Από τι αποτελείται ένας αστεροειδής; Αστεροειδή. Φυσικά χαρακτηριστικά αστεροειδών - εξήγηση για παιδιά

Ένας αστεροειδής είναι ένα σχετικά μικρό, βραχώδες κοσμικό σώμα, παρόμοιο με έναν πλανήτη στο ηλιακό σύστημα. Πολλοί αστεροειδείς περιστρέφονται γύρω από τον Ήλιο και το μεγαλύτερο σμήνος τους βρίσκεται ανάμεσα στις τροχιές του Άρη και του Δία και ονομάζεται ζώνη αστεροειδών. Εδώ, είναι ο μεγαλύτερος από τους γνωστούς αστεροειδείς - Ceres. Οι διαστάσεις του είναι 970x940 km, δηλαδή σχεδόν στρογγυλεμένο. Υπάρχουν όμως εκείνοι των οποίων τα μεγέθη είναι συγκρίσιμα με τα σωματίδια σκόνης. Οι αστεροειδείς, όπως και οι κομήτες, είναι τα υπολείμματα της ουσίας από την οποία σχηματίστηκε το ηλιακό μας σύστημα πριν από δισεκατομμύρια χρόνια.

Οι επιστήμονες προτείνουν ότι στον γαλαξία μας μπορείτε να βρείτε περισσότερους από μισό εκατομμύριο αστεροειδείς με διάμετρο μεγαλύτερη από 1,5 χιλιόμετρο. Πρόσφατες μελέτες έχουν δείξει ότι οι μετεωρίτες και οι αστεροειδείς έχουν παρόμοια σύνθεση, επομένως οι αστεροειδείς μπορεί κάλλιστα να είναι τα σώματα από τα οποία σχηματίζονται οι μετεωρίτες.

Εξερευνώντας αστεροειδείς

Η μελέτη των αστεροειδών χρονολογείται από το 1781, αφού ο William Herschel ανακάλυψε τον πλανήτη Ουρανό στον κόσμο. Στα τέλη του 18ου αιώνα, ο F. Xaver συγκέντρωσε μια ομάδα διάσημων αστρονόμων που αναζητούσαν έναν πλανήτη. Σύμφωνα με τους υπολογισμούς του Xaver, θα έπρεπε να ήταν μεταξύ των τροχιών του Άρη και του Δία. Στην αρχή, η έρευνα δεν έδωσε κανένα αποτέλεσμα, αλλά το 1801 ανακαλύφθηκε ο πρώτος αστεροειδής, η Ceres. Αλλά ο ανακάλυψής του ήταν ο Ιταλός αστρονόμος Piazzi, ο οποίος δεν ήταν καν μέλος της ομάδας Xaver. Τα επόμενα χρόνια ανακαλύφθηκαν ακόμη τρεις αστεροειδείς: ο Παλλάς, ο Βέστα και ο Τζούνο και στη συνέχεια η έρευνα σταμάτησε. Μόλις 30 χρόνια αργότερα, ο Karl Ludovik Henke, ο οποίος έδειξε ενδιαφέρον για τη μελέτη του έναστρου ουρανού, συνέχισε την αναζήτησή του. Από εκείνη την περίοδο, οι αστρονόμοι έχουν ανακαλύψει τουλάχιστον έναν αστεροειδή το χρόνο.

Χαρακτηριστικά των αστεροειδών

Οι αστεροειδείς ταξινομούνται σύμφωνα με το φάσμα του ανακλώμενου ηλιακού φωτός: το 75% από αυτούς είναι πολύ σκοτεινοί ανθρακούχοι αστεροειδείς κατηγορίας C, το 15% είναι γκριζωπό-πυριτικός κατηγορίας S και το υπόλοιπο 10% περιλαμβάνει μεταλλική κατηγορία Μ και αρκετά άλλα σπάνια είδη.

Το ακανόνιστο σχήμα των αστεροειδών επιβεβαιώνεται επίσης από το γεγονός ότι η φωτεινότητα τους μειώνεται αρκετά γρήγορα με την αύξηση της γωνίας φάσης. Λόγω της μεγάλης απόστασης από τη Γη και του μικρού τους μεγέθους, είναι μάλλον προβληματικό να ληφθούν ακριβέστερα δεδομένα για τους αστεροειδείς Η δύναμη της βαρύτητας σε έναν αστεροειδή είναι τόσο μικρή που δεν είναι σε θέση να τους δώσει ένα σφαιρικό σχήμα χαρακτηριστικό όλων των πλανητών . Αυτή η βαρύτητα επιτρέπει στους σπασμένους αστεροειδείς να υπάρχουν ως ξεχωριστά μπλοκ που συγκρατούνται το ένα κοντά στο άλλο χωρίς να αγγίζονται. Επομένως, μόνο μεγάλοι αστεροειδείς που έχουν αποφύγει τις συγκρούσεις με σώματα μεσαίου μεγέθους μπορούν να διατηρήσουν το σφαιρικό σχήμα που αποκτήθηκε κατά τον σχηματισμό των πλανητών.

Οι επιστήμονες πιστεύουν ότι υπάρχουν αρκετές εκατοντάδες χιλιάδες αστεροειδείς σε αυτή τη ζώνη και μπορεί να υπάρχουν εκατομμύρια από αυτούς στο διάστημα.

Οι αστεροειδείς ποικίλλουν σε μέγεθος από 6 m έως 1000 km. (Αν και τα 6 m φαίνονται πολλά σε σύγκριση με 1000 km, ακόμα και ένας μικρός αστεροειδής θα έχει ισχυρό αποτέλεσμα αν χτυπήσει.)

Μικρές αλλαγές στην τροχιά προκαλούν μερικές φορές αστεροειδείς να συγκρούονται μεταξύ τους, με αποτέλεσμα μικρά κομμάτια να αποσπώνται από αυτούς.

Συμβαίνει αυτά τα μικρά θραύσματα να εγκαταλείψουν τις τροχιές τους και να καούν στη Γη και μετά καλούνται.

Αστεροειδή: "Like Stars"

Έτσι μεταφράζεται το όνομα αυτών των ουράνιων σωμάτων από τα ελληνικά, αν και δεν έχουν καμία σχέση με αστεροειδείς.

Έτσι, η ζώνη των αστεροειδών δεν είναι τα απομεινάρια ενός πλανήτη, αλλά ένας πλανήτης που δεν «κατάφερε» ποτέ να σχηματιστεί λόγω της επιρροής του Δία και άλλων γιγάντων πλανητών.

απειλή από την τροχιά

Ένας τεράστιος αριθμός αστεροειδών και μεγάλων μετεωροειδών κινείται στο ηλιακό σύστημα.

Τα περισσότερα από αυτά συγκεντρώνονται μεταξύ των τροχιών του Άρη και του Δία, αλλά από καιρό σε καιρό κάποια από αυτά τα διαστημικά αντικείμενα αλλάζουν τις συνήθεις τροχιές τους λόγω συγκρούσεων ή βαρυτικών διαταραχών και καταλήγουν κοντά στη Γη.

Αυτό συμβαίνει λιγότερο συχνά με τους κομήτες, αλλά οι αστεροειδείς αποτελούν πραγματικό κίνδυνο, επομένως οι αστρονόμοι παρακολουθούν στενά την κίνησή τους.

Στο παρελθόν, η Γη έχει βιώσει επανειλημμένα συγκρούσεις με αστεροειδείς διαφόρων μεγεθών. Οι ερευνητές πιστεύουν ότι το αποτέλεσμα τέτοιων γεγονότων ήταν η εκπαίδευση και ο θάνατος.

Ένας μικρός αστεροειδής με διάμετρο 20-30 m, που κινείται με ταχύτητα 20 km / s, όταν πέφτει στη Γη, απελευθερώνει τόση ενέργεια όση ένα πυρηνικό φορτίο χωρητικότητας ενός μεγατόνιου σε ισοδύναμο TNT.

Οι αστεροειδείς αυτού του μεγέθους μπορούν να προκαλέσουν τεράστιες ζημιές, αλλά δεν απειλούν τον πλανήτη με παγκόσμια καταστροφή. Επομένως, η προσοχή των «ουράνιων περιπόλων» είναι καρφωμένη σε μικρά ουράνια σώματα, των οποίων οι διαστάσεις ξεπερνούν το μισό χιλιόμετρο.

Ένας από αυτούς είναι ο αστεροειδής Apophis, που ανακαλύφθηκε το 2004, του οποίου η τροχιά θα πλησιάσει τη Γη το 2029 σε απόσταση 29 χιλιάδων χιλιομέτρων.

Ταυτόχρονα, υπάρχει περίπου μία στις εκατό πιθανότητες να συμβεί μια σύγκρουση αστεροειδών με τον πλανήτη μας, επομένως ήδη τώρα όλες οι κινήσεις του Apophis σε τροχιά παρακολουθούνται προσεκτικά και αναπτύσσονται σχέδια για την καταστροφή του εάν γίνει η πιθανότητα σύγκρουσης πραγματικά ψηλά.

Η πτώση ενός τέτοιου κοσμικού σώματος όπως ο Apophis στη Γη μπορεί να οδηγήσει σε πλήρη καταστροφή χωριών σε ακτίνα 300 km, γιγάντια θάλασσα και απρόβλεπτες περιβαλλοντικές αλλαγές.

Αστεροειδή στη Ζώνη Κάιπερ

Ξεκινώντας το 1992, οι αστρονόμοι άρχισαν να ανακαλύπτουν όλο και περισσότερους αστεροειδείς στη ζώνη Kuiper - σήμερα υπάρχουν περισσότεροι από χίλιοι από αυτούς. Διαφέρουν ως προς τη σύνθεση από εκείνες που σχηματίζουν τη ζώνη μεταξύ Άρη και Δία.

Στην κύρια ζώνη των αστεροειδών διακρίνονται τρεις ομάδες σωμάτων - πυριτικά (πέτρα), μεταλλικά και ανθρακούχα. Οι αστεροειδείς της ζώνης Kuiper αποτελούνται σχεδόν εξ ολοκλήρου από συντρίμμια.

Τα σύγχρονα τηλεσκόπια δεν δίνουν μια ιδέα για την εμφάνιση των αστεροειδών και μια στενή γνωριμία μαζί τους ξεκίνησε μόνο όταν άρχισαν να πλησιάζουν μικρούς πλανήτες. Οι περισσότεροι από τους αστεροειδείς αποδείχθηκε ότι ήταν σώματα ακανόνιστου σχήματος καλυμμένα με μετεωρικά.

Οι ερευνητές διακρίνουν μεταξύ των αστεροειδών "οικογένειες" - ομάδες μικρών αστεροειδών με παρόμοιες τροχιές, που σχηματίζονται κατά τη σύγκρουση μεγαλύτερων αστεροειδών με άλλα αντικείμενα. Τρεις από αυτούς προσεγγίζουν συχνά την τροχιά της Γης - αυτή είναι η οικογένεια του Έρως, του Απόλλωνα και του Ατόν.

Στην αστρονομία, ένας αστεροειδής είναι ένα μικρό ουράνιο σώμα που περιστρέφεται σε μια ανεξάρτητη ελλειπτική τροχιά γύρω από τον Ήλιο. Η χημική σύνθεση των αστεροειδών ποικίλλει. Τα περισσότερα από αυτά τα ουράνια σώματα είναι ανθρακούχα αντικείμενα. Ωστόσο, υπάρχει επίσης ένας σημαντικός αριθμός αστεροειδών πυριτίου και μετάλλων στο ηλιακό σύστημα.

ζώνη αστεροειδών

Στο ηλιακό σύστημα, ανάμεσα στις τροχιές των πλανητών Άρη και Δία, υπάρχει ένας τεράστιος αριθμός αστεροειδών διαφόρων μεγεθών και σχημάτων. Αυτό το σύμπλεγμα ουράνιων σωμάτων ονομάζεται ζώνη αστεροειδών. Εδώ βρίσκονται οι μεγαλύτεροι αστεροειδείς του συστήματός μας: Vesta, Ceres, Hygiea και Pallas. Αξίζει να σημειωθεί ότι η ιστορία της παρατήρησης και της μελέτης των αστεροειδών ξεκίνησε με την ανακάλυψη της Δήμητρας.

Οι μεγαλύτεροι αστεροειδείς

Εστία

Είναι ο βαρύτερος αστεροειδής και ένας από τους μεγαλύτερους (δεύτερος μεγαλύτερος). Το ουράνιο σώμα ανακαλύφθηκε το 1807 από τον Heinrich Olbers. Είναι ενδιαφέρον ότι η Vesta μπορεί να παρατηρηθεί με γυμνό μάτι. Ο αστεροειδής ονομάστηκε από τον Καρλ Γκάους προς τιμήν της αρχαίας Ρωμαϊκής θεάς, προστάτιδας της οικογενειακής εστίας.

Δήμητρα

Η Ceres, που πήρε το όνομά της από την αρχαία ρωμαϊκή θεά της γονιμότητας, ανακαλύφθηκε το 1801 από τον Giuseppe Piazzi. Αρχικά, οι επιστήμονες πίστευαν ότι είχαν ανακαλύψει έναν άλλο πλανήτη, αλλά αργότερα διαπίστωσαν ότι η Δήμητρα είναι αστεροειδής. Η διάμετρος αυτού του ουράνιου σώματος είναι 960 km, γεγονός που καθιστά τον αστεροειδή τον μεγαλύτερο στη ζώνη.

Hygiea

Τα εύσημα για την ανακάλυψη του Hygiea ανήκουν στον Annibale de Gasparis. Το 1849, ανακάλυψε ένα μεγάλο ουράνιο σώμα στη ζώνη των αστεροειδών, το οποίο αργότερα έλαβε το όνομα της αρχαίας ελληνικής θεάς της υγείας και της ευημερίας.

Παλλάς

Αυτός ο αστεροειδής ανακαλύφθηκε ένα χρόνο μετά την ανακάλυψη της Ceres, χάρη στις παρατηρήσεις του Γερμανού αστρονόμου Heinrich Olbers. Το Παλλάς πήρε το όνομά του από την αδερφή της αρχαίας Ελληνίδας θεάς του πολέμου, Αθηνά.

Κίνδυνος σύγκρουσης γης

Σημειώστε ότι στο παρελθόν, ο πλανήτης μας δέχτηκε την πρόσκρουση 6 αστεροειδών, με διάμετρο τουλάχιστον 10 km. Αυτό αποδεικνύεται από τεράστιους κρατήρες στην επιφάνεια της Γης σε διάφορες χώρες. Ο παλαιότερος κρατήρας είναι 2 δισεκατομμυρίων ετών, ο νεότερος είναι 50 χιλιάδων ετών. Έτσι, ο πιθανός κίνδυνος σύγκρουσης ενός αστεροειδή με τη Γη υπάρχει πάντα.

Οι επιστήμονες φοβούνται ότι κάτι παρόμοιο θα μπορούσε να συμβεί το 2029, όταν ο γιγάντιος αστεροειδής Apophis, που πήρε το όνομά του από τον αρχαίο αιγυπτιακό θεό της καταστροφής, θα περάσει κοντά στον πλανήτη μας. Ωστόσο, ο χρόνος θα δείξει εάν ο αστεροειδής θα συγκρουστεί με τη Γη ή θα την προσπεράσει με ασφάλεια.

Nathan Eismont,
Υποψήφιος Φυσικομαθηματικών Επιστημών, Κορυφαίος Ερευνητής (Ινστιτούτο Διαστημικών Ερευνών της Ρωσικής Ακαδημίας Επιστημών)
Anton Ledkov,
Ερευνητής (Ινστιτούτο Διαστημικών Ερευνών RAS)
«Επιστήμη και Ζωή» Νο. 1, 2015, Νο. 2, 2015

Το ηλιακό σύστημα συνήθως γίνεται αντιληπτό ως ένας κενός χώρος στον οποίο κυκλώνουν οκτώ πλανήτες, ορισμένοι με τους δορυφόρους τους. Κάποιος θα θυμηθεί αρκετούς μικρούς πλανήτες, στους οποίους αποδόθηκε πρόσφατα ο Πλούτωνας, για τη ζώνη των αστεροειδών, για μετεωρίτες που μερικές φορές πέφτουν στη Γη και για κομήτες που περιστασιακά διακοσμούν τον ουρανό. Αυτή η ιδέα είναι πολύ σωστή: κανένα από τα πολλά διαστημόπλοια δεν έχει υποστεί σύγκρουση με έναν αστεροειδή ή έναν κομήτη - το διάστημα είναι αρκετά ευρύχωρο.

Παρόλα αυτά, ο τεράστιος όγκος του ηλιακού συστήματος περιέχει όχι εκατοντάδες χιλιάδες και όχι δεκάδες εκατομμύρια, αλλά τετράδισεκα (αυτά με δεκαπέντε μηδενικά) κοσμικών σωμάτων διαφόρων μεγεθών και μαζών. Όλοι τους κινούνται και αλληλεπιδρούν σύμφωνα με τους νόμους της φυσικής και της ουράνιας μηχανικής. Μερικά από αυτά σχηματίστηκαν στο πολύ πρώιμο Σύμπαν και αποτελούνται από την αρχέγονη ύλη του, και αυτά είναι τα πιο ενδιαφέροντα αντικείμενα της αστροφυσικής έρευνας. Υπάρχουν όμως και πολύ επικίνδυνα σώματα - μεγάλοι αστεροειδείς, η σύγκρουση των οποίων με τη Γη μπορεί να καταστρέψει τη ζωή σε αυτήν. Η παρακολούθηση και η εξάλειψη του κινδύνου αστεροειδών είναι ένας εξίσου σημαντικός και συναρπαστικός τομέας εργασίας για τους αστροφυσικούς.

Ιστορία της ανακάλυψης αστεροειδών

Ο πρώτος αστεροειδής ανακαλύφθηκε το 1801 από τον Giuseppe Piasi, διευθυντή του αστεροσκοπείου στο Παλέρμο (Σικελία). Το ονόμασε Ceres και στην αρχή το θεωρούσε μικρό πλανήτη. Ο όρος "αστεροειδής", μεταφρασμένος από τα αρχαία ελληνικά - "παρόμοιος με ένα αστέρι", προτάθηκε από τον αστρονόμο William Herschel (βλ. "Science and Life" No. 7, 2012, άρθρο "The Tale of the Musician William Herschel, Who Doubled the Χώρος"). Δήμητρα και παρόμοια αντικείμενα (Pallas, Juno και Vesta) που ανακαλύφθηκαν τα επόμενα έξι χρόνια θεωρήθηκαν ως σημεία, όχι ως δίσκοι στην περίπτωση των πλανητών. την ίδια στιγμή, σε αντίθεση με τα σταθερά αστέρια, κινούνταν σαν πλανήτες. Θα πρέπει να σημειωθεί ότι οι παρατηρήσεις που οδήγησαν στην ανακάλυψη αυτών των αστεροειδών πραγματοποιήθηκαν σκόπιμα σε μια προσπάθεια να βρεθεί ο «αγνοούμενος» πλανήτης. Γεγονός είναι ότι οι ήδη ανακαλυφθέντες πλανήτες βρίσκονταν σε τροχιές που απέχουν από τον Ήλιο σε αποστάσεις που αντιστοιχούν στο νόμο του Bode. Σύμφωνα με αυτό, θα έπρεπε να υπήρχε ένας πλανήτης μεταξύ του Άρη και του Δία. Όπως γνωρίζετε, δεν βρέθηκαν πλανήτες σε τέτοια τροχιά, αλλά μια ζώνη αστεροειδών, που ονομάζεται η κύρια, ανακαλύφθηκε αργότερα περίπου σε αυτήν την περιοχή. Επιπλέον, ο νόμος Bode, όπως αποδείχθηκε, δεν έχει καμία φυσική αιτιολόγηση και θεωρείται πλέον απλώς ως ένα είδος τυχαίου συνδυασμού αριθμών. Επιπλέον, ανακαλύφθηκε αργότερα (1848) ο Ποσειδώνας βρισκόταν σε μια τροχιά που δεν ήταν σύμφωνη με αυτόν.

Μετά την ανακάλυψη των τεσσάρων αναφερόμενων αστεροειδών, περαιτέρω παρατηρήσεις για οκτώ χρόνια δεν οδήγησαν σε επιτυχία. Σταμάτησαν λόγω των Ναπολεόντειων Πολέμων, κατά τους οποίους κάηκε η πόλη Λίλιενταλ κοντά στη Βρέμη, όπου γίνονταν συναντήσεις αστρονόμων - κυνηγών αστεροειδών. Οι παρατηρήσεις ξανάρχισαν το 1830, αλλά η επιτυχία ήρθε μόλις το 1845 με την ανακάλυψη του αστεροειδούς Astrea. Από τότε, έχουν ανακαλυφθεί αστεροειδείς με συχνότητα τουλάχιστον ενός ετησίως. Τα περισσότερα από αυτά ανήκουν στην κύρια ζώνη αστεροειδών, μεταξύ του Άρη και του Δία. Μέχρι το 1868, είχαν ήδη ανακαλυφθεί περίπου εκατό αστεροειδείς, έως το 1981 - 10.000, και μέχρι το 2000 - περισσότεροι από 100.000.

Χημική σύνθεση, σχήμα, μέγεθος και τροχιές αστεροειδών

Εάν οι αστεροειδείς ταξινομούνται ανάλογα με την απόστασή τους από τον Ήλιο, τότε η πρώτη ομάδα περιλαμβάνει ηφαιστειοειδή - ένα είδος υποθετικής ζώνης μικρών πλανητών μεταξύ του Ήλιου και του Ερμή. Ούτε ένα αντικείμενο από αυτή τη ζώνη δεν έχει ακόμη ανακαλυφθεί, και παρόλο που πολλοί κρατήρες πρόσκρουσης που σχηματίστηκαν από την πτώση αστεροειδών παρατηρούνται στην επιφάνεια του Ερμή, αυτό δεν μπορεί να χρησιμεύσει ως απόδειξη της ύπαρξης αυτής της ζώνης. Προηγουμένως, η παρουσία αστεροειδών εκεί προσπαθούσε να εξηγήσει τις ανωμαλίες στην κίνηση του Ερμή, αλλά στη συνέχεια εξηγήθηκαν με βάση σχετικιστικές επιδράσεις. Άρα η τελική απάντηση στο ερώτημα της πιθανής παρουσίας Vulcanoids δεν έχει ληφθεί ακόμη. Ακολουθούν αστεροειδείς κοντά στη Γη που ανήκουν σε τέσσερις ομάδες.

Αστεροειδή της κύριας ζώνηςκινούνται σε τροχιές που βρίσκονται μεταξύ των τροχιών του Άρη και του Δία, δηλαδή σε αποστάσεις από 2,1 έως 3,3 αστρονομικές μονάδες (AU) από τον Ήλιο. Τα επίπεδα των τροχιών τους είναι κοντά στην εκλειπτική, η κλίση τους προς την εκλειπτική κυμαίνεται κυρίως έως τις 20 μοίρες, φτάνοντας μέχρι και τις 35 μοίρες για ορισμένους, εκκεντρότητες - από μηδέν έως 0,35. Προφανώς, οι μεγαλύτεροι και λαμπρότεροι αστεροειδείς ήταν οι πρώτοι που ανακαλύφθηκαν: οι μέσες διαμέτρους των Ceres, Pallas και Vesta είναι 952, 544 και 525 χιλιόμετρα, αντίστοιχα. Όσο μικρότερο είναι το μέγεθος των αστεροειδών, τόσο περισσότεροι είναι: μόνο 140 από τους 100.000 αστεροειδείς της κύριας ζώνης έχουν μέση διάμετρο πάνω από 120 χιλιόμετρα. Η συνολική μάζα όλων των αστεροειδών του είναι σχετικά μικρή, αντιπροσωπεύοντας μόνο περίπου το 4% της μάζας της Σελήνης. Ο μεγαλύτερος αστεροειδής - Ceres - έχει μάζα 946·10 15 τόνους. Η ίδια η τιμή φαίνεται πολύ μεγάλη, αλλά είναι μόνο το 1,3% της μάζας της Σελήνης (735 10 17 τόνοι). Ως πρώτη προσέγγιση, το μέγεθος ενός αστεροειδούς μπορεί να προσδιοριστεί από τη φωτεινότητά του και από την απόστασή του από τον Ήλιο. Πρέπει όμως να λάβουμε υπόψη και τα ανακλαστικά χαρακτηριστικά του αστεροειδούς - το άλμπεντό του. Εάν η επιφάνεια του αστεροειδούς είναι σκοτεινή, λάμπει πιο αδύναμα. Είναι για αυτούς τους λόγους που στη λίστα των δέκα αστεροειδών, που βρίσκονται στο σχήμα με τη σειρά της ανακάλυψής τους, ο τρίτος μεγαλύτερος αστεροειδής Hygiea βρίσκεται στην τελευταία θέση.

Τα σχέδια που απεικονίζουν την κύρια ζώνη αστεροειδών τείνουν να δείχνουν πολλούς ογκόλιθους να κινούνται αρκετά κοντά μεταξύ τους. Στην πραγματικότητα, η εικόνα απέχει πολύ από την πραγματικότητα, αφού, σε γενικές γραμμές, μια μικρή συνολική μάζα της ζώνης κατανέμεται στον μεγάλο όγκο της, έτσι ώστε ο χώρος να είναι μάλλον κενός. Όλα τα διαστημόπλοια που έχουν εκτοξευθεί μέχρι σήμερα πέρα ​​από την τροχιά του Δία έχουν περάσει από τη ζώνη των αστεροειδών χωρίς κανέναν αξιόλογο κίνδυνο σύγκρουσης με αστεροειδή. Ωστόσο, με τα πρότυπα του αστρονομικού χρόνου, οι συγκρούσεις αστεροειδών μεταξύ τους και με πλανήτες δεν φαίνονται πλέον τόσο απίθανες, όπως μπορεί να κριθεί από τον αριθμό των κρατήρων στην επιφάνειά τους.

Τρώες- αστεροειδείς που κινούνται κατά μήκος των τροχιών των πλανητών, ο πρώτος από τους οποίους ανακαλύφθηκε το 1906 από τον Γερμανό αστρονόμο Max Wolf. Ο αστεροειδής κινείται γύρω από τον Ήλιο στην τροχιά του Δία, μπροστά του κατά μέσο όρο 60 μοιρών. Επιπλέον, μια ολόκληρη ομάδα ουράνιων σωμάτων ανακαλύφθηκε να κινείται μπροστά από τον Δία.

Αρχικά, έλαβαν ονόματα προς τιμήν των ηρώων του θρύλου του Τρωικού Πολέμου, που πολέμησαν στο πλευρό των Ελλήνων που πολιορκούσαν την Τροία. Εκτός από τους αστεροειδείς που οδηγούν τον Δία, υπάρχει μια ομάδα αστεροειδών που υστερούν περίπου κατά την ίδια γωνία. ονομάστηκαν Τρώες από τους υπερασπιστές της Τροίας. Επί του παρόντος, οι αστεροειδείς και των δύο ομάδων ονομάζονται Τρώες και κινούνται κοντά στα σημεία Lagrange L 4 και L 5 , σημεία σταθερής κίνησης στο πρόβλημα των τριών σωμάτων. Τα ουράνια σώματα που έχουν πέσει κοντά τους κάνουν μια ταλαντευτική κίνηση χωρίς να πάνε πολύ μακριά. Για λόγους που δεν έχουν ακόμη εξηγηθεί, υπάρχουν περίπου 40% περισσότεροι αστεροειδείς μπροστά από τον Δία από ό,τι υστερούν. Αυτό επιβεβαιώθηκε από πρόσφατες μετρήσεις που έγιναν από τον αμερικανικό δορυφόρο NEOWISE χρησιμοποιώντας τηλεσκόπιο 40 εκατοστών εξοπλισμένο με ανιχνευτές που λειτουργούν στην υπέρυθρη εμβέλεια. Οι μετρήσεις στην υπέρυθρη περιοχή διευρύνουν σημαντικά τις δυνατότητες μελέτης αστεροειδών σε σύγκριση με αυτούς που δίνουν ορατό φως. Η αποτελεσματικότητά τους μπορεί να κριθεί από τον αριθμό των αστεροειδών και των κομητών στο ηλιακό σύστημα που καταγράφονται χρησιμοποιώντας το NEOWISE. Υπάρχουν περισσότεροι από 158.000 από αυτούς και η αποστολή της συσκευής συνεχίζεται. Είναι ενδιαφέρον ότι οι Τρώες διαφέρουν σημαντικά από τους περισσότερους αστεροειδείς της κύριας ζώνης. Έχουν ματ επιφάνεια, χρώμα καστανοκόκκινο, και ανήκουν κυρίως στη λεγόμενη D-class. Πρόκειται για αστεροειδείς με πολύ χαμηλό albedo, δηλαδή με ασθενώς ανακλαστική επιφάνεια. Παρόμοια με αυτά μπορούν να βρεθούν μόνο στις εξωτερικές περιοχές της κύριας ζώνης.

Δεν είναι μόνο ο Δίας που έχει Τρώες. άλλοι πλανήτες του ηλιακού συστήματος, συμπεριλαμβανομένης της Γης (αλλά όχι της Αφροδίτης και του Ερμή), συνοδεύουν επίσης τους Τρώες, ομαδοποιούμενοι κοντά στα σημεία Lagrange L 4 , L 5 . Ο Τρωικός αστεροειδής Γη 2010 TK7 ανακαλύφθηκε με τη βοήθεια του τηλεσκοπίου NEOWISE πολύ πρόσφατα - το 2010. Κινείται μπροστά από τη Γη, ενώ το πλάτος των ταλαντώσεων του κοντά στο σημείο L 4 είναι πολύ μεγάλο: ο αστεροειδής φτάνει σε ένα σημείο απέναντι από τη Γη σε κίνηση γύρω από τον Ήλιο και ασυνήθιστα μακριά από το επίπεδο της εκλειπτικής.

Ένα τόσο μεγάλο εύρος ταλαντώσεων οδηγεί στην πιθανή προσέγγισή του στη Γη έως και 20 εκατομμύρια χιλιόμετρα. Ωστόσο, μια σύγκρουση με τη Γη, τουλάχιστον τα επόμενα 20.000 χρόνια, αποκλείεται εντελώς. Η κίνηση του επίγειου Τρώου είναι πολύ διαφορετική από την κίνηση των Τρώων του Δία, που δεν αφήνουν τα σημεία Lagrange τους για τόσο σημαντικές γωνιακές αποστάσεις. Αυτή η φύση της κίνησης καθιστά δύσκολη την προσπέλαση του διαστημικού σκάφους, επειδή λόγω της σημαντικής κλίσης της τροχιάς του Τρώου προς το επίπεδο της εκλειπτικής, το να φτάσει στον αστεροειδή από τη Γη και να προσγειωθεί σε αυτόν απαιτεί πολύ υψηλή χαρακτηριστική ταχύτητα και, κατά συνέπεια, , υψηλή κατανάλωση καυσίμου.

Ζώνη Κάιπερβρίσκεται έξω από την τροχιά του Ποσειδώνα και εκτείνεται μέχρι τις 120 AU. από τον ήλιο. Είναι κοντά στο επίπεδο της εκλειπτικής, κατοικείται από έναν τεράστιο αριθμό αντικειμένων που περιλαμβάνουν πάγο νερού και παγωμένα αέρια, και χρησιμεύει ως πηγή των λεγόμενων κομητών μικρής περιόδου. Το πρώτο αντικείμενο από αυτή την περιοχή ανακαλύφθηκε το 1992 και μέχρι σήμερα έχουν ανακαλυφθεί περισσότερα από 1300. Δεδομένου ότι τα ουράνια σώματα της ζώνης Kuiper βρίσκονται πολύ μακριά από τον Ήλιο, είναι δύσκολο να προσδιοριστεί το μέγεθός τους. Αυτό γίνεται με βάση τις μετρήσεις της φωτεινότητας του φωτός που αντανακλούν, και η ακρίβεια του υπολογισμού εξαρτάται από το πόσο καλά γνωρίζουμε την τιμή του albedo τους. Οι μετρήσεις στην υπέρυθρη περιοχή είναι πολύ πιο αξιόπιστες, αφού δίνουν τα επίπεδα αυτο-ακτινοβολίας των αντικειμένων. Τέτοια δεδομένα ελήφθησαν από το διαστημικό τηλεσκόπιο Spitzer για τα μεγαλύτερα αντικείμενα της ζώνης Kuiper.

Ένα από τα πιο ενδιαφέροντα αντικείμενα της ζώνης είναι η Haumea, που πήρε το όνομά της από τη θεά της Χαβάης της γονιμότητας και της τεκνοποίησης. είναι μέρος μιας οικογένειας που σχηματίστηκε ως αποτέλεσμα συγκρούσεων. Αυτό το αντικείμενο φαίνεται να συγκρούστηκε με άλλο ένα μισό μέγεθος. Η πρόσκρουση προκάλεσε τη διασπορά μεγάλων κομματιών πάγου και έκανε την Haumea να περιστραφεί για μια περίοδο περίπου τεσσάρων ωρών. Μια τόσο γρήγορη περιστροφή του έδωσε το σχήμα αμερικανικού ποδοσφαίρου ή πεπονιού. Η Haumea συνοδεύεται από δύο δορυφόρους - Hi'iaka (Hi'iaka) και Namaka (Namaka).

Σύμφωνα με τις επί του παρόντος αποδεκτές θεωρίες, περίπου το 90% των αντικειμένων της ζώνης Kuiper κινούνται σε μακρινές κυκλικές τροχιές πέρα ​​από την τροχιά του Ποσειδώνα - όπου σχηματίστηκαν. Αρκετές δεκάδες αντικείμενα αυτής της ζώνης (ονομάζονται κένταυροι, επειδή, ανάλογα με την απόσταση από τον Ήλιο, εκδηλώνονται είτε ως αστεροειδείς είτε ως κομήτες), πιθανώς σχηματίστηκαν σε περιοχές πιο κοντά στον Ήλιο, και στη συνέχεια η βαρυτική επίδραση του Ουρανού και Ο Ποσειδώνας τα μετέφερε σε υψηλές ελλειπτικές τροχιές με αφήλια έως 200 AU και μεγάλες κλίσεις. Σχημάτισαν έναν δίσκο πάχους 10 AU, αλλά το πραγματικό εξωτερικό άκρο της ζώνης Kuiper δεν έχει ακόμη προσδιοριστεί. Πιο πρόσφατα, ο Πλούτωνας και ο Χάροντας θεωρήθηκαν ως τα μόνα παραδείγματα των μεγαλύτερων αντικειμένων παγωμένων κόσμων στο εξωτερικό μέρος του ηλιακού συστήματος. Αλλά το 2005, ανακαλύφθηκε ένα άλλο πλανητικό σώμα - η Έρις (που πήρε το όνομά της από την ελληνική θεά της διχόνοιας), της οποίας η διάμετρος είναι ελαφρώς μικρότερη από τη διάμετρο του Πλούτωνα (αρχικά θεωρήθηκε ότι ήταν 10% μεγαλύτερη). Η Έρις κινείται σε τροχιά με περιήλιο 38 AU. και αφελίων 98 a.u. Έχει έναν μικρό δορυφόρο - Dysnomia (Δυσνομία). Αρχικά, η Έρις σχεδιαζόταν να θεωρηθεί ο δέκατος (μετά τον Πλούτωνα) πλανήτης στο ηλιακό σύστημα, αλλά στη συνέχεια η Διεθνής Αστρονομική Ένωση απέκλεισε τον Πλούτωνα από τη λίστα των πλανητών, σχηματίζοντας μια νέα τάξη που ονομάζεται νάνοι πλανήτες, η οποία περιελάμβανε τον Πλούτωνα, την Έριδα και Δήμητρα. Υποτίθεται ότι στη ζώνη του Κάιπερ υπάρχουν εκατοντάδες χιλιάδες παγωμένα σώματα με διάμετρο 100 χιλιομέτρων και τουλάχιστον ένα τρισεκατομμύριο κομήτες. Ωστόσο, αυτά τα αντικείμενα είναι ως επί το πλείστον σχετικά μικρά - 10-50 χιλιόμετρα πλάτος - και όχι πολύ φωτεινά. Η περίοδος της περιστροφής τους γύρω από τον Ήλιο είναι εκατοντάδες χρόνια, γεγονός που περιπλέκει πολύ την ανίχνευσή τους. Εάν συμφωνούμε με την υπόθεση ότι μόνο περίπου 35.000 αντικείμενα της ζώνης Kuiper έχουν διάμετρο μεγαλύτερη από 100 χιλιόμετρα, τότε η συνολική μάζα τους είναι αρκετές εκατοντάδες φορές μεγαλύτερη από τη μάζα σωμάτων αυτού του μεγέθους από την κύρια ζώνη αστεροειδών. Τον Αύγουστο του 2006, αναφέρθηκε ότι οι εκλείψεις από μικρά αντικείμενα βρέθηκαν στο αρχείο δεδομένων ακτίνων Χ του αστέρα νετρονίων Scorpius X-1. Αυτό έδωσε λόγους να υποστηρίξουμε ότι ο αριθμός των αντικειμένων της ζώνης Kuiper με μεγέθη περίπου 100 μέτρων ή περισσότερο είναι περίπου ένα τετράστιχο (10 15). Αρχικά, στα προηγούμενα στάδια της εξέλιξης του ηλιακού συστήματος, η μάζα των αντικειμένων της ζώνης Kuiper ήταν πολύ μεγαλύτερη από τώρα, από 10 έως 50 μάζες της Γης. Προς το παρόν, η συνολική μάζα όλων των σωμάτων της ζώνης Kuiper, καθώς και του νέφους Oort που βρίσκεται ακόμη πιο μακριά από τον Ήλιο, είναι πολύ μικρότερη από τη μάζα της Σελήνης. Όπως δείχνουν οι προσομοιώσεις υπολογιστή, σχεδόν όλη η μάζα του αρχέγονου δίσκου ξεπερνά τις 70 AU. χάθηκε λόγω συγκρούσεων που προκλήθηκαν από τον Ποσειδώνα, που οδήγησε στο τρόχισμα των αντικειμένων της ζώνης σε σκόνη, η οποία παρασύρθηκε στον διαστρικό χώρο από τον ηλιακό άνεμο. Όλα αυτά τα σώματα παρουσιάζουν μεγάλο ενδιαφέρον, αφού υποτίθεται ότι έχουν διατηρηθεί στην αρχική τους μορφή από τον σχηματισμό του ηλιακού συστήματος.

σύννεφο Oortπεριέχει τα πιο μακρινά αντικείμενα του ηλιακού συστήματος. Είναι μια σφαιρική περιοχή που εκτείνεται σε αποστάσεις από 5.000 έως 100.000 AU. από τον Ήλιο και θεωρείται ως πηγή κομητών μακράς περιόδου που φτάνουν στην εσωτερική περιοχή του ηλιακού συστήματος. Το ίδιο το σύννεφο δεν παρατηρήθηκε οργανικά μέχρι το 2003. Τον Μάρτιο του 2004, μια ομάδα αστρονόμων ανακοίνωσε την ανακάλυψη ενός αντικειμένου που μοιάζει με πλανήτη που περιφέρεται γύρω από τον Ήλιο σε απόσταση ρεκόρ, που σημαίνει ότι έχει μια μοναδικά χαμηλή θερμοκρασία.

Αυτό το αντικείμενο (2003VB12), που ονομάστηκε Sedna από τη θεά των Εσκιμώων που δίνει ζωή στους κατοίκους των θαλάσσιων βάθων της Αρκτικής, πλησιάζει τον Ήλιο για πολύ σύντομο χρονικό διάστημα, κινούμενος σε μια εξαιρετικά επιμήκη ελλειπτική τροχιά με περίοδο 10.500 ετών. Αλλά ακόμη και κατά την προσέγγιση στον Ήλιο, η Sedna δεν φτάνει στο εξωτερικό όριο της ζώνης Kuiper, η οποία βρίσκεται στις 55 AU. από τον Ήλιο: η τροχιά του κυμαίνεται μεταξύ 76 (περιήλιο) και 1000 (αφήλιο) AU. Αυτό επέτρεψε στους ανακαλύψεις της Σέντνα να το αποδώσουν στο πρώτο παρατηρούμενο ουράνιο σώμα από το σύννεφο του Oort, που βρίσκεται συνεχώς έξω από τη ζώνη Kuiper.

Σύμφωνα με τα φασματικά χαρακτηριστικά, η απλούστερη ταξινόμηση χωρίζει τους αστεροειδείς σε τρεις ομάδες:
C - άνθρακας (75% γνωστός),
S - πυρίτιο (17% γνωστό),
U - δεν περιλαμβάνεται στις δύο πρώτες ομάδες.

Προς το παρόν, η παραπάνω ταξινόμηση επεκτείνεται ολοένα και λεπτομερέστερα, συμπεριλαμβανομένων νέων ομάδων. Μέχρι το 2002, ο αριθμός τους αυξήθηκε σε 24. Ένα παράδειγμα μιας νέας ομάδας είναι η M-class των κυρίως μεταλλικών αστεροειδών. Ωστόσο, θα πρέπει να ληφθεί υπόψη ότι η ταξινόμηση των αστεροειδών σύμφωνα με τα φασματικά χαρακτηριστικά της επιφάνειάς τους είναι ένα πολύ δύσκολο έργο. Οι αστεροειδείς της ίδιας κατηγορίας δεν έχουν απαραίτητα την ίδια χημική σύνθεση.

Διαστημικές αποστολές σε αστεροειδείς

Οι αστεροειδείς είναι πολύ μικροί για λεπτομερή μελέτη με επίγεια τηλεσκόπια. Μπορούν να απεικονιστούν χρησιμοποιώντας ραντάρ, αλλά για αυτό πρέπει να πετάξουν αρκετά κοντά στη Γη. Μια αρκετά ενδιαφέρουσα μέθοδος για τον προσδιορισμό του μεγέθους των αστεροειδών είναι η παρατήρηση απόκρυψης αστεριών από αστεροειδείς από πολλά σημεία κατά μήκος της διαδρομής σε ένα άμεσο αστέρι - αστεροειδή - σημείο στην επιφάνεια της Γης. Η μέθοδος συνίσταται στο γεγονός ότι σύμφωνα με τη γνωστή τροχιά του αστεροειδούς, υπολογίζονται τα σημεία τομής της κατεύθυνσης αστέρα-αστεροειδούς με τη Γη, και κατά μήκος αυτής της διαδρομής σε ορισμένες αποστάσεις από αυτήν, καθορίζονται από το εκτιμώμενο μέγεθος του αστεροειδούς , εγκαθίστανται τηλεσκόπια που ακολουθούν το αστέρι. Κάποια στιγμή, ο αστεροειδής κρύβει το αστέρι, εξαφανίζεται για τον παρατηρητή και μετά επανεμφανίζεται. Από τη διάρκεια του χρόνου σκίασης και τη γνωστή ταχύτητα του αστεροειδούς προσδιορίζεται η διάμετρός του και με επαρκή αριθμό παρατηρητών μπορεί να ληφθεί και η σιλουέτα του αστεροειδούς. Υπάρχει τώρα μια κοινότητα ερασιτεχνών αστρονόμων που πραγματοποιούν με επιτυχία συντονισμένες μετρήσεις.

Οι πτήσεις διαστημικών σκαφών σε αστεροειδείς ανοίγουν ασύγκριτα περισσότερες ευκαιρίες για τη μελέτη τους. Ο αστεροειδής (951 Gaspra) φωτογραφήθηκε για πρώτη φορά από το διαστημόπλοιο Galileo το 1991 στο δρόμο του προς τον Δία και στη συνέχεια το 1993 πήρε τον αστεροειδή 243 Ida και τον δορυφόρο Dactyl. Αλλά έγινε, ας πούμε, παρεμπιπτόντως.

Το πρώτο διαστημόπλοιο ειδικά σχεδιασμένο για εξερεύνηση αστεροειδών ήταν το NEAR Shoemaker, το οποίο φωτογράφισε τον αστεροειδή 253 Matilda και στη συνέχεια τέθηκε σε τροχιά γύρω από το 433 Eros με προσγείωση στην επιφάνειά του το 2001. Πρέπει να πω ότι η προσγείωση δεν είχε αρχικά προγραμματιστεί, αλλά μετά την επιτυχή μελέτη αυτού του αστεροειδούς από την τροχιά του δορυφόρου του, αποφάσισαν να προσπαθήσουν να κάνουν μια ήπια προσγείωση. Αν και η συσκευή δεν ήταν εξοπλισμένη με συσκευές προσγείωσης και το σύστημα ελέγχου της δεν προέβλεπε τέτοιες λειτουργίες, οι εντολές από τη Γη κατάφεραν να προσγειώσουν τη συσκευή και τα συστήματά της συνέχισαν να λειτουργούν στην επιφάνεια. Επιπλέον, η πτήση της Ματίλντα κατέστησε δυνατή όχι μόνο τη λήψη μιας σειράς εικόνων, αλλά και τον προσδιορισμό της μάζας του αστεροειδούς από τη διαταραχή της τροχιάς της συσκευής.

Ως τυχαία εργασία (κατά την εκτέλεση της κύριας), η συσκευή Deep Space εξερεύνησε τον αστεροειδή 9969 Braille το 1999 και τη συσκευή Stardust, τον αστεροειδή 5535 Annafranc.

Με τη βοήθεια της ιαπωνικής συσκευής Hayabus (μεταφρασμένη ως «γεράκι») τον Ιούνιο του 2010, κατέστη δυνατή η επιστροφή δειγμάτων εδάφους στη Γη από την επιφάνεια του αστεροειδούς 25 143 Itokawa, που ανήκει σε αστεροειδείς κοντά στη Γη (Απόλλων) φασματικής κατηγορίας S (πυρίτιο). Η φωτογραφία του αστεροειδούς δείχνει τραχύ έδαφος με πολλούς ογκόλιθους και λιθόστρωτα, από τα οποία περισσότεροι από 1000 έχουν διάμετρο μεγαλύτερη από 5 μέτρα και μερικοί έχουν μέγεθος έως 50 μέτρα. Θα επιστρέψουμε σε αυτό το χαρακτηριστικό του Itokawa αργότερα.

Το διαστημικό σκάφος Rosetta, που εκτοξεύτηκε από την Ευρωπαϊκή Διαστημική Υπηρεσία το 2004 προς τον κομήτη Churyumov-Gerasimenko, προσγείωσε επιτυχώς τη μονάδα Philae στον πυρήνα του στις 12 Νοεμβρίου 2014. Στην πορεία, το διαστημόπλοιο πέταξε γύρω από τους αστεροειδείς 2867 Steins το 2008 και 21 Lutetia το 2010. Η συσκευή πήρε το όνομά της από το όνομα της πέτρας (Ροζέτα), που βρέθηκε στην Αίγυπτο από στρατιώτες του Ναπολέοντα κοντά στην αρχαία πόλη Ροζέτα στο νησί Philae του Νείλου, η οποία έδωσε το όνομά του στο πλοίο προσγείωσης. Κείμενα σε δύο γλώσσες είναι σκαλισμένα στην πέτρα: αρχαία αιγυπτιακά και αρχαία ελληνικά, που έδωσαν το κλειδί για την αποκάλυψη των μυστικών του πολιτισμού των αρχαίων Αιγυπτίων - αποκρυπτογράφηση ιερογλυφικών. Επιλέγοντας ιστορικά ονόματα, οι προγραμματιστές του έργου τόνισαν τον σκοπό της αποστολής - να αποκαλύψουν τα μυστικά της προέλευσης και της εξέλιξης του ηλιακού συστήματος.

Η αποστολή είναι ενδιαφέρουσα γιατί τη στιγμή της προσγείωσης της μονάδας Philae στην επιφάνεια του πυρήνα του κομήτη, βρισκόταν μακριά από τον Ήλιο και ως εκ τούτου ήταν ανενεργή. Καθώς πλησιάζει τον Ήλιο, η επιφάνεια του πυρήνα θερμαίνεται και αρχίζει η εκπομπή αερίων και σκόνης. Η εξέλιξη όλων αυτών των διαδικασιών μπορεί να παρατηρηθεί, όντας στο επίκεντρο των γεγονότων.

Πολύ ενδιαφέρουσα είναι η εν εξελίξει αποστολή Dawn (Dawn), που πραγματοποιείται στο πλαίσιο του προγράμματος της NASA. Η συσκευή εκτοξεύτηκε το 2007, έφτασε στον αστεροειδή Vesta τον Ιούλιο του 2011, στη συνέχεια μεταφέρθηκε στη δορυφορική τροχιά της και διεξήγαγε έρευνα εκεί μέχρι τον Σεπτέμβριο του 2012. Επί του παρόντος, η συσκευή είναι καθ' οδόν προς τον μεγαλύτερο αστεροειδή - τη Δήμητρα. Πάνω του είναι ένας ηλεκτρικός προωθητής ιόντων πυραύλων. Η απόδοσή του, που καθορίζεται από την ταχύτητα εκπνοής του ρευστού εργασίας (xenon), είναι σχεδόν μια τάξη μεγέθους υψηλότερη από την απόδοση των παραδοσιακών χημικών μηχανών (βλ. "Science and Life" No. 9, 1999, άρθρο "Space electric locomotive "). Αυτό κατέστησε δυνατή την πτήση από την τροχιά του δορυφόρου ενός αστεροειδούς στην τροχιά του δορυφόρου ενός άλλου. Αν και οι αστεροειδείς Vesta και Ceres κινούνται σε αρκετά κοντινές τροχιές της κύριας ζώνης αστεροειδών και είναι οι μεγαλύτεροι σε αυτήν, διαφέρουν πολύ ως προς τα φυσικά χαρακτηριστικά. Εάν ο Vesta είναι ένας «ξηρός» αστεροειδής, τότε η Δήμητρα, σύμφωνα με τις επίγειες παρατηρήσεις, έχει νερό, εποχιακά πολικά καλύμματα πάγου νερού και ακόμη και ένα πολύ λεπτό στρώμα της ατμόσφαιρας.

Οι Κινέζοι συνέβαλαν επίσης στην εξερεύνηση αστεροειδών στέλνοντας το διαστημόπλοιό τους Chang'e στον αστεροειδή 4179 Tautatis. Τράβηξε μια σειρά φωτογραφιών από την επιφάνειά του, ενώ η ελάχιστη απόσταση πτήσης ήταν μόλις 3,2 χιλιόμετρα. ωστόσο η καλύτερη βολή έγινε σε απόσταση 47 χιλιομέτρων. Οι εικόνες δείχνουν ότι ο αστεροειδής έχει ακανόνιστο επίμηκες σχήμα - 4,6 χιλιόμετρα σε μήκος και 2,1 χιλιόμετρα σε διάμετρο. Η μάζα του αστεροειδούς είναι 50 δισεκατομμύρια τόνοι, το πολύ περίεργο χαρακτηριστικό του είναι η πολύ ανομοιόμορφη πυκνότητά του. Το ένα μέρος του όγκου του αστεροειδούς έχει πυκνότητα 1,95 g/cm 3 , το άλλο - 2,25 g/cm 3 . Από αυτή την άποψη, έχει προταθεί ότι ο Ταυτάτης σχηματίστηκε ως αποτέλεσμα της ένωσης δύο αστεροειδών.

Όσον αφορά τις αποστολές αστεροειδών στο εγγύς μέλλον, μπορεί κανείς να ξεκινήσει με την Ιαπωνική Αεροδιαστημική Υπηρεσία, η οποία σχεδιάζει να συνεχίσει το πρόγραμμα εξερεύνησης με την εκτόξευση του διαστημικού σκάφους Hyabus-2 το 2015 για να επιστρέψει δείγματα εδάφους από τον αστεροειδή 1999 JU3 στη Γη το 2020. Ο αστεροειδής ανήκει στη φασματική κλάση C, βρίσκεται σε τροχιά που διασχίζει την τροχιά της Γης, το άφήλιό του σχεδόν φτάνει στην τροχιά του Άρη.

Ένα χρόνο αργότερα, δηλαδή το 2016, ξεκινά το έργο της NASA OSIRIS-Rex, σκοπός του οποίου είναι η επιστροφή του εδάφους από την επιφάνεια του αστεροειδούς κοντά στη Γη 1999 RQ36, που πρόσφατα ονομάστηκε Bennu και ανήκει στη φασματική τάξη C. Είναι σχεδίαζε ότι η συσκευή θα φτάσει στον αστεροειδή το 2018 και το 2023 θα παραδώσει στη Γη 59 γραμμάρια του βράχου του.

Έχοντας απαριθμήσει όλα αυτά τα έργα, είναι αδύνατο να μην αναφέρουμε έναν αστεροειδή βάρους περίπου 13.000 τόνων, ο οποίος έπεσε κοντά στο Τσελιάμπινσκ στις 15 Φεβρουαρίου 2013, σαν να επιβεβαίωνε τη δήλωση του διάσημου Αμερικανού ειδικού για το πρόβλημα των αστεροειδών Donald Yeomans: «Αν το κάνουμε να μην πετάξουν σε αστεροειδείς, τότε πετούν σε εμάς». Αυτό τόνισε τη σημασία μιας άλλης πτυχής της μελέτης των αστεροειδών - του κινδύνου αστεροειδών και της επίλυσης προβλημάτων που σχετίζονται με την πιθανότητα σύγκρουσης αστεροειδών με τη Γη.

Ένας πολύ απροσδόκητος τρόπος μελέτης αστεροειδών προτάθηκε από την αποστολή ανακατεύθυνσης αστεροειδών, ή, όπως ονομάζεται, το έργο Keck. Η ιδέα του αναπτύχθηκε από το Keck Institute for Space Research στην Πασαντένα (Καλιφόρνια). Ο William Myron Keck είναι ένας γνωστός Αμερικανός φιλάνθρωπος που ίδρυσε το Ίδρυμα Επιστημονικών Ερευνών των ΗΠΑ το 1954. Στο έργο, θεωρήθηκε ως αρχική προϋπόθεση ότι το έργο της εξερεύνησης του αστεροειδούς επιλύεται με τη συμμετοχή ενός ατόμου, με άλλα λόγια, η αποστολή στον αστεροειδή πρέπει να επανδρωθεί. Αλλά σε αυτή την περίπτωση, η διάρκεια ολόκληρης της πτήσης με την επιστροφή στη Γη θα είναι αναπόφευκτα τουλάχιστον αρκετοί μήνες. Και αυτό που είναι πιο δυσάρεστο για μια επανδρωμένη αποστολή, σε περίπτωση έκτακτης ανάγκης, αυτός ο χρόνος δεν μπορεί να μειωθεί σε αποδεκτά όρια. Ως εκ τούτου, προτάθηκε, αντί να πετάξει στον αστεροειδή, να γίνει το αντίθετο: να παραδοθεί, χρησιμοποιώντας μη επανδρωμένα οχήματα, ο αστεροειδής στη Γη. Όχι όμως στην επιφάνεια, όπως συνέβη με τον αστεροειδή του Τσελιάμπινσκ, αλλά σε μια τροχιά παρόμοια με τη σεληνιακή, και στείλτε ένα επανδρωμένο διαστημόπλοιο στον αστεροειδή που έχει πλησιάσει. Αυτό το πλοίο θα το πλησιάσει, θα το συλλάβει και οι αστροναύτες θα το μελετήσουν, θα πάρουν δείγματα πετρωμάτων και θα τα παραδώσουν στη Γη. Και σε περίπτωση έκτακτης ανάγκης, οι αστροναύτες θα μπορούν να επιστρέψουν στη Γη μέσα σε μια εβδομάδα. Καθώς ο κύριος υποψήφιος για το ρόλο ενός αστεροειδούς κινήθηκε με αυτόν τον τρόπο, η NASA έχει ήδη επιλέξει τον κοντά στη Γη αστεροειδή 2011 MD, που ανήκει στους έρωτες. Η διάμετρός του είναι από 7 έως 15 μέτρα, η πυκνότητα είναι 1 g/cm 3, δηλαδή μπορεί να μοιάζει με ένα χαλαρό σωρό από μπάζα βάρους περίπου 500 τόνων. Η τροχιά του είναι πολύ κοντά στην τροχιά της Γης, με κλίση προς την εκλειπτική κατά 2,5 μοίρες, και η περίοδος είναι 396,5 ημέρες, που αντιστοιχεί σε έναν ημι-κύριο άξονα 1,056 AU. Είναι ενδιαφέρον να σημειωθεί ότι ο αστεροειδής ανακαλύφθηκε στις 22 Ιουνίου 2011 και στις 27 Ιουνίου πέταξε πολύ κοντά στη Γη - μόλις 12.000 χιλιόμετρα.

Μια αποστολή για τη σύλληψη ενός αστεροειδούς σε τροχιά δορυφόρου της Γης έχει προγραμματιστεί για τις αρχές της δεκαετίας του 2020. Το διαστημόπλοιο, που έχει σχεδιαστεί για να συλλαμβάνει τον αστεροειδή και να τον μεταφέρει σε νέα τροχιά, θα είναι εξοπλισμένο με ηλεκτρικούς προωθητές xenon. Οι ενέργειες για την αλλαγή της τροχιάς του αστεροειδούς περιλαμβάνουν επίσης έναν βαρυτικό ελιγμό κοντά στη Σελήνη. Η ουσία αυτού του ελιγμού είναι ο έλεγχος της κίνησης με τη βοήθεια ηλεκτρικών κινητήρων πυραύλων, οι οποίοι θα εξασφαλίσουν τη διέλευση από τη γύρω περιοχή της Σελήνης. Ταυτόχρονα, λόγω της επιρροής του βαρυτικού του πεδίου, η ταχύτητα του αστεροειδούς αλλάζει από την αρχική υπερβολική (δηλαδή που οδηγεί στην απομάκρυνση από το βαρυτικό πεδίο της Γης) στην ταχύτητα του δορυφόρου της Γης.

Σχηματισμός και εξέλιξη αστεροειδών

Όπως αναφέρθηκε ήδη στην ενότητα για την ιστορία της ανακάλυψης αστεροειδών, οι πρώτοι από αυτούς ανακαλύφθηκαν κατά την έρευνα για έναν υποθετικό πλανήτη, ο οποίος, σύμφωνα με το νόμο του Bode (τώρα αναγνωρίζεται ως εσφαλμένος), θα έπρεπε να βρισκόταν σε τροχιά μεταξύ του Άρη. και ο Δίας. Αποδείχθηκε ότι υπάρχει μια ζώνη αστεροειδών κοντά στην τροχιά του πλανήτη που δεν ανακαλύφθηκε ποτέ. Αυτό χρησίμευσε ως βάση για την κατασκευή μιας υπόθεσης, σύμφωνα με την οποία αυτή η ζώνη σχηματίστηκε ως αποτέλεσμα της καταστροφής της.

Ο πλανήτης ονομάστηκε Φαέθων από τον γιο του αρχαίου Έλληνα θεού Ήλιου. Οι υπολογισμοί που προσομοιώνουν τη διαδικασία της καταστροφής του Φαέθοντα δεν επιβεβαίωσαν αυτή την υπόθεση σε όλες τις ποικιλίες της, ξεκινώντας από τη διάσπαση του πλανήτη από τη βαρύτητα του Δία και του Άρη και τελειώνοντας με μια σύγκρουση με ένα άλλο ουράνιο σώμα.

Ο σχηματισμός και η εξέλιξη των αστεροειδών μπορεί να θεωρηθεί μόνο ως στοιχείο των διαδικασιών ανάδυσης του ηλιακού συστήματος στο σύνολό του. Προς το παρόν, η γενικά αποδεκτή θεωρία προτείνει ότι το ηλιακό σύστημα προέκυψε από μια αρχέγονη συσσώρευση αερίου και σκόνης. Από το σμήνος σχηματίστηκε ένας δίσκος, οι ανομοιογένειες του οποίου οδήγησαν στην εμφάνιση πλανητών και μικρών σωμάτων του ηλιακού συστήματος. Αυτή η υπόθεση υποστηρίζεται από σύγχρονες αστρονομικές παρατηρήσεις, οι οποίες καθιστούν δυνατή την ανίχνευση της ανάπτυξης πλανητικών συστημάτων νεαρών αστεριών στα αρχικά τους στάδια. Η μοντελοποίηση μέσω υπολογιστή το επιβεβαιώνει επίσης, κατασκευάζοντας εικόνες που είναι εκπληκτικά παρόμοιες με εικόνες πλανητικών συστημάτων σε ορισμένες φάσεις της ανάπτυξής τους.

Στο αρχικό στάδιο του σχηματισμού των πλανητών, προέκυψαν τα λεγόμενα planetesimals - τα "έμβρυα" των πλανητών, στα οποία στη συνέχεια προσκολλήθηκε σκόνη λόγω της βαρυτικής επιρροής. Ως παράδειγμα μιας τέτοιας αρχικής φάσης σχηματισμού πλανητών, επισημαίνεται ο αστεροειδής Lutetia. Αυτός ο αρκετά μεγάλος αστεροειδής, που φτάνει τα 130 χιλιόμετρα σε διάμετρο, αποτελείται από ένα συμπαγές τμήμα και ένα παχύ (έως και ένα χιλιόμετρο) στρώμα σκόνης που προσκολλάται, καθώς και ογκόλιθους διάσπαρτους στην επιφάνεια. Καθώς η μάζα των πρωτοπλανήτων αυξανόταν, η δύναμη έλξης και, ως εκ τούτου, η δύναμη συμπίεσης του σχηματιζόμενου ουράνιου σώματος αυξήθηκε. Υπήρξε θέρμανση της ουσίας και τήξη της, που οδήγησε στη διαστρωμάτωση του πρωτοπλανήτη ανάλογα με την πυκνότητα των υλικών του και στη μετάβαση του σώματος σε σφαιρικό σχήμα. Οι περισσότεροι ερευνητές τείνουν στην υπόθεση ότι κατά τις αρχικές φάσεις της εξέλιξης του ηλιακού συστήματος, σχηματίστηκαν πολλοί περισσότεροι πρωτοπλανήτες από τους πλανήτες και τα μικρά ουράνια σώματα που παρατηρούνται σήμερα. Εκείνη την εποχή, οι σχηματισμένοι αέριοι γίγαντες - ο Δίας και ο Κρόνος - μετανάστευσαν στο σύστημα, πιο κοντά στον Ήλιο. Αυτό εισήγαγε σημαντική διαταραχή στην κίνηση των αναδυόμενων σωμάτων του ηλιακού συστήματος και προκάλεσε την ανάπτυξη μιας διαδικασίας που ονομάζεται περίοδος έντονου βομβαρδισμού. Ως αποτέλεσμα συντονιστικών επιρροών από κυρίως τον Δία, μέρος των ουράνιων σωμάτων που προέκυψαν εκτινάχθηκε στα περίχωρα του συστήματος και ένα μέρος ρίχτηκε στον Ήλιο. Αυτή η διαδικασία συνεχίστηκε από 4,1 έως 3,8 δισεκατομμύρια χρόνια πριν. Ίχνη της περιόδου, που ονομάζεται όψιμο στάδιο του σφοδρού βομβαρδισμού, παρέμειναν με τη μορφή πολλών κρατήρων πρόσκρουσης στη Σελήνη και στον Ερμή. Το ίδιο συνέβη και με το σχηματισμό σωμάτων μεταξύ του Άρη και του Δία: η συχνότητα των συγκρούσεων μεταξύ τους ήταν αρκετά υψηλή ώστε να εμποδίσει τη μετατροπή τους σε αντικείμενα μεγαλύτερα και πιο κανονικά από ό,τι βλέπουμε σήμερα. Υποτίθεται ότι ανάμεσά τους υπάρχουν θραύσματα σωμάτων που πέρασαν από ορισμένες φάσεις εξέλιξης και στη συνέχεια χωρίστηκαν κατά τη διάρκεια συγκρούσεων, καθώς και αντικείμενα που δεν πρόλαβαν να γίνουν μέρη μεγαλύτερων σωμάτων και, επομένως, αντιπροσωπεύουν δείγματα αρχαιότερων σχηματισμών . Όπως αναφέρθηκε παραπάνω, ο αστεροειδής Lutetia είναι ακριβώς ένα τέτοιο δείγμα. Αυτό επιβεβαιώθηκε από τις μελέτες του αστεροειδούς που πραγματοποιήθηκαν από το διαστημόπλοιο Rosetta, συμπεριλαμβανομένης της λήψης κατά τη διάρκεια μιας κοντινής πτήσης τον Ιούλιο του 2010.

Έτσι, ο Δίας παίζει σημαντικό ρόλο στην εξέλιξη της κύριας ζώνης αστεροειδών. Λόγω της βαρυτικής του επιρροής, έχουμε την παρατηρούμενη εικόνα της κατανομής των αστεροειδών εντός της κύριας ζώνης. Όσο για τη ζώνη Kuiper, η επιρροή του Ποσειδώνα προστίθεται στον ρόλο του Δία, οδηγώντας στην εκτίναξη ουράνιων αντικειμένων σε αυτή την απομακρυσμένη περιοχή του ηλιακού συστήματος. Υποτίθεται ότι η επιρροή των γιγάντιων πλανητών επεκτείνεται σε ένα ακόμη πιο μακρινό σύννεφο Oort, το οποίο, ωστόσο, σχηματίστηκε πιο κοντά στον Ήλιο από ό,τι είναι τώρα. Στις πρώτες φάσεις της εξέλιξης της προσέγγισης των γιγάντιων πλανητών, τα αρχέγονα αντικείμενα (πλανητομικρά) στη φυσική τους κίνηση εκτελούσαν αυτό που ονομάζουμε βαρυτικούς ελιγμούς, αναπληρώνοντας τον χώρο που αποδίδεται στο σύννεφο Oort. Όντας σε τόσο μεγάλες αποστάσεις από τον Ήλιο, υπόκεινται επίσης στην επιρροή των αστεριών του Γαλαξία μας - του Γαλαξία μας, που οδηγεί στη χαοτική τους μετάβαση στην τροχιά επιστροφής στην κοντινή περιοχή του περιηλιακού χώρου. Παρατηρούμε αυτούς τους πλανητοειδείς ως κομήτες μακράς περιόδου. Ως παράδειγμα, μπορούμε να αναφέρουμε τον λαμπρότερο κομήτη του 20ου αιώνα - τον κομήτη Hale-Bopp, που ανακαλύφθηκε στις 23 Ιουλίου 1995 και έφτασε στο περιήλιο το 1997. Η περίοδος της περιστροφής του γύρω από τον Ήλιο είναι 2534 χρόνια, και το αφήλιο βρίσκεται σε απόσταση 185 AU. από τον ήλιο.

Κίνδυνος αστεροειδή-κομήτη

Πολλοί κρατήρες στην επιφάνεια της Σελήνης, του Ερμή και άλλων σωμάτων του ηλιακού συστήματος αναφέρονται συχνά ως παράδειγμα του επιπέδου κινδύνου αστεροειδών-κομητών για τη Γη. Αλλά μια τέτοια αναφορά δεν είναι απολύτως σωστή, αφού η συντριπτική πλειονότητα αυτών των κρατήρων σχηματίστηκαν κατά τη διάρκεια της «περιόδου του σφοδρού βομβαρδισμού». Ωστόσο, με τη βοήθεια σύγχρονων τεχνολογιών, συμπεριλαμβανομένης της ανάλυσης δορυφορικών εικόνων, είναι δυνατό να εντοπιστούν ίχνη συγκρούσεων με αστεροειδείς στην επιφάνεια της Γης, που ανήκουν σε πολύ μεταγενέστερες περιόδους της εξέλιξης του ηλιακού συστήματος. Ο μεγαλύτερος και παλαιότερος γνωστός κρατήρας, ο Vredefort, βρίσκεται στη Νότια Αφρική. Η διάμετρός του είναι περίπου 250 χιλιόμετρα, η ηλικία του υπολογίζεται σε δύο δισεκατομμύρια χρόνια.

Ο κρατήρας Chicxulub στην ακτή της χερσονήσου Γιουκατάν στο Μεξικό σχηματίστηκε μετά από μια πρόσκρουση αστεροειδούς πριν από 65 εκατομμύρια χρόνια, που ισοδυναμεί με την ενέργεια μιας έκρηξης 100 teraton (10 12 τόνοι) TNT. Τώρα πιστεύεται ότι η εξαφάνιση των δεινοσαύρων ήταν το αποτέλεσμα αυτού του καταστροφικού γεγονότος, το οποίο προκάλεσε τσουνάμι, σεισμούς, ηφαιστειακές εκρήξεις και κλιματικές αλλαγές λόγω του στρώματος σκόνης που σχηματίστηκε στην ατμόσφαιρα που κάλυψε τον Ήλιο. Ένας από τους νεότερους - ο κρατήρας Barringer - βρίσκεται στην έρημο της Αριζόνα των ΗΠΑ. Η διάμετρός του είναι 1200 μέτρα, το βάθος είναι 175 μέτρα. Προέκυψε πριν από 50 χιλιάδες χρόνια ως αποτέλεσμα της πρόσκρουσης ενός σιδερένιου μετεωρίτη με διάμετρο περίπου 50 μέτρων και μάζα αρκετών εκατοντάδων χιλιάδων τόνων.

Συνολικά, υπάρχουν τώρα περίπου 170 κρατήρες πρόσκρουσης που σχηματίζονται από την πτώση των ουράνιων σωμάτων. Το γεγονός κοντά στο Τσελιάμπινσκ τράβηξε τη μεγαλύτερη προσοχή, όταν στις 15 Φεβρουαρίου 2013, ένας αστεροειδής εισήλθε στην ατμόσφαιρα σε αυτήν την περιοχή, το μέγεθος του οποίου υπολογίστηκε σε περίπου 17 μέτρα και μάζα 13.000 τόνων. Εξερράγη στον αέρα σε υψόμετρο 20 χιλιομέτρων, το μεγαλύτερο μέρος του βάρους 600 κιλών έπεσε στη λίμνη Chebarkul.

Η πτώση του δεν οδήγησε σε θύματα, η καταστροφή ήταν αισθητή, αλλά όχι καταστροφική: έσπασε γυαλί σε μια αρκετά μεγάλη περιοχή, κατέρρευσε η οροφή του εργοστασίου ψευδαργύρου στο Τσελιάμπινσκ, περίπου 1.500 άνθρωποι τραυματίστηκαν από θραύσματα γυαλιού. Πιστεύεται ότι η καταστροφή δεν συνέβη λόγω του στοιχείου της τύχης: η τροχιά της πτώσης του μετεωρίτη ήταν ήπια, διαφορετικά οι συνέπειες θα ήταν πολύ πιο δύσκολες. Η ενέργεια της έκρηξης ισοδυναμεί με 0,5 μεγατόνους TNT, που αντιστοιχεί σε 30 βόμβες που έπεσαν στη Χιροσίμα. Ο αστεροειδής Τσελιάμπινσκ έγινε το πιο λεπτομερές γεγονός αυτού του μεγέθους μετά την έκρηξη του μετεωρίτη Tunguska στις 17 Ιουνίου 1908 (30). Σύμφωνα με σύγχρονες εκτιμήσεις, η πτώση ουράνιων σωμάτων, όπως το Τσελιάμπινσκ, σε όλο τον κόσμο συμβαίνει περίπου μία φορά κάθε 100 χρόνια. Όσο για το συμβάν Tunguska, όταν τα δέντρα κάηκαν και έπεσαν σε μια περιοχή διαμέτρου 50 χιλιομέτρων ως αποτέλεσμα έκρηξης σε υψόμετρο 18 χιλιομέτρων με ενέργεια 10-15 μεγατόνων TNT, τέτοιες καταστροφές συμβαίνουν περίπου μία φορά κάθε 300 χρόνια. Ωστόσο, υπάρχουν περιπτώσεις που μικρότερα σώματα, που συγκρούονται με τη Γη συχνότερα από αυτά που αναφέρθηκαν, προκάλεσαν αισθητές ζημιές. Ένα παράδειγμα είναι ένας αστεροειδής τεσσάρων μέτρων που έπεσε στο Sikhote-Alin βορειοανατολικά του Βλαδιβοστόκ στις 12 Φεβρουαρίου 1947. Αν και ο αστεροειδής ήταν μικρός, αποτελούταν σχεδόν εξ ολοκλήρου από σίδηρο και αποδείχθηκε ότι ήταν οι μεγαλύτεροι σιδερένιοι μετεωρίτες που έχουν παρατηρηθεί ποτέ στην επιφάνεια της Γης. Σε υψόμετρο 5 χιλιομέτρων, εξερράγη και η λάμψη ήταν πιο φωτεινή από τον Ήλιο. Η περιοχή του επίκεντρου της έκρηξης (η προβολή της στην επιφάνεια της γης) ήταν ακατοίκητη, αλλά σε μια περιοχή με διάμετρο 2 χιλιομέτρων, το δάσος υπέστη ζημιές και σχηματίστηκαν περισσότεροι από εκατό κρατήρες με διάμετρο έως 26 μέτρα . Εάν ένα τέτοιο αντικείμενο έπεφτε σε μια μεγάλη πόλη, εκατοντάδες, ακόμη και χιλιάδες άνθρωποι θα πέθαιναν.

Ταυτόχρονα, είναι αρκετά προφανές ότι η πιθανότητα θανάτου ενός συγκεκριμένου ατόμου ως αποτέλεσμα πτώσης αστεροειδούς είναι πολύ μικρή. Αυτό δεν αποκλείει την πιθανότητα να περάσουν εκατοντάδες χρόνια χωρίς σημαντικές απώλειες και στη συνέχεια η πτώση ενός μεγάλου αστεροειδούς να οδηγήσει στο θάνατο εκατομμυρίων ανθρώπων. Στον πίνακα. Το 1 δείχνει τις πιθανότητες πρόσκρουσης αστεροειδούς, που συσχετίζονται με το ποσοστό θνησιμότητας από άλλα γεγονότα.

Δεν είναι γνωστό πότε θα συμβεί η επόμενη πρόσκρουση αστεροειδούς, συγκρίσιμη ή πιο σοβαρή ως προς τις συνέπειές της με το συμβάν του Τσελιάμπινσκ. Μπορεί να πέσει σε 20 χρόνια και σε αρκετούς αιώνες, αλλά μπορεί και αύριο. Η έγκαιρη προειδοποίηση για ένα γεγονός όπως το γεγονός του Τσελιάμπινσκ δεν είναι μόνο επιθυμητό - είναι απαραίτητο να εκτρέπονται αποτελεσματικά δυνητικά επικίνδυνα αντικείμενα μεγαλύτερα από, ας πούμε, 50 μέτρα. Όσον αφορά τις συγκρούσεις με τη Γη μικρότερων αστεροειδών, αυτά τα γεγονότα συμβαίνουν πιο συχνά από όσο νομίζουμε: περίπου μία φορά κάθε δύο εβδομάδες. Αυτό φαίνεται από τον παραπάνω χάρτη της πτώσης αστεροειδών μεγέθους ενός μέτρου ή περισσότερο τα τελευταία είκοσι χρόνια, που ετοίμασε η NASA.

Μέθοδοι για την εκτροπή δυνητικά επικίνδυνων αντικειμένων κοντά στη Γη

Η ανακάλυψη το 2004 του αστεροειδούς Apophis, του οποίου η πιθανότητα σύγκρουσης με τη Γη το 2036 θεωρήθηκε τότε αρκετά υψηλή, οδήγησε σε σημαντική αύξηση του ενδιαφέροντος για το πρόβλημα της άμυνας αστεροειδών-κομητών. Ξεκίνησαν εργασίες για την ανίχνευση και την καταλογογράφηση επικίνδυνων ουράνιων αντικειμένων και δρομολογήθηκαν ερευνητικά προγράμματα για την επίλυση του προβλήματος της αποτροπής των συγκρούσεων τους με τη Γη. Ως αποτέλεσμα, ο αριθμός των αστεροειδών και των κομητών που βρέθηκαν έχει αυξηθεί δραματικά, έτσι ώστε μέχρι τώρα να έχουν ανακαλυφθεί περισσότεροι από αυτούς από ό,τι ήταν γνωστό πριν από την έναρξη των εργασιών για το πρόγραμμα. Διάφορες μέθοδοι έχουν επίσης προταθεί για την εκτροπή αστεροειδών από τροχιές πρόσκρουσης με τη Γη, συμπεριλαμβανομένων μάλλον εξωτικών. Για παράδειγμα, επικάλυψη των επιφανειών των επικίνδυνων αστεροειδών με χρώμα που θα αλλάξει τα ανακλαστικά χαρακτηριστικά τους, οδηγώντας στην απαιτούμενη εκτροπή της τροχιάς του αστεροειδούς λόγω της πίεσης του ηλιακού φωτός. Η έρευνα συνεχίστηκε για τρόπους αλλαγής της τροχιάς των επικίνδυνων αντικειμένων με σύγκρουση διαστημόπλοιων με αυτά. Οι τελευταίες μέθοδοι φαίνονται πολλά υποσχόμενες και δεν απαιτούν τη χρήση τεχνολογιών που υπερβαίνουν τις δυνατότητες της σύγχρονης πυραυλικής και διαστημικής τεχνολογίας. Ωστόσο, η αποτελεσματικότητά τους περιορίζεται από τη μάζα του διαστημικού σκάφους. Για τον ισχυρότερο ρωσικό αερομεταφορέα Proton-M, δεν μπορεί να υπερβαίνει τους 5-6 τόνους.

Ας υπολογίσουμε την αλλαγή της ταχύτητας, για παράδειγμα, του Apophis, του οποίου η μάζα είναι περίπου 40 εκατομμύρια τόνοι: μια σύγκρουση μαζί του από ένα διαστημόπλοιο βάρους 5 τόνων με σχετική ταχύτητα 10 km / s θα δώσει 1,25 χιλιοστά ανά δευτερόλεπτο. Εάν το χτύπημα πραγματοποιηθεί πολύ πριν από την αναμενόμενη σύγκρουση, είναι δυνατό να δημιουργηθεί η απαιτούμενη εκτροπή, αλλά αυτός ο «μεγάλος χρόνος» θα είναι πολλές δεκαετίες. Επί του παρόντος, είναι αδύνατο να προβλεφθεί η μέχρι τώρα τροχιά του αστεροειδούς με αποδεκτή ακρίβεια, ειδικά αν ληφθεί υπόψη ότι υπάρχει αβεβαιότητα στη γνώση των παραμέτρων της δυναμικής πρόσκρουσης και, κατά συνέπεια, στην εκτίμηση της αναμενόμενης αλλαγής στο διάνυσμα της ταχύτητας του αστεροειδούς. Έτσι, για να εκτραπεί ένας επικίνδυνος αστεροειδής από μια σύγκρουση με τη Γη, απαιτείται να βρεθεί η ευκαιρία να κατευθύνει ένα πιο ογκώδες βλήμα σε αυτόν. Ως εκ τούτου, μπορούμε να προσφέρουμε έναν άλλο αστεροειδή με μάζα που υπερβαίνει σημαντικά τη μάζα του διαστημικού σκάφους, ας πούμε 1500 τόνους. Αλλά για να ελεγχθεί η κίνηση ενός τέτοιου αστεροειδούς, θα χρειαζόταν πάρα πολύ καύσιμο για να γίνει πράξη η ιδέα. Ως εκ τούτου, για την απαιτούμενη αλλαγή στην τροχιά του βλήματος του αστεροειδούς, προτάθηκε η χρήση του λεγόμενου ελιγμού βαρύτητας, ο οποίος δεν απαιτεί από μόνος του καμία κατανάλωση καυσίμου.

Ένας βαρυτικός ελιγμός νοείται ως πτήση από ένα διαστημικό αντικείμενο (στην περίπτωσή μας, ένα βλήμα αστεροειδούς) ενός αρκετά τεράστιου σώματος - της Γης, της Αφροδίτης, άλλων πλανητών του ηλιακού συστήματος, καθώς και των δορυφόρων τους. Το νόημα του ελιγμού έγκειται σε μια τέτοια επιλογή των παραμέτρων της τροχιάς σε σχέση με το πέταγμα του σώματος (ύψος, αρχική θέση και διάνυσμα ταχύτητας), που θα επιτρέψει, λόγω της βαρυτικής του επίδρασης, να αλλάξει την τροχιά ενός αντικειμένου (σε η περίπτωσή μας, ένας αστεροειδής) γύρω από τον Ήλιο, έτσι ώστε να βρίσκεται στην τροχιά σύγκρουσης. Με άλλα λόγια, αντί να μεταδώσουμε μια ώθηση ταχύτητας σε ένα ελεγχόμενο αντικείμενο με τη βοήθεια μιας μηχανής πυραύλων, λαμβάνουμε αυτή την ώθηση λόγω της έλξης του πλανήτη ή, όπως ονομάζεται επίσης, του φαινομένου σφεντόνας. Επιπλέον, το μέγεθος της ώθησης μπορεί να είναι σημαντικό - 5 km / s ή περισσότερο. Για να το δημιουργήσετε με έναν τυπικό κινητήρα πυραύλων, είναι απαραίτητο να ξοδέψετε μια ποσότητα καυσίμου που είναι 3,5 φορές τη μάζα της συσκευής. Και για τη μέθοδο βαρυτικού ελιγμού, το καύσιμο χρειάζεται μόνο για να φέρει τη συσκευή στην υπολογισμένη τροχιά ελιγμών, η οποία μειώνει την κατανάλωσή της κατά δύο τάξεις μεγέθους. Πρέπει να σημειωθεί ότι αυτή η μέθοδος αλλαγής των τροχιών των διαστημικών σκαφών δεν είναι νέα: προτάθηκε στις αρχές του τριάντα του περασμένου αιώνα από τον πρωτοπόρο της σοβιετικής τεχνολογίας πυραύλων F.A. Ζάντερ. Προς το παρόν, αυτή η τεχνική χρησιμοποιείται ευρέως στην πρακτική των διαστημικών πτήσεων. Αρκεί να αναφέρουμε για άλλη μια φορά, για παράδειγμα, το ευρωπαϊκό διαστημόπλοιο Rosetta: κατά τη διάρκεια μιας δεκαετούς αποστολής, πραγματοποίησε τρεις βαρυτικούς ελιγμούς κοντά στη Γη και έναν κοντά στον Άρη. Κάποιος μπορεί να θυμηθεί τα σοβιετικά διαστημόπλοια Vega-1 και Vega-2, τα οποία έκαναν πρώτο κύκλο γύρω από τον κομήτη του Halley - στο δρόμο προς αυτόν έκαναν βαρυτικούς ελιγμούς χρησιμοποιώντας το βαρυτικό πεδίο της Αφροδίτης. Για να φτάσει στον Πλούτωνα το 2015, το διαστημόπλοιο New Horizons της NASA χρησιμοποίησε έναν ελιγμό στο πεδίο του Δία. Ο κατάλογος των αποστολών που χρησιμοποιούν τη βοήθεια βαρύτητας δεν είναι καθόλου εξαντλητικός με αυτά τα παραδείγματα.

Η χρήση ενός βαρυτικού ελιγμού για την καθοδήγηση σχετικά μικρών αστεροειδών κοντά στη Γη σε επικίνδυνα ουράνια αντικείμενα για να αποκλίνουν από την τροχιά μιας σύγκρουσης με τη Γη προτάθηκε από υπαλλήλους του Ινστιτούτου Διαστημικών Ερευνών της Ρωσικής Ακαδημίας Επιστημών σε διεθνές συνέδριο για το πρόβλημα κινδύνου αστεροειδών, που οργανώθηκε στη Μάλτα το 2009. Και το επόμενο έτος, εμφανίστηκε μια δημοσίευση σε περιοδικό που σκιαγραφούσε αυτή την έννοια και την δικαιολογούσε.

Για να επιβεβαιωθεί η σκοπιμότητα της ιδέας, ο αστεροειδής Apophis επιλέχθηκε ως παράδειγμα επικίνδυνου ουράνιου αντικειμένου.

Αρχικά, αποδέχθηκαν τον όρο ότι ο κίνδυνος ενός αστεροειδούς διαπιστώνεται περίπου δέκα χρόνια πριν από την υποτιθέμενη σύγκρουσή του με τη Γη. Αντίστοιχα, κατασκευάστηκε το σενάριο της απόκλισης του αστεροειδούς από την τροχιά που διέρχεται από αυτόν. Πρώτα απ 'όλα, από τη λίστα των αστεροειδών κοντά στη Γη των οποίων οι τροχιές είναι γνωστές, επιλέχθηκε ένας, ο οποίος θα μεταφερθεί κοντά στη Γη σε μια τροχιά κατάλληλη για την εκτέλεση ενός βαρυτικού ελιγμού που διασφαλίζει ότι ο αστεροειδής θα χτυπήσει το Apophis το αργότερο 2035. Ως κριτήριο επιλογής λάβαμε το μέγεθος της ώθησης της ταχύτητας που πρέπει να κοινοποιηθεί στον αστεροειδή για να μεταφερθεί σε μια τέτοια τροχιά. Η μέγιστη επιτρεπόμενη ώθηση ήταν 20 m/s. Στη συνέχεια, πραγματοποιήθηκε μια αριθμητική ανάλυση πιθανών λειτουργιών για την καθοδήγηση του αστεροειδούς στο Apophis σύμφωνα με το ακόλουθο σενάριο πτήσης.

Μετά την εκτόξευση της κύριας μονάδας του οχήματος εκτόξευσης Proton-M σε χαμηλή γήινη τροχιά με τη βοήθεια του ανώτερου σταδίου Breeze-M, το διαστημόπλοιο μεταφέρεται στην τροχιά της πτήσης προς τον αστεροειδή του βλήματος με επακόλουθη προσγείωση στην επιφάνειά του. Η συσκευή στερεώνεται στην επιφάνεια και κινείται μαζί με τον αστεροειδή στο σημείο όπου ανάβει τον κινητήρα, μεταδίδοντας μια ώθηση στον αστεροειδή, μεταφέροντάς τον στην υπολογισμένη τροχιά του βαρυτικού ελιγμού - πετώντας γύρω από τη Γη. Στη διαδικασία της κίνησης, λαμβάνονται οι απαραίτητες μετρήσεις για τον προσδιορισμό των παραμέτρων κίνησης τόσο του αστεροειδούς στόχου όσο και του αστεροειδούς βλήματος. Με βάση τα αποτελέσματα των μετρήσεων, υπολογίζεται και διορθώνεται η τροχιά του βλήματος. Με τη βοήθεια του συστήματος πρόωσης της συσκευής, δίνονται στον αστεροειδή παλμούς ταχύτητας που διορθώνουν σφάλματα στις παραμέτρους της τροχιάς κίνησης προς τον στόχο. Οι ίδιες επεμβάσεις γίνονται και στην τροχιά της πτήσης του διαστημικού σκάφους προς τον αστεροειδή του βλήματος. Η βασική παράμετρος για την ανάπτυξη και τη βελτιστοποίηση του σεναρίου είναι η ώθηση της ταχύτητας που πρέπει να μεταδοθεί στον αστεροειδή του βλήματος. Για τους υποψηφίους για αυτόν τον ρόλο καθορίζονται οι ημερομηνίες του μηνύματος της παρόρμησης, η άφιξη του αστεροειδούς στη Γη και η πρόσκρουση με επικίνδυνο αντικείμενο. Αυτές οι παράμετροι επιλέγονται με τέτοιο τρόπο ώστε η ορμή που προσδίδεται στον αστεροειδή του βλήματος να είναι ελάχιστη. Στη διαδικασία της έρευνας, αναλύθηκε ολόκληρη η λίστα των αστεροειδών ως υποψήφιοι, οι τροχιακές παράμετροι των οποίων είναι προς το παρόν γνωστές - υπάρχουν περίπου 11.000 από αυτούς.

Ως αποτέλεσμα των υπολογισμών, βρέθηκαν πέντε αστεροειδείς, τα χαρακτηριστικά των οποίων, συμπεριλαμβανομένων των μεγεθών, δίνονται στον Πίνακα. 2. Χτυπήθηκε από αστεροειδείς, οι διαστάσεις των οποίων υπερβαίνουν σημαντικά τις τιμές που αντιστοιχούν στη μέγιστη επιτρεπόμενη μάζα: 1500–2000 τόνοι. Στο πλαίσιο αυτό, πρέπει να γίνουν δύο παρατηρήσεις. Αρχικά, για την ανάλυση χρησιμοποιήθηκε ένας πολύ μακριά από πλήρης λίστα αστεροειδών κοντά στη Γη (11.000), ενώ, σύμφωνα με σύγχρονες εκτιμήσεις, υπάρχουν τουλάχιστον 100.000 από αυτούς ογκόλιθοι στην επιφάνειά του, η μάζα των οποίων ταιριάζει στα υποδεικνυόμενα όρια. (μπορούμε να θυμηθούμε τον αστεροειδή Itokawa). Σημειώστε ότι αυτή ακριβώς η προσέγγιση αξιολογείται ως ρεαλιστική στο αμερικανικό έργο για την παράδοση ενός μικρού αστεροειδούς στη σεληνιακή τροχιά. Από τον πίνακα. 2 μπορεί να φανεί ότι η μικρότερη ώθηση ταχύτητας - μόνο 2,38 m/s - είναι απαραίτητη εάν ο αστεροειδής 2006 XV4 χρησιμοποιείται ως βλήμα. Είναι αλήθεια ότι ο ίδιος είναι πολύ μεγάλος και υπερβαίνει το εκτιμώμενο όριο των 1500 τόνων. Αλλά αν χρησιμοποιήσετε το θραύσμα ή τον ογκόλιθο του στην επιφάνεια με τέτοια μάζα (εάν υπάρχει), τότε η υποδεικνυόμενη ώθηση θα δημιουργήσει έναν τυπικό κινητήρα πυραύλων με ταχύτητα εξάτμισης αερίου 3200 m/s, ξοδεύοντας 1,2 τόνους καυσίμου. Οι υπολογισμοί έχουν δείξει ότι μια συσκευή με συνολική μάζα μεγαλύτερη από 4,5 τόνους μπορεί να προσγειωθεί στην επιφάνεια αυτού του αστεροειδούς, επομένως η παράδοση καυσίμου δεν θα δημιουργήσει προβλήματα. Και η χρήση ηλεκτρικού πυραυλοκινητήρα θα μειώσει την κατανάλωση καυσίμου (ακριβέστερα, το υγρό εργασίας) στα 110 κιλά.

Ωστόσο, θα πρέπει να ληφθεί υπόψη ότι τα δεδομένα που δίνονται στον πίνακα για τις απαιτούμενες παλμούς ταχύτητας αναφέρονται στην ιδανική περίπτωση, όταν η απαιτούμενη αλλαγή στο διάνυσμα ταχύτητας πραγματοποιείται με απόλυτη ακρίβεια. Στην πραγματικότητα, αυτό δεν συμβαίνει και, όπως ήδη σημειώθηκε, είναι απαραίτητο να υπάρχει παροχή ρευστού εργασίας για διορθώσεις τροχιάς. Με τις ακρίβειες που έχουν επιτευχθεί μέχρι τώρα, η διόρθωση μπορεί να απαιτήσει συνολικά έως και 30 m/s, που υπερβαίνει τις ονομαστικές τιμές του μεγέθους της αλλαγής της ταχύτητας για την επίλυση του προβλήματος της αναχαίτισης ενός επικίνδυνου αντικειμένου.

Στην περίπτωσή μας, όταν το ελεγχόμενο αντικείμενο έχει μάζα τρεις τάξεις μεγέθους μεγαλύτερη, απαιτείται διαφορετική λύση. Υπάρχει - αυτή είναι η χρήση ενός ηλεκτρικού κινητήρα πυραύλων, που καθιστά δυνατή τη μείωση της κατανάλωσης του ρευστού εργασίας κατά δέκα για την ίδια διορθωτική ώθηση. Επιπλέον, για να βελτιωθεί η ακρίβεια της καθοδήγησης, προτείνεται η χρήση ενός συστήματος πλοήγησης που περιλαμβάνει μια μικρή συσκευή εξοπλισμένη με πομποδέκτη, ο οποίος τοποθετείται εκ των προτέρων στην επιφάνεια ενός επικίνδυνου αστεροειδούς, και δύο υποδορυφόρους που συνοδεύουν την κύρια συσκευή . Με τη βοήθεια πομποδεκτών μετράται η απόσταση μεταξύ των συσκευών και οι σχετικές ταχύτητες τους. Ένα τέτοιο σύστημα καθιστά δυνατή τη διασφάλιση ότι το βλήμα αστεροειδή θα χτυπήσει τον στόχο με απόκλιση εντός 50 μέτρων, υπό την προϋπόθεση ότι χρησιμοποιείται ένας μικρός χημικός κινητήρας με ώθηση αρκετών δεκάδων κιλών στην τελευταία φάση της προσέγγισης στο στόχο. παράγοντας ώθηση ταχύτητας εντός 2 m/s.

Από τα ζητήματα που προκύπτουν όταν συζητείται η σκοπιμότητα της χρήσης μικρών αστεροειδών για την εκτροπή επικίνδυνων αντικειμένων, είναι ουσιαστικό το ζήτημα του κινδύνου σύγκρουσης ενός αστεροειδούς με τη Γη, που μεταφέρεται στην τροχιά ενός βαρυτικού ελιγμού γύρω από αυτήν. Στον πίνακα. 2 δείχνει τις αποστάσεις των αστεροειδών από το κέντρο της Γης στο περίγειο κατά την εκτέλεση ενός βαρυτικού ελιγμού. Για τέσσερα, ξεπερνούν τα 15.000 χιλιόμετρα και για τον αστεροειδή 1994, το GV είναι 7427,54 χιλιόμετρα (η μέση ακτίνα της Γης είναι 6371 χιλιόμετρα). Οι αποστάσεις φαίνονται ασφαλείς, αλλά δεν υπάρχει ακόμα καμία εγγύηση ότι δεν υπάρχει κίνδυνος εάν το μέγεθος του αστεροειδούς είναι τέτοιο που μπορεί να φτάσει στην επιφάνεια της Γης χωρίς να καεί στην ατμόσφαιρα. Ως μέγιστο επιτρεπόμενο μέγεθος, θεωρείται η διάμετρος 8–10 μέτρων, υπό την προϋπόθεση ότι ο αστεροειδής δεν είναι σίδηρος. Ένας ριζοσπαστικός τρόπος για να λυθεί το πρόβλημα είναι να χρησιμοποιήσετε τον Άρη ή την Αφροδίτη για ελιγμούς.

Σύλληψη αστεροειδών για έρευνα

Η βασική ιδέα του έργου Asteroid Redirect Mission (ARM) είναι να μεταφέρει έναν αστεροειδή σε άλλη τροχιά, πιο βολική για έρευνα με άμεση ανθρώπινη συμμετοχή. Ως εκ τούτου, προτάθηκε μια τροχιά κοντά στη σεληνιακή. Ως άλλη επιλογή για την αλλαγή της τροχιάς του αστεροειδούς, το IKI RAS εξέτασε μεθόδους για τον έλεγχο της κίνησης των αστεροειδών χρησιμοποιώντας ελιγμούς βαρύτητας κοντά στη Γη, παρόμοιους με αυτούς που αναπτύχθηκαν για την καθοδήγηση μικρών αστεροειδών σε επικίνδυνα αντικείμενα κοντά στη Γη.

Ο στόχος τέτοιων ελιγμών είναι η μεταφορά αστεροειδών σε τροχιές που είναι συντονισμένες με την τροχιακή κίνηση της Γης, ιδίως με την αναλογία των περιόδων του αστεροειδούς και της Γης 1:1. Μεταξύ των αστεροειδών κοντά στη Γη, υπάρχουν δεκατρείς που μπορούν να μεταφερθούν σε τροχιές συντονισμού στην υποδεικνυόμενη αναλογία και στο κατώτερο επιτρεπτό όριο της ακτίνας του περιγείου - 6700 χιλιόμετρα. Για να γίνει αυτό, αρκεί κάποιος από αυτούς να αναφέρει παλμό ταχύτητας που δεν υπερβαίνει τα 20 m/s. Η λίστα τους παρουσιάζεται στον Πίνακα. 3, όπου υποδεικνύονται τα μεγέθη των παλμών ταχύτητας, μεταφέροντας τον αστεροειδή στην τροχιά του βαρυτικού ελιγμού κοντά στη Γη, με αποτέλεσμα η περίοδος της τροχιάς του να γίνεται ίση με τη γη, δηλαδή ένα έτος. Εκεί δίνονται επίσης οι μέγιστες και ελάχιστες επιτεύξιμες ταχύτητες του αστεροειδούς στην ηλιοκεντρική του κίνηση. Είναι ενδιαφέρον να σημειωθεί ότι οι μέγιστες ταχύτητες μπορεί να είναι πολύ υψηλές, επιτρέποντας στον ελιγμό να πετάξει τον αστεροειδή αρκετά μακριά από τον Ήλιο. Για παράδειγμα, ο αστεροειδής 2012 VE77 μπορεί να σταλεί σε μια τροχιά με ένα αφήλιο σε απόσταση από την τροχιά του Κρόνου και τα υπόλοιπα - πέρα ​​από την τροχιά του Άρη.

Το πλεονέκτημα των συντονισμένων αστεροειδών είναι ότι επιστρέφουν στην περιοχή της Γης κάθε χρόνο. Αυτό καθιστά δυνατή τουλάχιστον κάθε χρόνο την αποστολή ενός διαστημικού σκάφους να προσγειωθεί σε έναν αστεροειδή και να παραδώσει δείγματα εδάφους στη Γη, και σχεδόν δεν απαιτείται καύσιμο για να επιστρέψει το όχημα καθόδου στη Γη. Από αυτή την άποψη, ένας αστεροειδής σε τροχιά συντονισμού έχει πλεονεκτήματα σε σχέση με έναν αστεροειδή σε σεληνιακή τροχιά, όπως σχεδιάστηκε στο έργο Keck, καθώς απαιτεί αξιοσημείωτη κατανάλωση καυσίμου για να επιστρέψει. Για μη επανδρωμένες αποστολές, αυτό μπορεί να είναι αποφασιστικό, αλλά για επανδρωμένες πτήσεις, όταν είναι απαραίτητο να διασφαλιστεί ότι η συσκευή θα επιστρέψει στη Γη όσο το δυνατόν γρηγορότερα σε περίπτωση έκτακτης ανάγκης (εντός μιας εβδομάδας ή και νωρίτερα), το πλεονέκτημα μπορεί να είναι το έργο ARM.

Από την άλλη πλευρά, η ετήσια επιστροφή των συντονισμένων αστεροειδών στη Γη επιτρέπει περιοδικούς βαρυτικούς ελιγμούς, αλλάζοντας κάθε φορά την τροχιά τους για τη βελτιστοποίηση των συνθηκών έρευνας. Σε αυτή την περίπτωση, η τροχιά πρέπει να παραμείνει συντονισμένη, κάτι που είναι εύκολο να εφαρμοστεί εκτελώντας πολλαπλούς ελιγμούς βαρύτητας. Χρησιμοποιώντας αυτή την προσέγγιση, είναι δυνατό να μεταφερθεί ο αστεροειδής σε τροχιά ίδια με τη Γη, αλλά ελαφρώς κεκλιμένη στο επίπεδό του (προς την εκλειπτική). Τότε ο αστεροειδής θα πλησιάζει τη Γη δύο φορές το χρόνο. Η οικογένεια των τροχιών που προκύπτει από μια ακολουθία ελιγμών βαρύτητας περιλαμβάνει μια τροχιά της οποίας το επίπεδο βρίσκεται στην εκλειπτική, αλλά έχει πολύ μεγάλη εκκεντρότητα και, όπως ο αστεροειδής 2012 VE77, φτάνει στην τροχιά του Άρη.

Εάν αναπτύξουμε περαιτέρω την τεχνολογία των βαρυτικών ελιγμών για πλανήτες, συμπεριλαμβανομένης της κατασκευής τροχιών συντονισμού, τότε προκύπτει η ιδέα να χρησιμοποιήσουμε τη Σελήνη. Το γεγονός είναι ότι ο βαρυτικός ελιγμός του πλανήτη στην καθαρή του μορφή δεν επιτρέπει τη σύλληψη ενός αντικειμένου στην τροχιά του δορυφόρου, καθώς η ενέργεια της σχετικής κίνησής του δεν αλλάζει όταν πετά γύρω από τον πλανήτη. Αν ταυτόχρονα πετά γύρω από τον φυσικό δορυφόρο του πλανήτη (τη Σελήνη), τότε η ενέργειά του μπορεί να μειωθεί. Το πρόβλημα είναι ότι η μείωση θα πρέπει να είναι επαρκής για να μεταφερθεί στην τροχιά του δορυφόρου, δηλαδή η αρχική ταχύτητα σε σχέση με τον πλανήτη να είναι μικρή. Εάν αυτή η απαίτηση δεν ικανοποιηθεί, το αντικείμενο θα φύγει για πάντα από την περιοχή της Γης. Αλλά εάν επιλέξετε τη γεωμετρία του συνδυασμένου ελιγμού έτσι ώστε ως αποτέλεσμα ο αστεροειδής να παραμείνει σε τροχιά συντονισμού, τότε σε ένα χρόνο μπορείτε να επαναλάβετε τον ελιγμό. Έτσι, είναι δυνατό να συλλάβουμε έναν αστεροειδή στην τροχιά του δορυφόρου της Γης εφαρμόζοντας ελιγμούς βαρύτητας κοντά στη Γη, διατηρώντας παράλληλα τη συνθήκη συντονισμού και συντονισμένη πτήση της Σελήνης.

Προφανώς, μεμονωμένα παραδείγματα που επιβεβαιώνουν τη δυνατότητα εφαρμογής της έννοιας του ελέγχου της κίνησης των αστεροειδών χρησιμοποιώντας βαρυτικούς ελιγμούς δεν εγγυώνται λύση στο πρόβλημα του κινδύνου αστεροειδών-κομήτη για οποιοδήποτε ουράνιο αντικείμενο που απειλεί να συγκρουστεί με τη Γη. Μπορεί σε μια συγκεκριμένη περίπτωση να μην υπάρχει κατάλληλος αστεροειδής που να μπορεί να κατευθυνθεί σε αυτόν. Όμως, όπως φαίνεται από τα τελευταία αποτελέσματα υπολογισμών, που πραγματοποιήθηκαν λαμβάνοντας υπόψη τους «φρέσκους» καταγεγραμμένους αστεροειδείς, με τη μέγιστη επιτρεπόμενη ώθηση ταχύτητας που απαιτείται για τη μεταφορά ενός αστεροειδούς στην περιοχή του πλανήτη, ίση με 40 m/s, τον αριθμό των κατάλληλων οι αστεροειδείς είναι 29, 193 και 72 για την Αφροδίτη, τη Γη και τον Άρη αντίστοιχα. Περιλαμβάνονται στον κατάλογο των ουράνιων σωμάτων, η κίνηση των οποίων μπορεί να ελεγχθεί με τη βοήθεια της σύγχρονης τεχνολογίας πυραύλων και διαστήματος. Ο κατάλογος αυξάνεται ραγδαία, καθώς σήμερα ανακαλύπτονται δύο έως πέντε αστεροειδείς κατά μέσο όρο την ημέρα. Έτσι, για την περίοδο από 1 Νοεμβρίου έως 21 Νοεμβρίου 2014, ανακαλύφθηκαν 58 αστεροειδείς κοντά στη Γη. Μέχρι τώρα, δεν μπορούσαμε να επηρεάσουμε την κίνηση των φυσικών ουράνιων σωμάτων, αλλά ξεκινά μια νέα φάση στην ανάπτυξη του πολιτισμού, όταν αυτό καταστεί δυνατό.

Γλωσσάρι για το άρθρο

ο νόμος του Μπόντε(ο κανόνας Titius-Bode, που θεσπίστηκε το 1766 από τον Γερμανό μαθηματικό Johann Titius και επαναδιατυπώθηκε το 1772 από τον Γερμανό αστρονόμο Johann Bode) περιγράφει τις αποστάσεις μεταξύ των τροχιών των πλανητών του ηλιακού συστήματος και του Ήλιου, καθώς και μεταξύ των πλανητών. και τις τροχιές των φυσικών του δορυφόρων. Μία από τις μαθηματικές του διατυπώσεις: R i = (D i + 4)/10, όπου D i = 0, 3, 6, 12 ... n, 2n και R i είναι η μέση ακτίνα της τροχιάς του πλανήτη σε αστρονομικές μονάδες (α. ε.).

Αυτός ο εμπειρικός νόμος ισχύει για τους περισσότερους πλανήτες με ακρίβεια 3%, αλλά φαίνεται ότι δεν έχει φυσικό νόημα. Υπάρχει, ωστόσο, η υπόθεση ότι στο στάδιο του σχηματισμού του ηλιακού συστήματος, ως αποτέλεσμα βαρυτικών διαταραχών, προέκυψε μια κανονική δομή δακτυλίου περιοχών στις οποίες οι τροχιές των πρωτοπλανήτων αποδείχθηκαν σταθερές. Μεταγενέστερες μελέτες του ηλιακού συστήματος έδειξαν ότι ο νόμος του Bode, γενικά μιλώντας, απέχει πολύ από το να εκπληρώνεται πάντα: οι τροχιές του Ποσειδώνα και του Πλούτωνα, για παράδειγμα, είναι πολύ πιο κοντά στον Ήλιο από ό, τι προβλέπει (βλ. πίνακα).

(σημεία L, ή σημεία βιβλιοθήκης, από λατ. Libration- αιώρηση) - σημεία στο σύστημα δύο μεγάλων σωμάτων, για παράδειγμα, του Ήλιου και ενός πλανήτη ή ενός πλανήτη και του φυσικού του δορυφόρου. Ένα σώμα σημαντικά μικρότερης μάζας - ένας αστεροειδής ή ένα διαστημικό εργαστήριο - θα παραμείνει σε οποιοδήποτε από τα σημεία Lagrange, ταλαντούμενο με μικρό πλάτος, υπό την προϋπόθεση ότι μόνο οι βαρυτικές δυνάμεις ενεργούν πάνω του.

Τα σημεία Lagrange βρίσκονται στο επίπεδο της τροχιάς και των δύο σωμάτων και χαρακτηρίζονται από δείκτες από το 1 έως το 5. Τα τρία πρώτα - συγγραμμικά - βρίσκονται σε μια ευθεία γραμμή που συνδέει τα κέντρα των σωμάτων μεγάλης μάζας. Το σημείο L 1 βρίσκεται ανάμεσα σε ογκώδη σώματα, L 2 - πίσω από τα λιγότερο ογκώδη, L 3 - πίσω από τα πιο ογκώδη. Η θέση του αστεροειδούς σε αυτά τα σημεία είναι η λιγότερο σταθερή. Τα σημεία L 4 και L 5 - τριγωνικά ή Τρωικά - βρίσκονται σε τροχιά και στις δύο πλευρές της γραμμής που συνδέει τα σώματα μεγάλης μάζας, σε γωνίες 60 o από τη γραμμή που τα συνδέει (για παράδειγμα, τον Ήλιο και τη Γη).

Το σημείο L 1 του συστήματος Γης-Σελήνης είναι ένα βολικό μέρος για την τοποθέτηση ενός επανδρωμένου τροχιακού σταθμού που επιτρέπει στους αστροναύτες να φτάνουν στη Σελήνη με ελάχιστη κατανάλωση καυσίμου ή ένα παρατηρητήριο για την παρατήρηση του Ήλιου, ο οποίος σε αυτό το σημείο δεν κρύβεται ποτέ από Γη ή Σελήνη.

Το σημείο L 2 του συστήματος Ήλιος-Γη είναι βολικό για την κατασκευή διαστημικών παρατηρητηρίων και τηλεσκοπίων. Το αντικείμενο σε αυτό το σημείο διατηρεί τον προσανατολισμό του σε σχέση με τη Γη και τον Ήλιο επ' αόριστον. Ήδη στεγάζει τα αμερικανικά εργαστήρια Planck, Herschel, WMAP, Gaia και άλλα.

Στο σημείο L 3, στην άλλη πλευρά του Ήλιου, συγγραφείς επιστημονικής φαντασίας έχουν επανειλημμένα τοποθετήσει έναν συγκεκριμένο πλανήτη - την Αντί-Γη, που είτε έφτασε από μακριά, είτε δημιουργήθηκε ταυτόχρονα με τη Γη. Οι σύγχρονες παρατηρήσεις δεν το έχουν εντοπίσει.

Εκκεντρικότητα(Εικ. 1) - ένας αριθμός που χαρακτηρίζει το σχήμα μιας καμπύλης δεύτερης τάξης (έλλειψη, παραβολή και υπερβολή). Μαθηματικά, ισούται με την αναλογία της απόστασης οποιουδήποτε σημείου της καμπύλης προς την εστίασή της προς την απόσταση από αυτό το σημείο στην ευθεία, που ονομάζεται κατευθυντήριος άξονας. Οι ελλείψεις - οι τροχιές των αστεροειδών και των περισσότερων άλλων ουράνιων σωμάτων - έχουν δύο κατευθύνσεις. Οι εξισώσεις τους είναι: x = ±(a/e), όπου a είναι ο ημι-κύριος άξονας της έλλειψης. e - εκκεντρότητα - σταθερή τιμή για οποιαδήποτε δεδομένη καμπύλη. Η εκκεντρότητα της έλλειψης είναι μικρότερη από 1 (για μια παραβολή, e \u003d 1, για μια υπερβολή, e\u003e 1). όταν e > 0, το σχήμα της έλλειψης πλησιάζει έναν κύκλο· όταν e > 1, η έλλειψη γίνεται όλο και πιο επιμήκη και συμπιέζεται, εκφυλίζοντας σε ένα τμήμα στο όριο - τον δικό της κύριο άξονα 2α. Ένας άλλος, απλούστερος και πιο οπτικός ορισμός της εκκεντρότητας μιας έλλειψης είναι ο λόγος της διαφοράς μεταξύ της μέγιστης και της ελάχιστης απόστασης της εστίας προς το άθροισμά τους, δηλαδή το μήκος του κύριου άξονα της έλλειψης. Για τις περιφερειακές τροχιές, αυτός είναι ο λόγος της διαφοράς της απόστασης ενός ουράνιου σώματος από τον Ήλιο στο αφήλιο και στο περιήλιο προς το άθροισμά τους (κύριος άξονας της τροχιάς).

ηλιόλουστος άνεμος- μια σταθερή ροή πλάσματος του ηλιακού στέμματος, δηλαδή φορτισμένων σωματιδίων (πρωτόνια, ηλεκτρόνια, πυρήνες ηλίου, ιόντα οξυγόνου, πυρίτιο, σίδηρος, θείο) σε ακτινικές κατευθύνσεις από τον Ήλιο. Καταλαμβάνει σφαιρικό όγκο με ακτίνα τουλάχιστον 100 AU. Δηλαδή, το όριο του όγκου καθορίζεται από την ισότητα της δυναμικής πίεσης του ηλιακού ανέμου και της πίεσης του διαστρικού αερίου, το μαγνητικό πεδίο του Γαλαξία και τις γαλαξιακές κοσμικές ακτίνες.

Εκλειπτική(από τα ελληνικά. εκλειψις- έκλειψη) - ένας μεγάλος κύκλος της ουράνιας σφαίρας, κατά μήκος του οποίου συμβαίνει η φαινομενική ετήσια κίνηση του Ήλιου. Στην πραγματικότητα, εφόσον η Γη κινείται γύρω από τον Ήλιο, η εκλειπτική είναι ένα τμήμα της ουράνιας σφαίρας από το επίπεδο της τροχιάς της Γης. Η εκλειπτική γραμμή διατρέχει τους 12 αστερισμούς του ζωδιακού κύκλου. Η ελληνική του ονομασία οφείλεται στο γεγονός ότι είναι γνωστό από την αρχαιότητα: οι εκλείψεις Ηλίου και Σελήνης συμβαίνουν όταν η Σελήνη βρίσκεται κοντά στο σημείο τομής της τροχιάς της με την εκλειπτική.

Οι αστεροειδείς είναι ουράνια σώματα που σχηματίστηκαν λόγω της αμοιβαίας έλξης πυκνού αερίου και σκόνης που περιφέρονται γύρω από τον Ήλιο μας σε πρώιμο στάδιο του σχηματισμού του. Μερικά από αυτά τα αντικείμενα, όπως ένας αστεροειδής, έχουν φτάσει σε αρκετή μάζα για να σχηματίσουν έναν λιωμένο πυρήνα. Τη στιγμή που ο Δίας φθάνει τη μάζα του, τα περισσότερα από τα πλανητοειδή (μελλοντικοί πρωτοπλανήτες) χωρίστηκαν και εκτινάχθηκαν από την αρχική ζώνη αστεροειδών μεταξύ του Άρη και. Κατά τη διάρκεια αυτής της εποχής, μέρος των αστεροειδών σχηματίστηκε λόγω της σύγκρουσης μεγάλων σωμάτων εντός της επιρροής του βαρυτικού πεδίου του Δία.

Ταξινόμηση τροχιάς

Οι αστεροειδείς ταξινομούνται σύμφωνα με χαρακτηριστικά όπως οι ορατές αντανακλάσεις του ηλιακού φωτός και τα χαρακτηριστικά των τροχιών τους.

Σύμφωνα με τα χαρακτηριστικά των τροχιών, οι αστεροειδείς συνδυάζονται σε ομάδες, μεταξύ των οποίων διακρίνονται οικογένειες. Ως ομάδα αστεροειδών θεωρείται ένας ορισμένος αριθμός τέτοιων σωμάτων των οποίων τα τροχιακά χαρακτηριστικά είναι παρόμοια, δηλαδή ο ημιάξονας, η εκκεντρότητα και η τροχιακή κλίση. Μια οικογένεια αστεροειδών θα πρέπει να θεωρηθεί μια ομάδα αστεροειδών που δεν κινούνται απλώς σε κοντινές τροχιές, αλλά είναι πιθανώς θραύσματα ενός μεγάλου σώματος και σχηματίστηκαν ως αποτέλεσμα της διάσπασής του.

Η μεγαλύτερη από τις γνωστές οικογένειες μπορεί να περιέχει αρκετές εκατοντάδες αστεροειδείς, ενώ οι πιο συμπαγείς οικογένειες μπορεί να περιέχουν έως και δέκα. Περίπου το 34% των σωμάτων αστεροειδών είναι μέλη οικογενειών αστεροειδών.

Ως αποτέλεσμα του σχηματισμού των περισσότερων ομάδων αστεροειδών στο ηλιακό σύστημα, το μητρικό τους σώμα καταστράφηκε, ωστόσο, υπάρχουν και τέτοιες ομάδες των οποίων το μητρικό σώμα επέζησε (για παράδειγμα).

Ταξινόμηση ανά φάσμα

Η φασματική ταξινόμηση βασίζεται στο φάσμα της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας, το οποίο είναι το αποτέλεσμα της ανάκλασης του ηλιακού φωτός από τον αστεροειδή. Η εγγραφή και η επεξεργασία αυτού του φάσματος καθιστά δυνατή τη μελέτη της σύνθεσης ενός ουράνιου σώματος και την ανάθεση ενός αστεροειδούς σε μία από τις ακόλουθες κατηγορίες:

• Ομάδα αστεροειδών άνθρακα ή ομάδα C. Οι εκπρόσωποι αυτής της ομάδας αποτελούνται κυρίως από άνθρακα, καθώς και στοιχεία που ήταν μέρος του πρωτοπλανητικού δίσκου του ηλιακού μας συστήματος στα πρώτα στάδια του σχηματισμού του. Το υδρογόνο και το ήλιο, καθώς και άλλα πτητικά στοιχεία, πρακτικά απουσιάζουν στους ανθρακούχους αστεροειδείς, ωστόσο, η παρουσία διαφόρων ορυκτών είναι δυνατή. Ένα άλλο χαρακτηριστικό γνώρισμα τέτοιων σωμάτων είναι η χαμηλή τους ανακλαστικότητα albedo, η οποία απαιτεί τη χρήση ισχυρότερων εργαλείων παρατήρησης από ό,τι στη μελέτη αστεροειδών άλλων ομάδων. Περισσότερο από το 75% των αστεροειδών στο ηλιακό σύστημα είναι εκπρόσωποι της ομάδας C. Τα πιο διάσημα σώματα αυτής της ομάδας είναι το Hygiea, το Pallas και κάποτε - Ceres.
• Μια ομάδα αστεροειδών πυριτίου ή ομάδα S. Οι αστεροειδείς αυτού του τύπου αποτελούνται κυρίως από σίδηρο, μαγνήσιο και μερικά άλλα βραχώδη ορυκτά. Για το λόγο αυτό, οι αστεροειδείς πυριτίου ονομάζονται επίσης πετρώδεις αστεροειδείς. Τέτοια σώματα έχουν αρκετά υψηλό albedo, το οποίο σας επιτρέπει να παρατηρήσετε μερικά από αυτά (για παράδειγμα, την Irida) απλά με κιάλια. Ο αριθμός των αστεροειδών πυριτίου στο ηλιακό σύστημα είναι το 17% του συνόλου και είναι πιο συνηθισμένοι σε απόσταση έως και 3 αστρονομικών μονάδων από τον Ήλιο. Οι μεγαλύτεροι εκπρόσωποι της ομάδας S: Juno, Amphitrite και Herculina.