Астэроід: Розніца паміж версіямі

Агульная колькасць малых планет, што назіраюцца ў [[тэлескоп]]ы — каля 100 тыс. (занумеравана і ўключана ў каталог кал 6 тыс.). БуйнейшыяНайбуйнейшыя з іх: [[Цэрэра (малая планета)|Цэрэра]], [[(2) Палада|Палада]], [[(4) Веста|Веста]].

Большасць вядомых на дадзены момант астэроідаў засяроджана ў межах [[пояс астэроідаў|пояса астэроідаў]], змесцаванагаразмешчанага паміж арбітамі [[Марс]]а і [[ЮпітарЮпітэр]]а.

Самым буйнымвялікім астэроідам у Сонечнай сістэме лічылася [[(1) Цэрэра|Цэрэра]], мелаяз памерыпамерам прыблізна 975?--909 км, аднак з [[24 жніўня]] [[2006]] года яна атрымала статус [[карлікавая планета|карлікавай планеты]]. Два іншыя найбуйнейшыя астэроіды [[(2) Палада]] і [[(4) Веста]] маюць дыяметр ~500 км. (4) Веста з'яўляецца адзіным аб'ектам [[пояс астэроідаў|пояса астэроідаў]], які можна назіраць няўзброеным вокам. Астэроіды, што рухаюцца па іншых арбітах, таксама могуцьможна быцьназіраць назіраны ўу перыяд праходжання паблізу Зямлі (гл., прыкладамнапрыклад, [[(99942) Апофіс]]).

Агульная маса ўсіх астэроідаў галоўнага пояса ацэньваецца ў 3,0—3,6{{e|21}} кг<ref>{{cite journal| first=G. A. | last= Krasinsky | coauthors=Pitjeva, E. V.; Vasilyev, M. V.; Yagudina, E. I. | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002Icar..158...98K| title=Hidden Mass in the Asteroid Belt| journal=Icarus| volume=158| issue=1| pages=98—105| month= July| year= 2002| doi=10.1006/icar.2002.6837}}</ref>, што складае ўсяго каля 4 % ад масы [[Месяц, спадарожнік Зямлі|Месяца]]. Маса Цэрэры — 9,5{{e|20}} кг, то -бок каля 32 % ад агульнай, а разам з трыма найбуйнейшымі астэроідамі (4) Веста (9 %), (2) Палада (7 %), [[(10) Гігея]] (3 %) — 51 %, то -бок абсалютнуюабсалютная большасць астэроідаў маюцьмае нікчэмнуюмізэрную па астранамічных мерках масу.

Вывучэнне астэроідаў пачалося пасля адкрыцця ў [[1781]] годзе [[Уільям Гершэль|Уільямам Гершэлем]] планеты [[Планета Уран|Уран]]. Яго сярэдняя геліяцэнтрычная адлегласць апынуласяаказалася адпаведнымадпаведнаю [[правіла Тыцыуса — Бодзе|правілу Тыцыуса — Бодзе]].

У канцы [[XVIII стагоддзе|XVIII стагоддзя]] [[Франц Ксавер фон Цах|Франц Ксавер]] арганізаваў групу з 24 астраномаў. З [[1789]] года гэта група займалася пошукамі планеты, якая, паводле правіла Тыцыуса-БодзеБодэ, павінна была знаходзіцца на адлегласці каля 2,8 [[астранамічная адзінка|астранамічных адзінак]] ад [[Сонца]] — паміж арбітамі Марса і ЮпітараЮпітэра. Заданне складаласязаключалася ў апісанні каардынат усіх [[зорка|зорак]] у вобласці [[задыякальныя сузор'і|задыякальных сузор'яў]] на вызначаны момант. У наступныя ночы каардынаты правяраліся, і вылучаліся аб'екты, якія ссоўвалісяперамяшчаліся на большую адлегласць. Меркаванае зрушэнне шуканай планеты павінна было складаць каля 30 [[вуглавая секунда|вуглавых секундаўсекунд]] у гадзіну, што павінна было быць лёгка заўважана.

Па іроніі лёсу першы астэроід, [[(1) Цэрэра]], быў выяўлены італьянцам [[Джузэпэ Піяцы|Піяцы]], якіяякі не ўдзельнічаліўдзельнічаў ўу гэтым праекце, выпадкова, у [[1801]] годзе, у першую ж ноч стагоддзя. Тры іншыя — [[(2) Палада]], [[(3) Юнона]] і [[(4) Веста]] былі выяўлены ў наступныя некалькі гадоў — апошні, Веста, у [[1807]] годзе. Яшчэ праз 8 гадоў бясплодных пошукаў большасць астраномаў вырашыла, што там больш нічога няма, і спыніла даследаванні.

Аднак [[Карл Людвіг Хэнке]] выявіўпраявіў настойлівасць, і ў [[1830]] годзе аднавіў пошук новых астэроідаў. Праз пятнаццаць гадоў ён выявіў [[(5) Астрэя|Астрэю]], першы новы астэроід за 38 гадоў. Ён таксама выявіў [[(6) Геба|Гебу]] менш чым праз два гады. Пасля гэтага іншыя астраномы далучыліся да пошукаў, і далей выяўлялася не менш аднаго новага астэроіда ў год (за выняткамвыключэннем [[1945]] года).

У [[1891]] годзе [[Максіміліян Франц ЁзафЁзэф Карнэліус Вольф|Макс Вольф]] упершыню выкарыстаў для пошуку астэроідаў метад [[астрафатаграфія|астрафатаграфіі]], пры якім на фатаграфіях з доўгім перыядам экспанавання астэроіды пакідалі кароткія светлыя лініі. Гэты метад значна паскорыў выяўленне новых астэроідаў у параўнанні з раней выкарыстоўванымі метадамі візуальнага назірання: Макс Вольф у адзіноткуадзін выявіў 248 астэроідаў, пачынаючы з [[(323) Брусія]], тады як да яго было выяўлена няшмат чымненамнога больш чым 300. {{Comment|Цяпер|16 студзеня 2014}}, праз стагоддзе, 385 тысяч астэроідаў маюць афіцыйны нумар, а 18 тысяч з іх — яшчэ і імя.

У [[2010]] г. дзве незалежныя групы астраномаў з [[ЗША]], [[Іспанія|Іспаніі]] і [[Бразілія|Бразіліі]] заявілі, што адначасна выявілі вадзяны [[лёд]] на паверхні аднаго з самых буйных астэроідаў галоўнага пояса — [[Феміда, астэроід|Феміды]]. Гэта адкрыццё дазваляе зразумець паходжанне вады на Зямлі. НапачаткуУ пачатку свайго існаванні Зямля была занадта гарачая, каб утрымаць дастатковую колькасць вады. Гэта рэчыва павінна было прыбыць пазней. Меркавалася, што ваду на Зямлю маглі занесці [[камета|каметы]], але [[ізатоп]]ны складсастаў зямной вады і вады ў каметах не супадае. Таму можна выказаць здагадку, што вада на Зямлю была занесена пры яе сутыкненні з астэроідамі. Даследчыкі таксама выявілі на Фемідзе складаныя [[вуглевадарод]]ы, у тым ліку малекулы — папярэднікі жыцця<ref>[http://www.membrana.ru/particle/3998 Впервые найден водяной лёд на астероиде]</ref>.

Спачатку астэроідам давалі імёны герояў [[Старажытнарымская рэлігія|рымскай]] і [[Старажытнагрэчаская міфалогія|грэчаскай міфалогіі]], пазней адкрывальнікі атрымалі права звацьназываць іх якпа дагоднаўласным жаданні — прыкладамнапрыклад, сваім імем. Спачатку астэроідам даваліся пераважна жаночыя імёны, мужчынскія імёны атрымвалі толькі астэроіды, мелыя незвычайныя [[арбіта|арбіты]] (прыкладам, [[(1566) Ікар|Ікар]], надыходны да [[Сонца]] бліжэй [[Меркурый|Меркурыя]]). Пазней і гэта правіла перастала выконвацца.

Атрымаць імя можа не кожны астэроід, а толькі той, арбіта якога больш-менш надзейна вылічана. Былі выпадкі, калі астэроід атрымваў імя праз дзясяткі гадоў пасля адкрыцця. Датуль, пакуль арбіта не вылічана, астэроіду даецца [[часовае пазначэнне астэроіда|часовае пазначэнне]], якое адлюстроўвае дату яго адкрыцця, прыкладамнапрыклад, {{nobr|1950 DA}}. Лічбы пазначаюць год, першая літара — нумар паўмесяца ў годзе, у якім астэроід быў адкрыты (у прыведзеным прыкладзе гэта другая палова лютага). Другая літара пазначае парадкавы нумар астэроіда ўва паказанымўказаным паўмесяцы, у нашым прыкладзе астэроід быў адкрыты першым. Паколькі паўмесяцаў 24, а англійскіх літар — 26, у пазначэнні не выкарыстоўваюцца дзве літары: I (з-за падабенства з адзінкай) і Z. Калі колькасць астэроідаў, адкрытых цягамза паўмесяца, перавысіць 24, ізноў вяртаюцца да пачатку алфавіта, прыпісваючы другой літары індэкс 2, пры наступным вяртанні — 3, {{nobr|і г.д.}}

Пасля атрымання імя афіцыйнае найменне астэроіда складаецца з ліку (парадкавага нумара) і назвы — [[Цэрэра|(1) Цэрэра]], [[(8) Флора]] і г.д.

Першыя спробы памераць дыяметры астэроідаў, скарыстаючы метад непасрэднага вымярэння бачных дыскаў з дапамогай {{не перакладзена 3|Ніцяны мікраметр|ніцянога мікраметра|en|filar micrometer}}, распачалі [[Уільям Гершэль]] у 1802 і [[ЁганЁхан Еранім Шротэр|ЁганЁхан Шротэр]] у 1805 гадах. Пасля іх у [[XIX стагоддзе|XIX стагоддзі]] аналагічным спосабам праводзіліся вымярэнні найболей яркіх астэроідаў іншымі [[астраном]]амі. АсноўнайАсноўным нястачайнедахопам дадзенага метаду былі значныя разыходжанні вынікаў (прыкладамнапрыклад, мінімальныя і максімальныя памеры [[(1) Цэрэра|Цэрэры]], атрыманыя рознымі навукоўцамі, адрозніваліся ў дзесяць разоў).

Метад палярыметрыі складаецца ў вызначэнні памеру на падставеаснове яркасці астэроіда. Чым большбольшы астэроід, тым больш сонечнага святла ён адлюстроўвае. Аднак яркасць астэроіда моцна залежыць ад [[альбеда]] паверхні астэроіда, што ў сваю чаргу вызначаецца складамсаставам парод, што складаюць яго. ПрыкладамНапрыклад, астэроід Веста з-за высокага альбеда сваёй паверхні адлюстроўвае ў 4 разы больш святла, чым Цэрэра і з'яўляецца самым заўважным астэроідам на небе, які часам можна назіраць няўзброеным вокам.

Аднак само альбеда таксама можна вызначыць досыць лёгка. Рэч у тым, што чым менш яркасць астэроіда, то -бок чым менш ён адлюстроўвае сонечнай радыяцыі ў бачным дыяпазоне, тым больш ён яе паглынае і, награваючыся, выпрамяняе яе потым у выглядзе цяпла ў інфрачырвоным дыяпазоне.

Метад палярыметрыі можа быць таксама выкарыстаны для вызначэння формы астэроіда, шляхам рэгістрацыі змены яго бляску падчаспры кручэннякручэнні, так і для вызначэння перыяду гэтага кручэння, а таксама для выяўлення буйных структур на паверхні<ref name="Lang 2003" />. Апроч таго, вынікі, атрыманыя з дапамогай {{не перакладзена 3|Інфрачырвоны тэлескоп|інфрачырвоных тэлескопаў|en|Infrared telescope}}, выкарыстоўваюцца для вызначэння памераў метадам цеплавой радыяметрыі<ref name="iau160_2"/>.

=== СпектравыяСпектральныя класы ===

{{main|СпектравыяСпектральныя класы астэроідаў}}

У [[1975]] годзе [[Фонд B612|Кларк Р. Чапмен]], [[Дэвід Морысан]] ([[:en:David Morrison|David Morrison]]) і [[Бэн Цэлер]] ([[:en:Ben Zellner|Ben Zellner]]) распрацавалі сістэму класіфікацыі астэроідаў, якая абапіраецца на паказнікіпаказчыкі [[колер]]ау, [[альбеда]] і характарыстыкі [[спектр]]а адлюстраванагаадбітага сонечнага [[святло|святла]]<ref>{{cite journal|author=Chapman, C. R., Morrison, D., & Zellner, B.|title=Surface properties of asteroids: A synthesis of polarimetry, radiometry, and spectrophotometry|journal=Icarus|volume=25|pages=104—130|year=1975}}</ref>.

* '''[[Астэроід класа B|Клас B]]''' — у цэлым ставяццаадносяцца да астэроідаў[[Астэроід класа C| класа C]], але амаль не паглынаюць хвалі ніжэй 0,5 мкм, а іх спектр злёгку блакітнаваты. [[Альбеда]] у цэлым вышэй, чым у іншых вугляродных астэроідаў.

* '''[[Астэроід класа D|Клас D]]''' — характарызуюцца вельмі нізкім [[альбеда]] (0,02?0,05) і роўным чырванаватым [[Спектр|спектрам]] без выразных [[СпектраваяСпектральная лінія паглынання|ліній паглынання]].

* '''[[Астэроід класа E|Клас E]]''' — паверхня гэтых астэроідаў утрымвае ў сваім складзе такі [[мінерал]], як [[энстатыт]], і можа мець падабенства з [[Ахандрыт|ахандрытамі]].

* '''[[Астэроід класа G|Клас G]]''' — характарызуецца нізкім [[альбеда]] і амаль плоскім (і бясколерным) у бачным дыяпазоне спектрам адлюстравання, што сведчыць прааб моцнымоцным [[Ультрафіялетавае выпрамяненне|ультрафіялетавым]] паглынанні.

* '''[[Астэроід класа P|Клас P]]''' — як і астэроіды класа D, характарызуюцца даволі нізкім [[альбеда]], (0,02?0,07) і роўным чырванаватым [[Спектрспектр|спектрам]] без выразных [[СпектраваяСпектральная лінія паглынання|ліній паглынання]].

* '''[[Астэроід класа Q|Клас Q]] ''' — на даўжыні хвалі 1 мкм у [[Спектр|спектры]] гэтых астэроідаў прысутнічаюць яркія і шырокія лініі [[Алівін|алівіну]] і [[Піраксены|піраксену]] і, апроч таго, асаблівасці, што паказваюць на наяўнасць [[Металы|металу]].

* '''[[Астэроід класа R|Клас R]] ''' — характарызуюцца адносна высокім [[альбеда]] і чырванаватычырванаватым [[Спектр|спектрам]] адлюстраванніадбіцця на даўжыні 0,7 мкм.

* '''[[Астэроід класа V|Клас V]]''' — астэроіды гэтага класа ўмерана яркія і даволі блізкія да больш агульнага [[Астэроід класа S|S класукласа]], якія таксама галоўным чынам складаюцца з [[Камень|каменя]], [[Сілікаты, мінералы|сілікатаў]] і [[Жалеза|жалеза]] ([[Хандрыты|хандрытаў]]), але адрозніваюцца S больш высокім утрыманнем [[Піраксены|піраксену]].

* '''[[Астэроід класа J|Клас J]]''' — гэта клас астэроідаў, што ўтварыліся, меркавана, з унутраных частак Весты. Іх спектры блізкія да [[Спектр|спектрамспектра]] [[Астэроід класа V|астэроідаў V класа]], але іх адрознівае адменнаасабліва моцныя [[Спектравая лінія паглынання|лініі паглынання]] на даўжыні хвалі 1 мкм.

Варта ўлічваць, што колькасць вядомых астэроідаў, аднесеных да якога-небудзь тыпу, не абавязкова адпавядае рэчаіснасці. Некаторыя тыпы досыць складаныскладаныя для вызначэння, і тып вызначанага астэроіда можа быць зменены пры больш старанныхдакладных даследаваннях.

==== Праблемы спектравайспектральнай класіфікацыі ====

Першапачаткова спектраваяспектральная класіфікацыя засноўвалася на трох тыпах матэрыялу, што складае астэроіды:

Аднак існуюць сумневысумненні ў тым, што такая класіфікацыя адназначна вызначае складсастаў астэроіда. У той час, як розны спектравыспектральны клас астэроідаў паказвае на іх розны складсастаў, няма ніякіх довадаў таго, што астэроіды аднаго спектравагаспектральнага класа складаюцца з аднолькавых матэрыялаў. У выніку навукоўцы не прынялі новую сістэму, і ўкараненне спектравайспектральнай класіфікацыі спынілася.

Колькасць астэроідаў заўважна змяншаецца з узростам іх памераў. Хоць гэта ў цэлым адпавядае [[Сталаяпастаянная функцыя|сталаму закону]], ёсць пікі пры 5 км і 100 км, дзе больш астэроідаў, чым чакалася б у адпаведнасці [[лагарыфмічнае размеркаванне|лагарыфмічнаму размеркаванню]]<ref>[http://www.astro.washington.edu/users/ivezic/Astr598/lecture4.pdf Davis 2002, «Asteroids III», cited by Željko Ivezić]</ref>.

Лічыцца, што [[планецезімальпланетэзімаль|планецезімаліпланетэзімалі]] у поясе астэроідаў эвалюцыянавалі гэтак жа, як і ў іншых абласцях сонечнай туманнасці да таго часу, пакуль [[Юпітэр]] не дасягнуў сваёй бягучайцяперашняй масы, пасля чаго з прычыны [[арбітальны рэзананс|арбітальных рэзанансаў]] з Юпітэрам з пояса было выкінута больш 99 % планецезімалейпланетэзімалей. Мадэляванне і скокіскачкі размеркаванняў скорасцей кручэння і спектравыхспектральных уласцівасцяўуласцівасцей паказваюць, што астэроіды дыяметрам больш 120 км утварыліся ў выніку [[акрэцыя|акрэцыі]] ў гэту раннюю эпоху, тым часам як меншыя целы з'яўляюцца аскепкаміасколкамі ад сутыкненняў паміж астэроідамі ў час ці пасля рассейвання пачатковага пояса гравітацыяй Юпітэра<ref>{{cite journal | last1 = Bottke | first1 = Durda | last2 = Nesvorny | first2 = Jedicke | last3 = Morbidelli | first3 = Vokrouhlicky | last4 = Levison | first4 = | year = 2005 | title = The fossilized size distribution of the main asteroid belt | url = http://astro.mff.cuni.cz/davok/papers/fossil05.pdf| journal = Icarus | volume = 175 | issue = | page = 111 |bibcode = 2005Icar..175..111B |doi = 10.1016/j.icarus.2004.10.026 }}</ref>. Цэрэра і Веста набылі досыць вялікі памер для гравітацыйнай дыферэнцыяцыі, пры якой цяжкія металы пагрузіліся да ядра, а кара сфармаваласясфарміравалася з лягчэйшых скальных парод<ref name=ACM>{{cite book|title=Asteroids, Comets, and Meteors|author=Kerrod, Robin|year=2000|publisher=Lerner Publications Co.|isbn=0585317631}}</ref>.

У [[мадэль Ніцы|мадэлі Ніцы]] многія аб'екты [[пояс Койпера|пояса Койпера]] утварылісяўтварыліся ў вонкавым поясе астэроідаў, на адлегласці больш за 2,6 [[Астранамічная адзінка|а.е.]] Большасць з іх былібыла пазней выкінутывыкінута гравітацыяй Юпітара, але тыя, што засталіся, могуць быць [[астэроід класа D|астэроідамі класа D]], магчыма, улучаючыуключаючы Цэрэру<ref>William B. McKinnon, 2008, [http://adsabs.harvard.edu/abs/2008DPS....40.3803M «On The Possibility Of Large KBOs Being Injected Into The Outer Asteroid Belt».] ''American Astronomical Society,'' DPS meeting #40, #38.03</ref>.

Чым больш і цяжэй астэроід, тым вялікую небяспеку ён уяўляе, аднак і выявіць яго ў гэтым выпадку значна лягчэй. Найболей небяспечным на дадзены момант лічыцца астэроід [[(99942) Апофіс|Апофіс]], дыяметрам каля 300 м, пры сутыкненні з якім у выпадку дакладнага трапленняпападання можа быць знішчаны вялікі горад, аднак ніякай пагрозы чалавецтву ў цэлым такое сутыкненне не нясе.

З 2016 года ў Расіі працуе тэлескоп АЗТ-33 ВМ па выяўленні небяспечных нябесных цел. Ён здольны апазнаць небяспечны астэроід памерам 50 метраў на адлегласці да 150 мільёнаў кіламетраў за 30 секундаўсекунд. Гэта дае магчымасць загадзя (самае малое — за месяц) заўважыць патэнцыйнапатэнцыяльна небяспечныя для планеты целы, аналагічныя Тунгускаму метэарыту<ref>{{cite web|url=http://izvestia.ru/news/618004|publisher=«Газета Известия»|date=2016-06-15|title=В России заработал первый телескоп для обнаружения опасных астероидов}}</ref>.

# ''[[(1) Цэрэра]]'' (цяпер мае статус [[карлікавая планета|карлікавай планеты]])