est composé de substances poreuses. Et en raison de la faible brillance, on pense qu'il s'agit de composés contenant du carbone.

Un astéroïde d'un diamètre de 302,5 kilomètres tourne sur une orbite allongée. La différence de distance au Soleil varie de 413 à 512 millions de kilomètres. Un jour en Europe dure 5,6 heures et un an - 5,5 terrestres.

Cet astéroïde reste grand mystère... On sait que son diamètre est de 326 kilomètres, qu'il fait une révolution autour du Soleil en 5,4 ans, et qu'une journée dure près de 8 heures. Cependant, en raison de l'éloignement et de la surface très sombre, les astronomes n'ont aucune information sur la composition de l'astéroïde. Même des informations physiques générales ont été obtenues non pas par des observations directes, mais lors de la couverture d'une étoile brillante par Interamnia.

L'astéroïde, nommé d'après la déesse de la santé, a été découvert assez tard - en 1849. Hygea est assez éloigné de la Terre par rapport à d'autres gros astéroïdes, et sa surface réfléchit peu de lumière.

Une année sur Hygea, qui a un diamètre de 407 kilomètres, dure 5,5 années terrestres, mais un jour dure trois heures de plus que les années terrestres.

Pallas se classe troisième en taille parmi les astéroïdes et deuxième en temps de découverte - Heinrich Olbers l'a découvert en 1802. Longtemps elle a terminé deuxième dans les deux catégories, mais après clarification, Pallas est arrivée troisième.

Le diamètre de Pallas est de 512 km. Il tourne sur une orbite inclinée et de forme très ovale, donc une année sur elle dure plus de 4,5 années terrestres.

Se classant deuxième parmi les astéroïdes, Vesta a contourné Pallada de manière assez insignifiante - son diamètre est en moyenne de 525 kilomètres et sa valeur maximale est de 573 kilomètres (Vesta a une forme plutôt irrégulière).

Il existe de nombreux cratères profonds à la surface de l'astéroïde, dont le cratère Reyasylvia, dont le diamètre est comparable au diamètre de Vesta lui-même. Au centre du cratère, une montagne s'élève à 22 kilomètres vers le haut. Les scientifiques ne savent toujours pas comment l'astéroïde a survécu à l'impact d'une force aussi monstrueuse.

Le poids de Vesta montre que son noyau est composé de métaux. Peut-être qu'à l'avenir, l'astéroïde, qui orbite désormais autour du Soleil à raison d'une révolution en 42 mois terrestres, deviendra une source de matières premières pour la métallurgie terrestre.

Le plus gros astéroïde avait officiellement ce statut jusqu'en 2006. La Piazza Ceres découverte par Giuseppe, ayant existé comme astéroïde pendant 200 ans, est devenue une planète mineure. L'Union astronomique internationale a donc décidé. Cependant, avec tout le respect que je dois au vote des astronomes, Cérès n'atteint en aucune façon la planète - son diamètre est de 950 kilomètres, impressionnant en compagnie d'astéroïdes, presque cinq fois plus petit que Mercure, qui est devenu la plus petite planète après la disqualification de Proton.

Contrairement aux petits astéroïdes, Cérès a une forme de boule presque régulière. Environ un tiers de l'astéroïde est de la glace, le reste est constitué de minerais et de carbonates contenant du fer. Une année sur un astéroïde en orbite autour du Soleil entre les orbites de Jupiter et de Mars dure plus de 4,5 années terrestres, et un jour est plus court que celui de la Terre - Cérès fait une révolution autour de son axe en 9 heures.

Les astéroïdes sont des corps célestes qui se sont formés en raison de l'attraction mutuelle de gaz dense et de poussière, en orbite autour de notre Soleil à un stade précoce de sa formation. Certains de ces objets, comme un astéroïde, ont atteint une masse suffisante pour former un noyau en fusion. Au moment où Jupiter atteint sa masse, la plupart de planetozimals (futures protoplanètes) a été divisé et éjecté de la ceinture d'astéroïdes d'origine entre Mars et. À cette époque, une partie des astéroïdes s'est formée en raison de la collision de corps massifs sous l'influence du champ gravitationnel de Jupiter.

Classification de l'orbite

Les astéroïdes sont classés en fonction de caractéristiques telles que les reflets visibles de la lumière solaire et les caractéristiques de leurs orbites.

Selon les caractéristiques des orbites, les astéroïdes sont regroupés en groupes, parmi lesquels on peut distinguer des familles. Un groupe d'astéroïdes est considéré comme un certain nombre de tels corps, dont les caractéristiques des orbites sont similaires, à savoir le demi-axe, l'excentricité et l'inclinaison orbitale. La famille des astéroïdes doit être considérée comme un groupe d'astéroïdes qui non seulement se déplacent sur des orbites rapprochées, mais sont probablement des fragments d'un seul grand corps et se sont formés à la suite de sa scission.

Les plus grandes familles connues peuvent compter plusieurs centaines d'astéroïdes, les plus compactes - à moins de dix. Environ 34 % des corps d'astéroïdes appartiennent à des familles d'astéroïdes.

À la suite de la formation de la plupart des groupes d'astéroïdes du système solaire, leur corps parent a été détruit, mais il existe également de tels groupes dont le corps parent a survécu (par exemple).

Classement du spectre

Classification spectrale basée sur le spectre un rayonnement électromagnétique, qui est le résultat de la réflexion de la lumière du soleil par un astéroïde. L'enregistrement et le traitement de ce spectre permettent d'étudier la composition d'un corps céleste et d'identifier un astéroïde dans l'une des classes suivantes :

• Groupe d'astéroïdes carbonés ou groupe C. Les représentants de ce groupe sont principalement constitués de carbone, ainsi que d'éléments qui faisaient partie du disque protoplanétaire de notre système solaire aux premiers stades de sa formation. L'hydrogène et l'hélium, ainsi que d'autres éléments volatils, sont pratiquement absents des astéroïdes carbonés, mais divers minéraux sont possibles. Un autre poinçonner de tels corps ont un faible albédo - réflectivité, ce qui nécessite l'utilisation d'instruments d'observation plus puissants que dans l'étude des astéroïdes d'autres groupes. Plus de 75 % des astéroïdes du système solaire sont des représentants du groupe C. Les corps les plus célèbres de ce groupe sont Hygea, Pallas et autrefois Cérès.
• Groupe d'astéroïdes de silicium ou groupe S. Les astéroïdes de ce type sont composés principalement de fer, de magnésium et d'autres minéraux rocheux. Pour cette raison, les astéroïdes de silicium sont également appelés astéroïdes rocheux. De tels corps ont un indice d'albédo suffisamment élevé, ce qui permet d'en observer certains (par exemple, Irida) simplement à l'aide de jumelles. Le nombre d'astéroïdes de silicium dans le système solaire est de 17% de le total, et ils sont plus fréquents à une distance allant jusqu'à 3 unités astronomiques du Soleil. Les plus grands représentants du groupe S : Juno, Amphitrite et Herculina.