Klasifikace planetek

Klasifikace planetek - skupiny a třídy různých malých těles sluneční soustavy , která se v nich kombinují na základě orbitálních (stupeň vzdálenosti od Slunce , relativní poloha s planetami) a fyzikálních parametrů. Tyto skupiny jsou zpravidla pojmenovány podle svého prvního objeveného nebo největšího zástupce (což je často stejné těleso) nebo na základě umístění oběžných drah zástupců skupiny.

Vulkanoidy

Vulkanoidy  jsou skupinou hypotetických asteroidů , které mohou mít oběžnou dráhu v dynamicky stabilní zóně mezi 0,08 a 0,21 AU, to znamená, že se pohybují v těsné blízkosti Slunce uvnitř oběžné dráhy Merkuru . Vzhledem k jejich blízkosti ke Slunci je pozorování a detekce asteroidů této třídy spojeno s vážnými obtížemi: ​​protože vulkanoidy se nikdy nevzdalují od Slunce na významnou úhlovou vzdálenost, jsou jednoduše ztraceny v jeho paprscích, což ztěžuje jejich detekci zemského povrchu prakticky nemožné. Právě tato okolnost může vysvětlit skutečnost, že dosud nebyl nalezen jediný takový asteroid [1] [2] . Protože dosud nebyl objeven žádný vulkanoid, není tato skupina asteroidů v současné době rozlišována jako součást oficiální klasifikace planetek.

Blízkozemní asteroidy

Blízkozemské  asteroidy jsou asteroidy, jejichž oběžné dráhy procházejí blízko nebo křižují dráhu Země. Hlavním klasifikovaným parametrem pro blízkozemní asteroidy je vzdálenost od Slunce v perihéliu (q), která je pro takové asteroidy menší než 1,3 AU. Takovým asteroidům se někdy říká také blízkozemní asteroidy [3] , protože jejich dráhy se nacházejí v relativní blízkosti zemské dráhy. Celkem byly rozlišeny 4 skupiny blízkozemních asteroidů v závislosti na umístění drah vzhledem k dráze Země: Atyrs , Atons , Apollos a Cupids . Podle ustálené tradice byly všechny skupiny blízkozemních asteroidů pojmenovány po svém prvním objeveném zástupci, s výjimkou Amurů , jejichž prvním otevřeným zástupcem je planetka (433) Eros . Podle klasifikace středu planetek jsou planetky skupiny Atira považovány za podskupinu planetek skupiny Aten s aféliemi uvnitř oběžné dráhy Země [4] . Nejznámější planetkou této třídy je planetka (99942) Apophis [5] .

• Atira  - oběžné dráhy leží zcela uvnitř oběžné dráhy Země (vzdálenost ke Slunci v aféliu (Q) je menší než vzdálenost perihelia Země, ). Tato skupina zahrnuje všechny asteroidy, jejichž oběžné dráhy leží uvnitř Země, zejména asteroidy pohybující se na drahách poblíž Merkuru a Venuše . Jedním z nejznámějších asteroidů této třídy je asteroid (163693) Atira .
• Atony  - protínají oběžnou dráhu Země zevnitř (vzdálenost ke Slunci v aféliu je větší než vzdálenost perihelia Země , ale hlavní poloosa (a) je ještě menší než zemská ). Dráhy těchto asteroidů z velké části stále leží uvnitř oběžné dráhy Země, ale již se s ní začínají protínat v blízkosti jejich aphelia. Jedním z nejznámějších asteroidů této třídy je asteroid (2062) Aten .
• Apollo  - protíná zemskou oběžnou dráhu zvenčí (vzdálenost ke Slunci v perihéliu je menší než aféliová vzdálenost Země , ale hlavní poloosa je již větší než zemská ). Dráhy těchto asteroidů již z větší části leží mimo oběžnou dráhu Země, nyní se s ní ale začínají protínat v blízkosti svého perihelia. Jedním z nejznámějších asteroidů této třídy je asteroid (1862) Apollo [6] , také asteroidy této třídy (162173) Ryugu a (101955) Bennu byly studovány pomocí AMS .
• Amorové  - oběžné dráhy leží zcela mimo oběžnou dráhu Země (jejich perihélium je větší než afélium Země, ale menší než 1,3 AU, ). Do této skupiny patří také asteroidy pohybující se v blízkosti Marsu , které mají velkou excentricitu. Tyto asteroidy neprotínají oběžnou dráhu Země, ale díky gravitačním poruchám od planet se mohou dostat do skupiny Apollo. Jedním z nejznámějších asteroidů této třídy je planetka (1221) Amur . Patří sem také asteroid (433) Eros , který je jediným blízkozemním asteroidem této třídy prozkoumaným AMS .

Mezi blízkozemními asteroidy se samostatně rozlišují asteroidy přibližující se k Zemi na vzdálenost menší než 0,05 AU. Předpokládá se, že takové asteroidy jsou potenciálně nebezpečné, protože nesou hrozbu srážky s naší planetou.

• Kvazi- satelit  je samostatná skupina malých planet, která přímo nesouvisí s blízkozemními asteroidy, ale pokud jde o typ oběžných drah, je velmi podobná čtyřem výše uvedeným skupinám. V závislosti na jejich vzdálenosti od Slunce v perihéliu jsou to buď atony nebo apolly. Hodnoty hlavních poloos jejich drah se shodují s hodnotou hlavní poloosy planety (ne nutně Země), to znamená, že jsou s ní v orbitální rezonanci 1:1 , což zajišťuje rovnost oběžných dob planety a satelitů a umožňuje jim zůstat blízko sebe po mnoho oběžných cyklů [7] . Jejich oběžné dráhy přitom mohou mít jak velmi vysokou excentricitu [8] , tak i dosti nízkou, srovnatelnou s excentricitou Země [9] .

Asteroidy, které křižují oběžnou dráhu Marsu

Asteroidy křižující oběžnou dráhu Marsu  jsou malou třídou asteroidů, jejichž oběžné dráhy leží ve střední oblasti mezi blízkozemními asteroidy a hlavním pásem (jejich perihélium je větší než 1,3 AU, ale menší než afélium Marsu a polo- hlavní osa ). Tyto asteroidy křižují oběžnou dráhu Marsu a mají vysokou pravděpodobnost pádu do zóny jeho gravitace, což může vytvořit buď hrozbu srážky asteroidu s povrchem Marsu, jak tomu bylo od roku 2007 WD 5 , nebo přechod asteroid na delší dráhu. Obě možnosti jsou velmi zajímavé pro astronomy. Ale druhá možnost, mimo jiné, může nakonec vést také k přechodu asteroidu na blízkozemskou dráhu, což názorně ilustruje mezistupeň jednoho z možných způsobů migrace malých těles z hlavního pásu do blízkého okolí. -Zemská oblast [10] . Jedním z nejznámějších asteroidů této třídy je asteroid (9969) Braillovo písmo .

Hlavní pás asteroidů

Pás asteroidů  je oblast vesmíru ve sluneční soustavě nacházející se mezi drahami Marsu a Jupiteru a je místem akumulace většiny v současnosti známých asteroidů.

• Kirkwoodovy štěrbiny  jsou oblasti v pásu asteroidů, které jsou díky rezonančnímu působení Jupiteru prakticky bez asteroidů. Faktem je, že při každém přiblížení asteroidu k Jupiteru zažívá asteroid určitý gravitační účinek obří planety . A pokud mluvíme o orbitální rezonanci , pak k takovým setkáním dochází pravidelně. V důsledku toho se gravitační vlivy vyskytují s přísnou periodicitou a pokaždé se navzájem posilují, jako by rozkývaly asteroid na jeho oběžné dráze, což nakonec vede k přechodu asteroidu na novou, často velmi protáhlou dráhu. Navíc nemluvíme o existenci nějakých prázdných oblastí v hlavním pásu, ve kterých nejsou žádné asteroidy, ale pouze o některých hodnotách hlavních poloos (průměrné vzdálenosti asteroidů od Slunce), které jsou mezi asteroidy téměř nikdy nenalezen. Takové oblasti jsou označeny poměrem oběžných dob asteroidu a Jupiteru a nazývají se Kirkwoodovy sloty . Takových mezer, tedy rezonancí, je poměrně hodně, ale největší jsou rezonance 3:1 a 5:2, jsou to podmíněné hranice, které rozdělují pás asteroidů na tři části, které se poněkud liší složením a strukturou:
  • Vnitřní  - mezi rezonancemi 4:1 a 3:1 (mezi 2,06 a 2,5 AU), sklon není větší než 18 °. Největším zástupcem je planetka (4) Vesta . Vnitřní část hlavního pásu lze zase rozdělit na dvě další zóny:
    • Ia - mezi 4:1 a 10:3 rezonance (mezi 2,06 a 2,33 AU)
    • Ib - mezi 10:3 a 3:1 rezonance (mezi 2,33 a 2,5 AU)
  • Střední  je mezi rezonancemi 3:1 a 5:2 (mezi 2,5 a 2,82 AU), sklon není větší než 33°. Největším zástupcem je trpasličí planeta Ceres . Střední část hlavního pásu lze zase rozdělit na dvě další zóny:
    • IIa - mezi 3:1 a 8:3 rezonance (mezi 2,5 a 2,706 AU)
    • IIb - mezi 8:3 a 5:2 rezonance (mezi 2,706 a 2,82 AU)
  • Vnější  - mezi rezonancemi 5:2 a 2:1 (mezi 2,82 a 3,27 AU), sklon ne větší než 30°, excentricita ne větší než 0,35. Největším zástupcem je planetka (10) Hygiea . Vnější část hlavního pásu lze zase rozdělit na dvě další zóny:
    • IIIa - mezi 5:2 a 9:4 rezonance (mezi 2,82 a 3,03 AU)
    • IIIb - mezi rezonancemi 9:4 a 2:1 (mezi 3,03 a 3,27 AU)
• Rodiny asteroidů  jsou skupiny asteroidů, které mají zhruba podobné orbitální vlastnosti, jako je hlavní poloosa, sklon oběžné dráhy a excentricita. Některé z nich, jejichž vlastní prvky drah jsou stejné, jsou přitom nejspíš úlomky větších asteroidů, které se v minulosti zhroutily v důsledku kolizí. Asteroidy rodin nejsou seskupeny v určitém bodě, ale jsou rozmístěny po celém objemu hlavního pásu a jsou určeny orbitálními parametry jejich zástupců. Navíc některé i velmi početné rodiny se nacházejí nejen uvnitř hlavního pásu, ale také na jeho hranicích ( maďarská rodina , rodina Hilda ).
• Spektrální třídy asteroidů  jsou souborem skupin planetek, z nichž každá je charakterizována speciálními parametry spektra , barvy a albeda a následně i chemického složení povrchu. Nejčastěji se používají dvě varianty této klasifikace: Tholena a SMASS . Klasifikace sestavená v rámci projektu SMASS je ve skutečnosti zpřesněnou a rozšířenou klasifikací amerického astronoma Davida Tolena a hlavní spektrální třídy se v nich shodují.
• Komety hlavního pásu  jsou speciální třídou objektů, které jsou součástí hlavního pásu asteroidů spolu s ostatními planetkami a pohybují se po téměř kruhových drahách [11] . Ale na rozdíl od asteroidů mohou v určitých částech svých drah (nejblíže Slunci) vykazovat kometární aktivitu díky ledu a zmrzlým plynům, které se uchovaly mělce pod povrchem těchto těles [12] . Je možné, že do této třídy dříve patřilo také mnoho asteroidů, ale po vyčerpání všech zásob těkavých látek se z nich staly degenerované komety ( (14827) Hypnos ) [13] .

Trojské asteroidy

Trojské asteroidy  jsou skupiny asteroidů, které se pohybují v blízkosti jednoho ze dvou Lagrangeových bodů L4 nebo L5 soustavy planet Slunce. Tyto asteroidy jsou v rezonanci 1:1 s planetou a jsou přibližně 60° před (L4) nebo za (L5) planety. První takové asteroidy byly pojmenovány (588) Achilles a (617) Patroclus . Následně se vyvinula tradice pojmenovávat asteroidy v Lagrangeových bodech na počest hrdinů Trojské války a takové asteroidy byly nazývány „Trojany“. Většina trojských asteroidů byla nalezena kolem Jupiteru , kvůli velikosti planety a její blízkosti k pásu asteroidů , což je jeden z největších zdrojů malých těles ve sluneční soustavě. Druhým největším počtem trojských asteroidů je Neptun , ve kterém bylo objeveno pouze osm takových těles, další čtyři byly nalezeny u Marsu a naposledy byl objeven první (a zatím jediný) trojský asteroid poblíž Země .

Na planetárním základě se tedy rozlišují následující:

• Trojské asteroidy Země
• Trojské asteroidy Marsu
• Trojské asteroidy Jupiteru

• Trojské asteroidy Neptun

Kentauři

Kentauři  jsou třídou malých těles, jejichž oběžné dráhy se nacházejí mezi drahami Jupitera a Neptunu ( [14] ). Prvním objeveným kentaurem je (944) Hidalgo (1920), i když samotná třída byla vyčleněna až v roce 1977 s objevem (2060) Chirona . Kentauři se nacházejí v dynamicky nestabilní zóně, protože v procesu svého orbitálního pohybu periodicky spadají pod vliv silné gravitace obřích planet , což způsobuje poruchy na jejich drahách . Modelování prokázalo, že doba pobytu malých těles na drahách kentaurů je v průměru několik milionů let [15] . Předpokládá se, že předky kentaurů jsou transneptunické objekty , které kdysi spadly pod vlivem gravitace obřích planet a v důsledku toho byly vytaženy na oběžné dráhy blíže ke Slunci. Složení těchto těles je považováno za směs ledu, zmrzlých plynů a prachu. K listopadu 2012 bylo objeveno několik stovek takových těles a celkový počet kentaurů větších než 1 km se odhaduje na několik desítek tisíc [15] .

Damokloidy

Damokloidy  jsou malá skupina asteroidů pohybujících se po trajektoriích podobných kometám. Tato tělesa se vyznačují vysoce excentrickými ( ) silně nakloněnými drahami, podobnými jako u komet, ale nevykazují kometární aktivitu [16] . Damokloidy mají širokou škálu polohlavních os a mohou se pohybovat jak v blízkosti Slunce ( 2009 RS 82 a=2,528 ae), tak se od něj vzdálit na velké vzdálenosti ( 2005 VX 3 a=837,3 ae). Jakýkoli objekt s Tisserandovým kritériem je považován za damocloid . Podle předpokladů některých astronomů nemusí být damokloidy ničím jiným než neaktivními jádry Halleyovy komety nebo komet jí podobných [17] . Stále však neexistuje jednota ohledně povahy původu těchto těles, stejně jako přesných hranic jejich distribuce mezi astronomy. Z tohoto důvodu nejsou v současné době damokloidy rozlišovány jako součást oficiální klasifikace planetek. K únoru 2011 bylo 41 zástupců této skupiny. Nejznámějším zástupcem této třídy je asteroid (5335) Damocles .

Transneptunské objekty

Transneptunské objekty  jsou rozsáhlou třídou malých planet, která zahrnuje velké množství velkých ledových asteroidů za oběžnou dráhou Neptunu, včetně většiny trpasličích planet ( Pluto , Eris ). V této klasifikaci neexistuje přesná hierarchie, protože jednotlivé skupiny objektů se navzájem prolínají.

• Kuiperův pás je oblast sluneční soustavy od oběžné dráhy Neptunu (30 AU od Slunce ) do vzdálenosti asi 55 AU. ze slunce. Je mnohem širší a 20-200krát masivnější než hlavní pás, ale jeho objekty se skládají převážně z těkavých látek (metan, čpavek, vodní led).
  • Klasické objekty - mají kruhové, mírně skloněné dráhy, v rozmezí 40 - 50 AU. ze slunce.
• Rezonanční objekty – jsou v orbitální rezonanci s Neptunem. V tomto případě mohou zvláště vzdálené rezonance přesahovat Kuiperův pás a patřit k rozptýleným diskovým objektům.
  • Plutino (2:3)
  • Rezonance (3:5)
  • Resonance (4:7)
  • Tutino (1:2)
  • Rezonance (2:5)
  • Jiné rezonance
• Rozptýlený disk je vzdálená oblast řídce osídlená malými tělesy. Vnitřní oblast rozptýleného disku se částečně překrývá s Kuiperovým pásem (některé rezonanční objekty), ale ve srovnání s ním leží vnější okraj disku mnohem dále od Slunce a mnohem nad a pod rovinou ekliptiky.
• Izolované objekty - jeví se jako objekty roztaženého rozptýleného disku, vyznačující se výrazným oddálením bodu perihelia z oběžné dráhy Neptunu, a proto u nich prakticky nedochází k žádné gravitační interakci s jinými tělesy sluneční soustavy, a proto jsou tzv. izolovaný.
• Oortův oblak je hypotetická oblast vesmíru, jejíž vnitřní hranice je 50 000 - 100 000 AU od Slunce. Předpokládá se, že jde o pozůstatek původního protoplanetárního disku . Právě zde Jupiterova gravitace odhodila většinu asteroidů zbylých po zformování hlavních planet. Proto by měl obsahovat mnohem více asteroidů než hlavní pás a Kuiperův pás dohromady. Je zdrojem dlouhoperiodických komet, ale může obsahovat i mnohem větší objekty (asi 1000 km).

Poznámky

1. ↑ Vulkanoidy . Získáno 21. července 2012. Archivováno z originálu 6. března 2016. (neurčitý)
2. ↑ spacereal: Vulcanoids . Získáno 26. června 2020. Archivováno z originálu dne 31. března 2022. (neurčitý)
3. ↑ Asteroidy . Astronet . Astronet . Získáno 18. prosince 2012. Archivováno z originálu 15. června 2013. (neurčitý)
4. ↑ Nebezpečí asteroid-kometa: včera, dnes, zítra / Ed. B. M. Šustová, L. V. Rykhlová. - M. : FIZMATLIT, 2010. - S. 50. - 384 s. — ISBN 978-5-9221-1241-3 .
5. ↑ Bashakov A. A., Pitiev N. P., Sokolov L. L. Vlastnosti pohybu asteroidu 99942 Apophis (nepřístupný odkaz - historie ) .  (neurčitý) Astronomical Bulletin Ročník 42, č. 1, leden–únor 2008, S. 1.   (anglicky)
6. ↑ Skupina Apollo // Astronomický encyklopedický slovník / Pro redakci I. A. Klimishina a A. O. Korsun. - Lvov, 2003. - S. 25. - ISBN 966-613-263-X .  (ukr.)
7. ↑ Měsíc a kvazi-satelity naší Země  (nedostupný odkaz)
8. ↑ Databáze malých objektů sluneční soustavy NASA JPL (3753  )
9. ↑ Databáze NASA JPL o malých objektech sluneční soustavy (2010 SO16  )
10. ↑ Nebezpečí asteroid-kometa: včera, dnes, zítra / Ed. B. M. Šustová, L. V. Rykhlová. - M. : FIZMATLIT, 2010. - S. 55. - 384 s. — ISBN 978-5-9221-1241-3 .
11. ↑ Komety hlavního pásu archivovány 26. října 2011.
12. ↑ Komety hlavního pásu mohly být zdrojem zemské vody . Datum přístupu: 28. prosince 2012. Archivováno z originálu 22. srpna 2011. (neurčitý)
13. ↑ Whitman, Kathryn; Alessandro Morbidelli a Robert Jedicke. Distribuce velikostně-frekvenční distribuce dormantních komet Jupiterovy rodiny  (anglicky)  : journal. — 2006.
14. ↑ Klasifikace oběžné dráhy: Kentaur . Dynamika sluneční soustavy . Archivováno z originálu 27. prosince 2012. (neurčitý)
15. ↑ 12 Horner , J.; Evans, NW; Bailey, ME Simulace populace Kentaurů I: Hromadná statistika   // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti  : časopis. - Oxford University Press , 2004. - Sv. 354 , č.p. 3 . - S. 798-810 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08240.x . - . - arXiv : astro-ph/0407400 .
16. ↑ Nakamurovo kritérium  ( downlink  )
17. ↑ The DAMOCLIOIDS Archived 4. srpna 2017 na Wayback Machine 

Odkazy

• Klasifikace asteroidů v Centru malých planet 

Sluneční Soustava
Centrální hvězda a planety	slunce Rtuť Venuše Země Mars Jupiter Saturn Uran Neptune
trpasličí planety	Ceres Pluto Haumea Makemake Eris Kandidáti Sedna Orc Quaoar Pistole 2002 MS 4
Velké satelity	Ganymede Titan Callisto A asi Měsíc Evropa Triton Titania Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Mořská nymfa
Satelity / prsteny	Země / ∅ Mars Jupiter / ∅ Saturn / ∅ Uran / ∅ Neptun / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Kandidáti Orca quawara
První objevené asteroidy	(1) Ceres (2) Pallas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flora (9) Metis (10) Hygiena (11) Parthenope
Malá těla	meteoroidy asteroidy / jejich satelity blízkozemě hlavní pás trojský kentauři transneptunský Kuiperův pás Plutino cubewano rozptýlený disk damokloidy komety Oortův oblak
umělé předměty	umělé družice Země meziplanetární kosmická loď
Hypotetické objekty	Sopky a vulkanoidy satelit Merkuru satelity Venuše další satelity Země protizemě Planeta Devět , Tyche , Planeta X a další transneptunské planety Nemesis Bývalé planety: Theia , Phaeton nebo Planeta V Pátý plynový gigant
Seznam objektů sluneční soustavy Astronomické objekty