Asteroid

Asteroid (synonymum běžné do roku 2006 je malá planeta ) je relativně malé nebeské těleso ve sluneční soustavě pohybující se na oběžné dráze kolem Slunce . Asteroidy jsou hmotou a velikostí výrazně nižší než planety , mají nepravidelný tvar a nemají atmosféru , ačkoli mohou mít také satelity . Zařazeno do kategorie malých těles Sluneční soustavy .

Definice

Termín „asteroid“ (ze starořeckého ἀστεροειδής  – „jako hvězda“, z ἀστήρ  – „hvězda“ a εἶδος  – „vzhled, vzhled, kvalita“) vytvořil skladatel Charles Burney [1] a zavedl jej William Herschel dne na základě toho tyto objekty při pohledu dalekohledem vypadaly jako body, jako hvězdy , na rozdíl od planet, které při pohledu dalekohledem vypadají jako disky. Přesná definice pojmu „asteroid“ dosud nebyla stanovena. Do roku 2006 byly asteroidy také nazývány menšími planetami .

Hlavním parametrem, kterým se klasifikace provádí, je velikost těla. Planetky jsou tělesa o průměru větším než 30 m, menší tělesa se nazývají meteoroidy [2] .

V roce 2006 Mezinárodní astronomická unie klasifikovala většinu asteroidů jako malá tělesa sluneční soustavy [3] .

Asteroidy ve sluneční soustavě

Ve sluneční soustavě byly objeveny statisíce asteroidů. Podle Centra pro malé planety bylo k 1. dubnu 2017 objeveno 729 626 malých planet, přičemž během roku 2016 bylo objeveno 47 034 menších těles. [4] K 11. září 2017 bylo v databázi 739 062 objektů , z toho 496 915 mělo přesné dráhy a bylo jim přiděleno oficiální číslo [5] , více než 19 000 z nich mělo oficiálně schválená jména [6] [7 ] . Předpokládá se, že ve sluneční soustavě může být od 1,1 do 1,9 milionu objektů větších než 1 km [8] . Většina v současnosti známých asteroidů je soustředěna v pásu asteroidů , který se nachází mezi drahami Marsu a Jupiteru .

Ceres byl považován za největší asteroid ve sluneční soustavě s rozměry přibližně 975 × 909 km, ale 24. srpna 2006 získal status trpasličí planety . Další dva největší asteroidy (2) Pallas a (4) Vesta mají průměr ~500 km. (4) Vesta je jediným objektem v pásu asteroidů, který lze pozorovat pouhým okem. Asteroidy pohybující se na jiných drahách lze pozorovat i pouhým okem v období průletu blízko Země (viz např. (99942) Apophis ).

Celková hmotnost všech asteroidů v hlavním pásu se odhaduje na 3,0–3,6⋅10 21 kg [9] , což jsou jen asi 4 % hmotnosti Měsíce . Hmotnost Ceres je 9,5⋅1020 kg, což je asi 32 % z celkového počtu, a spolu se třemi největšími asteroidy (4) Vesta (9 %), (2) Pallas (7 %), ( 10) Hygiea ( 3%) - 51%, to znamená, že naprostá většina asteroidů má podle astronomických měřítek zanedbatelnou hmotnost.

Průzkum asteroidů

Studium asteroidů začalo po objevu planety Uran v roce 1781 Williamem Herschelem . Jeho průměrná heliocentrická vzdálenost se ukázala být v souladu s pravidlem Titius-Bode .

Na konci 18. století zorganizoval Franz Xaver skupinu 24 astronomů. Od roku 1789 tato skupina hledala planetu, která se podle Titius-Bodeova pravidla měla nacházet ve vzdálenosti asi 2,8 astronomických jednotek od Slunce  – mezi drahami Marsu a Jupiteru. Úkolem bylo popsat souřadnice všech hvězd v oblasti souhvězdí zvěrokruhu v určitém okamžiku. V následujících nocích byly souřadnice kontrolovány a objekty, které se pohybovaly na větší vzdálenost, byly zvýrazněny. Odhadované vysídlení hledané planety muselo být asi 30 obloukových sekund za hodinu, což mělo být snadno patrné.

Je ironií, že první asteroid, Ceres , objevil Ital Giuseppe Piazzi , který se na tomto projektu náhodou nepodílel, v roce 1801 , úplně první noc století. Tři další - (2) Pallas , (3) Juno a (4) Vesta byly objeveny v příštích několika letech - poslední, Vesta, v roce 1807 . Po dalších 8 letech bezvýsledného hledání se většina astronomů rozhodla, že už tam nic není, a přestala bádat.

Karl Ludwig Henke však trval na svém a v roce 1830 obnovil hledání nových asteroidů. O patnáct let později objevil Astrea , první nový asteroid po 38 letech. O necelé dva roky později objevil také Hebe . Poté se do pátrání zapojili další astronomové a poté byl objeven alespoň jeden nový asteroid ročně (s výjimkou roku 1945 ).

V roce 1891 Max Wolf jako první použil k hledání asteroidů metodu astrofotografie , při níž asteroidy zanechávaly na fotografiích krátké světelné čáry s dlouhou dobou expozice. Tato metoda výrazně urychlila objevování nových asteroidů ve srovnání s dříve používanými metodami vizuálního pozorování: Max Wolf sám objevil 248 asteroidů, počínaje (323) Bruciem , zatímco před ním bylo objeveno o něco více než 300. Nyní , o století později , 385 tisíc asteroidů má oficiální číslo a 18 tisíc z nich je také jméno.

V roce 2010 dva nezávislé týmy astronomů ze Spojených států , Španělska a Brazílie oznámily, že současně objevily vodní led na povrchu jednoho z největších asteroidů hlavního pásu, Themis . Tento objev nám umožňuje pochopit původ vody na Zemi. Na počátku své existence byla Země příliš horká na to, aby pojala dostatek vody. Tato látka měla dorazit později. Předpokládalo se, že komety mohou přinést vodu na Zemi , ale izotopové složení pozemské vody a vody v kometách neodpovídá. Dá se tedy předpokládat, že voda byla na Zemi přivedena při její srážce s asteroidy. Výzkumníci také našli komplexní uhlovodíky na Themis , včetně molekul, které jsou prekurzory života [10] . Japonský infračervený satelit Akari , který provedl spektroskopické studie 66 asteroidů, potvrdil, že 17 z 22 asteroidů třídy C obsahuje stopy vody v různém poměru ve formě hydratovaných minerálů a některé obsahují vodní led a čpavek. Stopy vody byly také nalezeny na izolovaných silikátových asteroidech třídy S, které byly považovány za zcela bezvodé. Voda na asteroidech třídy S je s největší pravděpodobností exogenního původu. Pravděpodobně ji získali při srážkách s hydratovanými asteroidy. Ukázalo se také, že vlivem slunečního větru, srážek s jinými nebeskými tělesy nebo zbytkového tepla asteroidy postupně ztrácejí vodu [11] [12] .

8. září 2016 byla vypuštěna americká meziplanetární stanice OSIRIS-REx , která je navržena k doručení vzorků půdy z asteroidu (101955) do Bennu (dolet k asteroidu a sběr půdy je naplánován na rok 2019 a návrat na Zemi je naplánován na rok 2023) .

Určení tvaru a velikosti asteroidu

První pokusy o měření průměrů planetek metodou přímého měření viditelných disků pomocí závitového mikrometru provedli William Herschel v roce 1802 a Johann Schroeter v roce 1805. Po nich v 19. století naměřili nejjasnější další astronomové asteroidy podobným způsobem . Hlavní nevýhodou této metody byly značné nesrovnalosti ve výsledcích (např. minimální a maximální velikosti Ceres získané různými vědci se lišily desetkrát).

Mezi moderní metody určování velikosti asteroidů patří metody polarimetrie , radar , speckle interferometrie , tranzitní a termální radiometrie [13] .

Jednou z nejjednodušších a nejkvalitnějších je tranzitní metoda. Při pohybu asteroidu vzhledem k Zemi někdy přechází na pozadí vzdálené hvězdy, tento jev se nazývá asteroidní zákryt hvězd . Měřením doby trvání poklesu jasnosti dané hvězdy a znalostí vzdálenosti k asteroidu lze přesně určit jeho velikost. Tato metoda umožňuje přesně určit velikost velkých asteroidů, jako je Pallas [14] .

Polarimetrická metoda má určit velikost na základě jasnosti asteroidu. Čím větší je asteroid, tím více slunečního světla odráží. Jasnost asteroidu však silně závisí na albedu povrchu asteroidu, které je zase určeno složením hornin, které tvoří. Například asteroid Vesta díky vysokému albedu svého povrchu odráží 4x více světla než Ceres a je nejviditelnějším asteroidem na obloze, který lze někdy pozorovat pouhým okem.

Samotné albedo lze ale také určit celkem snadno. Faktem je, že čím nižší je jasnost asteroidu, to znamená, že čím méně odráží sluneční záření ve viditelné oblasti, tím více jej pohlcuje a zahřátím jej pak vyzařuje ve formě tepla v infračervené oblasti.

Metodu polarimetrie lze také použít k určení tvaru asteroidu registrací změn jeho jasnosti během rotace, stejně jako k určení periody této rotace a také k identifikaci velkých struktur na povrchu [14] . Výsledky získané infračervenými dalekohledy se navíc používají k určení velikosti pomocí tepelné radiometrie [13] .

Klasifikace asteroidů

Obecná klasifikace asteroidů je založena na charakteristikách jejich drah a popisu viditelného spektra slunečního světla odraženého od jejich povrchu.

Orbit skupiny a rodiny

Asteroidy jsou kombinovány do skupin a rodin na základě charakteristik jejich drah. Obvykle je skupina pojmenována po prvním asteroidu, který byl objeven na dané oběžné dráze. Skupiny jsou relativně volné formace, zatímco rodiny jsou hustší, vzniklé v minulosti při ničení velkých asteroidů při srážkách s jinými objekty.

Skupina blízkozemních asteroidů rodiny Atira zahrnuje malá tělesa, jejichž oběžné dráhy jsou zcela uvnitř oběžné dráhy Země (jejich vzdálenost od Slunce v aféliu je menší než perihélium oběžné dráhy Země). Období rotace planetky 2021 PH27 kolem Slunce je 113 dní – je to nejkratší známá perioda rotace planetek a druhá ze všech objektů ve sluneční soustavě po Merkuru [15] .

Spektrální třídy

V roce 1975 Clark R. Chapman , David Morrison Benjamin Zellner vyvinuli klasifikační systém pro asteroidy založený na barvě , albedu a charakteristikách spektra odraženého slunečního světla . [16] Zpočátku tato klasifikace definovala pouze tři typy asteroidů [17] :

Tento seznam byl později rozšířen a počet typů stále roste, protože jsou podrobněji studovány další asteroidy:

Je třeba si uvědomit, že počet známých asteroidů přiřazených k jakémukoli typu nemusí nutně odpovídat skutečnosti. Některé typy je poměrně obtížné určit a typ určitého asteroidu lze pečlivějším výzkumem změnit.

Problémy spektrální klasifikace

Zpočátku byla spektrální klasifikace založena na třech typech materiálu, který tvoří asteroidy:

Existují však pochybnosti, že taková klasifikace jednoznačně určuje složení asteroidu. Zatímco různá spektrální třída asteroidů naznačuje jejich odlišné složení, neexistuje žádný důkaz, že by asteroidy stejného spektrálního typu byly vyrobeny ze stejných materiálů. V důsledku toho vědci nový systém nepřijali a zavádění spektrální klasifikace se zastavilo.

Distribuce velikosti

Počet asteroidů znatelně klesá s jejich velikostí. Ačkoli se to obecně řídí mocninným právem , existují vrcholy na 5 km a 100 km, kde je více asteroidů, než by se dalo očekávat podle logaritmického rozdělení [18] .

Přibližný počet asteroidů N s průměrem větším než D
D 100 m 300 m 500 m 1 km 3 km 5 km 10 km 30 km 50 km 100 km 200 km 300 km 500 km 900 km
N 25 000 000 4 000 000 2 000 000 750 000 200 000 90 000 10 000 1100 600 200 třicet 5 3 jeden

Pojmenování asteroidů

Zpočátku dostávaly asteroidy jména hrdinů římské a řecké mytologie , později dostali objevitelé právo je nazývat, jak chtějí - například vlastním jménem. Zpočátku dostávaly asteroidy převážně ženská jména, mužská jména dostávaly pouze planetky s neobvyklými drahami (například Ikaros , přibližující se ke Slunci blíže než Merkur ). Později se toto pravidlo již nedodržovalo.

V současné době jsou jména planetek přidělována Výborem pro názvosloví malých planet [19] . Ne každý asteroid může dostat jméno, ale jen ten, jehož dráha je dostatečně spolehlivě vypočítána. Byly případy, kdy asteroid dostal jméno desítky let po svém objevu. Dokud nebude vypočítána orbita, dostane asteroid dočasné označení odrážející datum jeho objevu, například 1950 DA . Čísla označují rok, první písmeno je číslo srpku v roce, ve kterém byla planetka objevena (ve výše uvedeném příkladu se jedná o druhou polovinu února). Druhé písmeno označuje sériové číslo asteroidu v uvedeném srpku, v našem příkladu byl asteroid objeven jako první. Protože existuje 24 srpků a 26 anglických písmen, dvě písmena se v označení nepoužívají: I (kvůli podobnosti s jednotkou) a Z. Pokud počet planetek objevených během srpku překročí 24, vrátí se opět do začátek abecedy, přiřazení druhého písmene index 2, další návrat - 3 atd. Když se dráha asteroidu bezpečně ustálí, asteroid obdrží trvalé číslo a objevitel má právo navrhnout jméno asteroidu ke zvážení Výbor pro nomenklaturu malých planet na deset let. Jméno asteroidu schválené výborem je zveřejněno v Minor Planet Circular spolu s popisem názvu a po takovém zveřejnění se stává oficiálním názvem asteroidu [19] .

Po obdržení jména se oficiální pojmenování asteroidu skládá z čísla (sériové číslo) a názvu - (1) Ceres , (8) Flora atd.

Vznik asteroidů

Předpokládá se, že planetesimály v pásu asteroidů se vyvíjely stejným způsobem jako v jiných oblastech sluneční mlhoviny, dokud Jupiter nedosáhl své současné hmotnosti, načež bylo v důsledku orbitálních rezonancí s Jupiterem více než 99 % planetesimál vyvrženo z pás. Modelování a skoky v distribucích rychlostí rotace a spektrálních vlastnostech ukazují, že asteroidy větší než 120 km v průměru vznikly akrecí během této rané epochy, zatímco menší tělesa jsou úlomky ze srážek mezi asteroidy během nebo po rozptýlení prapůvodního pásu gravitací Jupitera [ 20] . Ceres a Vesta se staly dostatečně velkými pro gravitační diferenciaci, při níž se těžké kovy ponořily do jádra a kůra se vytvořila z lehčích hornin [21] .

V modelu Nice se mnoho objektů Kuiperova pásu vytvořilo ve vnějším pásu asteroidů, vzdáleném více než 2,6 AU . Většina byla později vyvržena gravitací Jupitera, ale ty, které zůstaly, mohou být asteroidy třídy D , možná včetně Ceres [22] .

Nebezpečí asteroidů

Navzdory tomu, že Země je mnohem větší než všechny známé asteroidy, srážka s tělesem větším než 3 km může vést ke zničení civilizace. Srážka s menším tělesem (ale více než 50 metrů v průměru) může vést k četným obětem a obrovským ekonomickým škodám.

Čím větší a těžší je asteroid, tím nebezpečnější je, nicméně v tomto případě je mnohem snazší jej odhalit. Nejnebezpečnější je v tuto chvíli asteroid Apophis , o průměru asi 300 m, při srážce, se kterou může být zničena celá země.

Odhady následků padajících asteroidů [23]
Průměr
objektu , m		 Energie dopadu,
Mt TNT 		Průměr kráteru
, km 		Efekty a srovnatelné události
— 0,015 — výbuch atomové bomby nad Hirošimou
třicet 2 — ohnivá koule, rázová vlna, malá destrukce
padesáti deset ≤1 exploze podobná Tunguzské události , malý kráter
100 80 2 výbuch vodíkové bomby 50 Mt (SSSR, 1962)
200 600 čtyři ničení v měřítku celých států
500 10 000 deset celokontinentální ničení
1000 80 000 dvacet miliony a miliardy obětí
5000 10 000 000 100 miliardy obětí, globální změna klimatu
≥10 000 ≥80 000 000 ≥200 úpadek lidské civilizace

1. června 2013 se asteroid 1998 QE2 nejvíce přiblížil k Zemi za posledních 200 let. Vzdálenost byla 5,8 milionu kilometrů, což je 15krát dále než Měsíc [24] .

Od roku 2016 funguje v Rusku dalekohled AZT-33VM, který odhaluje nebezpečná nebeská tělesa. Ten je schopen identifikovat nebezpečný asteroid měřící 50 metrů na vzdálenost až 150 milionů kilometrů za 30 sekund. Díky tomu je možné si předem (alespoň měsíc předem) všimnout potenciálně nebezpečných těles pro planetu, podobně jako tunguzský meteorit [25] .

Prvních 30 asteroidů

  1. Ceres (nyní má status trpasličí planety )
  2. Pallas
  3. Juno
  4. Vesta
  5. astrea
  6. On být
  7. Irida
  8. Flóra
  9. Metis
  10. Hygiea
  11. Parthenope
  12. Viktorie
  13. Egeria
  14. Irena
  15. Eunomia
  16. Psychika
  17. Thetis
  18. Melpomene
  19. Štěstí
  20. Massalia
  21. Lutetia
  22. calliope
  23. Pás
  24. Themis
  25. Phocaea
  26. Proserpina
  27. Euterpe
  28. Bellona
  29. Amfitrit
  30. Urania

Symboly

Prvních 37 asteroidů má astronomické symboly . Jsou uvedeny v tabulce.

Asteroid Symboly
(1) Ceres ⚳
(2) Pallas ⚴
(3) Juno ⚵
(4) Vesta ⚶
(5) Astrea
(6) Hebe
(7) Irida
(8) Flora
(9) Metis
(10) Hygiena
(11) Parthenope
(12) Viktorie
(13) Egeria
(14) Irena
(15) Eunomia
(16) Psychika
(17) Thetis
(18) Melpomene
(19) Štěstí
(26) Proserpin
(28) Bellona
(29) Amfitrit
(35) Levkofeya
(37) Fidesz

Viz také

Poznámky

  1. ↑ Pravý původ termínu "asteroid" je stanoven - Vesti.Nauka . https://nauka.vesti.ru.+ Načteno 17. listopadu 2019. Archivováno 17. listopadu 2019.
  2. ↑ Shustova B. M., Rykhlova L. V. Obr. 1.1 // Nebezpečí asteroid-kometa: včera, dnes, zítra / Ed. Shustova B. M., Rychlovy L. V. - M . : Fizmatlit, 2010. - 384 s. — ISBN 978-5-9221-1241-3 .
  3. ↑ Tisková zpráva - IAU0603: Valné shromáždění IAU 2006: Výsledek  hlasování o rezoluci IAU . — Tisková zpráva IAU 24. srpna 2006. Získáno 5. ledna 2018. Archivováno z originálu 13. září 2008.
  4. ↑ Středisko malých planet IAU . www.minorplanetcenter.net Získáno 1. dubna 2017. Archivováno z originálu dne 5. března 2019.
  5. ↑ Kolik  těles sluneční soustavy . Staženo 5. 1. 2018. Archivováno z originálu 3. 7. 2017.
  6. ↑ Statistika archivu MPC . Datum přístupu: 11. ledna 2013. Archivováno z originálu 24. ledna 2012.
  7. ↑ Názvy vedlejších planet . Datum přístupu: 11. ledna 2013. Archivováno z originálu 4. července 2012.
  8. ↑ Nová studie odhalila dvakrát tolik asteroidů, než se dříve předpokládalo . Datum přístupu: 28. března 2006. Archivováno z originálu 4. července 2012.
  9. ↑ Krasinský, G.A.; Pitjeva, E. V.; Vasiljev, M. V.; Yagudina, E.I. Hidden Mass in the Asteroid Belt  (anglicky)  // Icarus . - Elsevier , 2002. - Červenec ( roč. 158 , č. 1 ). - str. 98-105 . - doi : 10.1006/icar.2002.6837 .
  10. ↑ Poprvé nalezen vodní led na asteroidu (nepřístupný odkaz) . Získáno 4. března 2013. Archivováno z originálu 20. srpna 2013. 
  11. ↑ Fumihiko Usui a kol. AKARI/IRC blízký infračervený spektroskopický průzkum asteroidů: AcuA-spec Archived 23. prosince 2018 na Wayback Machine , 17. prosince 2018
  12. ↑ Vesmírný dalekohled detekuje vodu v řadě asteroidů Archivováno 23. prosince 2018 na Wayback Machine , 18. prosince 2018
  13. ↑ 1 2 Tedesco, E. (14.–18. června 1993). "Asteroid Albedos a průměry" . Proceedings of the 160th International Astronomical Union . Belgirate, Itálie: Kluwer Academic Publishers. str. 55-57 . Získáno 8. 8. 2011 . Zkontrolujte datum na |date=( nápověda v angličtině ) Archivováno 16. září 2014 na Wayback Machine
  14. ↑ 1 2 Lang, Kenneth R. The Cambridge Guide to the Solar System  . - 2003. - S. 390-391. — ISBN 978-0521813068 .
  15. ↑ Nejrychleji obíhající asteroid Sluneční soustavy objeven . Získáno 30. srpna 2021. Archivováno z originálu dne 28. srpna 2021.
  16. ↑ Chapman, ČR, Morrison, D., & Zellner, B. Povrchové vlastnosti asteroidů: Syntéza polarimetrie, radiometrie a spektrofotometrie  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 1975. - Sv. 25 . - str. 104-130 .
  17. ↑ McSween Jr., Harry Y. Meteority a jejich mateřské planety.
  18. ↑ Davis 2002, "Asteroids III", citováno Željkem Ivezićem Archivováno 20. července 2011.
  19. ↑ 12 Pojmenování astronomických objektů . MAC . Získáno 28. června 2019. Archivováno z originálu dne 4. listopadu 2013.
  20. ↑ Bottke, Durda; Nesvorný, Jedičke; Morbidelli, Vokrouhlický; Levison. Distribuce zkamenělých velikostí hlavního pásu asteroidů  (anglicky)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2005. — Sv. 175 . — S. 111 . - doi : 10.1016/j.icarus.2004.10.026 . - .
  21. ↑ Kerrod, Robin. Asteroidy, komety a meteory . - Lerner Publications Co., 2000. - ISBN 0585317631 .
  22. ↑ William B. McKinnon, 2008, „O možnosti vstřikování velkých KBO do vnějšího pásu asteroidů“. Archivováno z originálu 5. října 2011. Americká astronomická společnost, zasedání DPS #40, #38.03
  23. ↑ I. V. Lomakin, M. B. Martynov, V. G. Pol, A. V. Simonov. K otázce realizace programu pro studium malých těles Sluneční soustavy  // NPO pojmenované po S. A. Lavočkinovi  : časopis. - 2013. - č. 4 (20) . - S. 12 . — ISSN 2075-6941 . Archivováno z originálu 1. ledna 2017.
  24. ↑ V noci na 1. června proletí poblíž nad Zemí velký asteroid . runews24.ru (31. května 2013). Datum přístupu: 12. prosince 2016. Archivováno z originálu 21. prosince 2016.
  25. ↑ Ivan Cheberko. V Rusku byl vypuštěn první dalekohled pro detekci nebezpečných asteroidů . Izvestija (15. června 2016). Datum přístupu: 12. prosince 2016. Archivováno z originálu 4. ledna 2017.

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
V bibliografických katalozích
 Spektrální třídy asteroidů
Uhlík Asteroid (243) Ida
Křemík
žehlička
jiný