We wrześniu 2017 r. Istniało 503850 ponumerowanych mniejszych planet z obliczonymi orbitami i kolejne 245,833 nienumerowane.
W 1596 roku Johannes Kepler zauważył, że średnie promienie orbit planet od Merkurego do Saturna obliczone przez Kopernika wynoszą 0,38: 0,72: 1,00: 1,52: 5,2: 9,2. Przepaść między Marsem a Jowiszem wydawała się Keplerowi zbyt duża i zasugerował, że jest tam inna planeta. Ta hipoteza została potwierdzona w sylwestra w 1801 roku, kiedy dyrektor Obserwatorium w Palermo, Giuseppe Piazzi, zauważył słabą gwiazdę w konstelacji Byka, która przesuwała się względem sąsiednich luminarzy. Wziął ją za kometę, ale wkrótce w to zwątpił. Niemiecki astronom Johann Bode, z którym Piazzi dzielił się swoimi obserwacjami, uznał to ciało za nową planetę, co ogłosił w miesięczniku wydawanym przez dyrektora Obserwatorium Gotha, barona Franza von Zacha. Bode i Zach byli wcześniej przekonani, że przestrzeń między Marsem a Jowiszem kryje nieznaną planetę;ponadto we wrześniu 1800 roku Zach przekonał kilku niemieckich astronomów do wzięcia udziału w zbiorowych poszukiwaniach. Później do tej grupy dołączyli inni naukowcy, w tym Piazzi (nazywając siebie „niebiańską policją”).
Oprócz ośmiu planet, zestaw słoneczny zawiera wiele różnych ciał o mniejszej masie i rozmiarach. Niektóre z nich składają się z pyłu i zamarzniętego gazu (są to komety), reszta składa się z materii stałej (mniejsze planety lub planetoidy). Niektóre z nich, z bardzo rzadkimi wyjątkami, nie wychodzą poza orbitę Jowisza od Słońca, podczas gdy inne, wręcz przeciwnie, chodzą po obrzeżach Układu Słonecznego. Tradycyjnie mniejsze planety z pierwszej grupy nazywane są asteroidami.
Piazzi nie miał czasu na zebranie wystarczających danych, aby obliczyć orbitę rzekomej planety, która opuściła europejskie niebo jesienią 1801 roku. Niemniej jednak notatka Bodego skłoniła wielkiego matematyka Karla Friedricha Gaussa do rozpoczęcia prac nad metodą obliczeniową, która wymagałaby mniej danych obserwacyjnych niż konwencjonalne obliczenia. Przesłał swoje wyniki von Zachowi, który z ich pomocą ponownie odkrył zbiega 1 stycznia 1802 roku, dokładnie rok po Piazziego. Tej samej nocy była obserwowana przez innego członka „niebiańskiej policji” Heinricha Olbersa. Na prośbę Piazziego nowe ciało niebieskie zostało nazwane na cześć rzymskiej bogini płodności Ceres, która była uważana za patronkę Sycylii.
Olbers nadal obserwował Ceres i 28 marca 1802 roku zauważył inny ruchomy punkt w pobliżu. Otrzymała imię Pallas, greckiej bogini mądrości. Kiedy Gauss obliczył elementy swojej orbity, okazało się, że Olbers miał fantastyczne szczęście. Pallas obraca się wokół Słońca prawie w tym samym czasie co Ceres (4,6 ziemskiego roku), ale jego trajektoria jest nachylona do płaszczyzny ekliptyki o 34 stopnie. Gdyby nie była podczas obserwacji Olbersa w pobliżu Ceres, mogłaby zostać odkryta dopiero po kilkudziesięciu latach. W ciągu pięciu lat odkryto jeszcze dwa takie ciała niebieskie. Ale potem rozpadła się „policja powietrzna”. Olbers wytrzymał dłużej niż inni, ale także opuścił polowanie na asteroidę w 1816 roku. Wznowiono je dopiero w połowie XIX wieku, kiedy odkrywcy już nie żyli.
„Like the Stars”
Film promocyjny:
W liście do Williama Herschela zasugerował, że Ceres i Pallas to fragmenty planety, która zginęła w wyniku eksplozji lub zderzenia z kometą. Z tego wynikało, że między Marsem a Jowiszem będą inne satelity słoneczne. Herschel zasugerował nazwanie ich asteroidami, co w tłumaczeniu ze starożytnej greki oznacza „jak gwiazdy” (miał na myśli, że ciała te są znacznie gorsze od planet pod względem jasności i dlatego trudno je odróżnić od większości gwiazd). Ten neologizm wszedł do języka astronomii.
Hipoteza Olbersa przewidywała istnienie nowych asteroid, więc policja powietrzna kontynuowała poszukiwania. Uczestnicy tego zbiorowego projektu badawczego (nawiasem mówiąc, pierwszego w historii astronomii) odkryli jeszcze dwie asteroidy, które również otrzymały imiona rzymskich bogiń. 1 września 1804 roku Karl Harding odkrył Juno, a 29 marca 1807 roku Olbers schwytał Westę. Prawo wyboru nazwy czwartej asteroidy otrzymał Gauss, który w ciągu zaledwie kilku godzin obliczył jej orbitę (nie jest łatwo utrzymać się w takich ramach czasowych nawet przy pomocy nowoczesnego kalkulatora!).
Sezon polowań
W 1830 roku matematyk i astronom Friedrich Wilhelm Bessel zaapelował do niemieckich obserwatoriów o rozpoczęcie mapowania nieba w celu poszukiwania asteroid. Coś zostało zrobione w tym kierunku, ale pierwsze znalezisko trafiło nie do profesjonalisty, ale do amatora, poczmistrza Karla Henke. 8 grudnia 1845 roku, po 15 latach bezowocnych obserwacji, odkrył piątą asteroidę, Astrea. W 1847 roku ten sam Henke zauważył asteroidę numer 6 - Hebu, a wkrótce młody angielski astronom John Russell Hind odkrył asteroidy Iris i Flora. Potem poszukiwania pomniejszych planet szybko nabrały tempa. Pierwszy amerykański łowca tych ciał, Christian Peters, odkrył 48 asteroid w latach 1861–1889, a niemiecki astronom Karl Luther - 24. Do 1890 r. Około trzystu mieszkańców przestrzeni między Marsem a Jowiszem zostało uwzględnionych w katalogach astronomicznych.
A potem zaczęła się nowa era. Prywatny docent na Uniwersytecie w Heidelbergu, Maximilian Wolf, był pierwszym na świecie, który użył fotografii do poszukiwania mniejszych planet. W grudniu 1891 roku odkrył swoją pierwszą asteroidę, a rok później - już 13. W 1902 roku Wolff kierował nowym obserwatorium uniwersyteckim i przekształcił je w światowe centrum „małej planetologii”. Jego młodszy kolega Karl Reinmuth odkrył 389 asteroid w latach 1912-1957 i nikt nie był w stanie pobić tego rekordu.
W okresie międzywojennym poszukiwania asteroid były niezwykle intensywne i tylko w latach trzydziestych XX wieku przyniosły prawie czterysta odkryć. Potem zwolnił - przez długi czas, około trzydziestu lat. Jego odrodzenie ułatwiło wyposażenie teleskopów w fotometry półprzewodnikowe i inne urządzenia elektroniczne oraz pojawienie się potężnych komputerów zdolnych do szybkiego obliczania orbit asteroid. Ostatnio do badania małych planet używano naziemnych teleskopów robotycznych, obserwatoriów orbitalnych i odległych sond kosmicznych.
Klasy planetoid
Informacje o budowie asteroid są oparte na wynikach analizy spektralnej odbitego światła słonecznego, skorygowanych o dane geochemiczne dotyczące składu meteorytów (ponieważ asteroidy są ich głównym źródłem). Zgodnie z tym kryterium dzielą się na trzy główne klasy: C (ciała o dużej zawartości węgla), S (krzemiany z domieszką metali) i M (głównie asteroidy żelazowo-niklowe). Klasa C stanowi trzy czwarte asteroid w pasie głównym, klasa S - 17%. Istnieją jednak bardziej szczegółowe klasyfikacje z dużo większą liczbą grup.
Wszystkie asteroidy bez wyjątku obracają się, a ich osie są zorientowane w przestrzeni dość przypadkowo. Zwykle czas trwania dnia asteroidy wynosi od 6 do 13 godzin, ale są wyjątki. Na przykład malutka (o średnicy około 30 metrów) asteroida 1998 KY26 wykonuje pełny obrót w 10 minut i 42 sekundy. Najprawdopodobniej tak dużą prędkość kątową uzyskał w wyniku wielokrotnych starć z najbliższymi krewnymi.
Główny pas
Orbity prawie wszystkich asteroid leżą w pierścieniu, którego wewnętrzny promień jest równy dwóm jednostkom astronomicznym, a zewnętrzny - trzy i pół (ściśle mówiąc, nie jest to pierścień, ale pączek, ponieważ tory wielu asteroid wychodzą poza płaszczyznę ekliptyki). Strefa ta nazywana jest głównym pasem asteroid. Zawiera około dwustu mniejszych planet, których średnia średnica wynosi ponad 100 km. Według przybliżonych szacunków planetoid o wielkości co najmniej jednego kilometra jest 1-2 miliony, a łączna masa mieszkańców pasa głównego jest około 25 razy mniejsza od masy Księżyca!
Przestrzenny rozkład trajektorii asteroid w pasie głównym jest daleki od jednorodności. Po pierwsze, są pęknięcia otwarte w latach 60. XIX wieku przez profesora Daniela Kirkwooda z Indiana University. Na podstawie badania trajektorii 97 asteroid Kirkwood odkrył, że ciała te unikają orbit z okresami współmiernymi z okresem Jowisza (na przykład, jeśli te okresy są powiązane jako 1: 3). Kirkwood rozumiał również przyczynę: takie ciała okresowo zbliżają się do Jowisza na tym samym odcinku swojej trajektorii iw rezultacie pod wpływem jego grawitacji odchodzą od swojej poprzedniej trajektorii (efekt ten, odnotowany przez Laplace'a na początku XIX wieku na przykładzie księżyców Jowisza, nazywa się rezonansem orbitalnym). W pasie głównym znajdują się szczeliny Kirkwooda (w literaturze rosyjskiej nazywane są również włazami) oraz przy innych rezonansach - 1: 2, 2: 5, 3: 5, 3: 7. Po drugie,nie mniej niż jedna trzecia planetoid jest zgrupowana w rodziny z bliskimi elementami orbitalnymi (takimi jak długość półosi wielkiej, ekscentryczność i nachylenie orbity do płaszczyzny ekliptyki). Pierwsza z tych rodzin, prawie sto lat temu, została odizolowana przez profesora Uniwersytetu Tokijskiego, Kiyotsugu Hirayama. Hirayama uważał, że każda rodzina składa się z fragmentów większej asteroidy, która rozpadła się w wyniku zderzenia z mniejszym ciałem i ta interpretacja jest nadal uważana za najbardziej prawdopodobną.rozpadł się z powodu zderzenia z mniejszym ciałem, a ta interpretacja jest nadal uważana za najbardziej prawdopodobną.rozpadł się z powodu zderzenia z mniejszym ciałem, a ta interpretacja jest nadal uważana za najbardziej prawdopodobną.
Asteroidy pasa głównego zderzają się zapewne nawet teraz (jednak nie można go jeszcze zobaczyć na żywo), w przeszłości zderzenia były najczęstsze. Wiele (jeśli nie wszystkie) asteroid to fragmenty ich poprzedników. To wyjaśnia, dlaczego w pasie nie ma wielu asteroid, które mają własne satelity. Jak powiedział PM Clark Chapman, starszy badacz z Southwest Research Institute w Kolorado, ich udział nie przekracza 15% (w porównaniu z 75% w przypadku planet). Najprawdopodobniej asteroidy tracą swoje księżyce nie tylko podczas bezpośrednich zderzeń, ale także w wyniku zaburzeń grawitacyjnych spowodowanych pojawieniem się sąsiadów. Efektem zderzeń jest również chaotyczny rozkład osi obrotu asteroid. Tylko Ceres, Pallas i Westa mają bezpośrednią rotację odziedziczoną po pierwotnym przedplanetarnym roju,z którego powstały zarówno asteroidy, jak i planety. Utrzymywali ten obrót dzięki imponującej masie, która zapewnia im duży moment pędu.
Asteroidy trojańskie
Prawie wszystkie asteroidy odkryte w XIX wieku poruszają się po głównym pasie. Jedynymi wyjątkami są Efra i Eros, które przekraczają orbitę Marsa. Nie było wówczas innych przykładów ucieczki z niewoli wewnątrz pasa.
Także tutaj XX wiek przyniósł zmiany. 23 lutego 1906 roku Wolff sfotografował bardzo słabą asteroidę poruszającą się po niemal kołowej orbicie o takim samym promieniu jak Jowisz, 55,5 stopnia przed planetą. Otrzymał imię Achilles i numer 588. Wkrótce szwedzki astronom Carl Charlier zdał sobie sprawę, że w swoim ruchu Achilles był przywiązany do jednego z dwóch punktów stabilnej libracji przewidzianej w 1772 roku przez Josepha Louisa Lagrange'a. Achilles okresowo powraca w okolice punktu libracji L4, który przesuwa się o 60 stopni przed Jowiszem. Po chwili odkryto tam asteroidę Patroclus, a Hector został znaleziony w pobliżu punktu L5 poruszającego się 60 stopni za planetą. Niedługo potem powstała tradycja, by nazwać te asteroidy na cześć bohaterów wojny trojańskiej - w pobliżu punktu libracji L4 imionami Achajów (Achilles, Nestor, Agamemnon, Odyseusz, Ajax,Diomedes, Antilochus, Menelaus), aw pobliżu punktu libracyjnego L5 - imiona obrońców Troi (Priam, Aeneas, Antif). Jednak ta tradycja nie pojawiła się od razu, więc Hector i Patroklos ostatecznie pozostali w „wrogich obozach”.
Do chwili obecnej w pobliżu Jowisza odkryto około 5000 trojanów. Odległość kątowa między nimi a Jowiszem jest bardzo różna - od 45 do 100 stopni. W pobliżu Marsa żyją jeszcze cztery trojany, a osiem w strefie orbitalnej Neptuna. W lipcu 2011 r. Kanadyjscy astronomowie wyłonili pierwszego kandydata do tytułu partnera trojańskiego naszej planety. Ta 300-metrowa asteroida 2010 TK7 została uchwycona przez teleskop podczerwieni WISE, który pracował na niskiej orbicie okołoziemskiej od stycznia do października 2010 roku.
Asteroidy bliskie Ziemi
Kolejna faza odkryć rozpoczęła się wiosną 1932 roku. 12 marca belgijski astronom Eugene Delport odkrył asteroidę Amur, która zbliża się do Słońca na 1,08 AU w peryhelium. i dlatego prawie dotyka zewnętrznej strony orbity Ziemi. Zaledwie sześć tygodni później Karl Reinmuth natknął się na asteroidę Apollo, której orbita przecina zarówno Ziemię, jak i Wenus, a na peryhelium znajduje się zaledwie 0,65 AU od Słońca.
Kupidyn i Apollo stali się przodkami dwóch rodzin mniejszych planet, które odwiedzają wewnętrzne regiony Układu Słonecznego. Mają wspólną nazwę - asteroidy bliskiej ziemi (NEA). Peryhelium asteroid typu Amor wynosi od 1,3 AU. do maksymalnego promienia orbity Ziemi równego 1,017 AU. Asteroidy typu Apollo obejmują ciała z peryhelium mniejszym niż 1,017 AU. oraz półoś wielka przekraczająca 1 AU. Istnieje również rodzina planetoid bliskich Ziemi, których półosi wielka jest mniejsza niż jedna jednostka astronomiczna. Około 50% takich asteroid, z których pierwsza została odkryta w 1976 roku i nazwana imieniem egipskiego boga Atona, nadal bardziej oddala się od Słońca niż Ziemia, ponieważ poruszają się po elipsach z dużym ekscentrycznym ruchem. Wśród atonów wyróżnia się podrodzinę asteroid,którego apogeum jest mniejsze niż minimalny promień orbity Ziemi, 0,983 AU. Te ciała, naturalnie, są zawsze bliżej Słońca niż nasza planeta.
Orbity asteroid bliskich Ziemi są bardzo zróżnicowane. Niektóre z nich okresowo wracają do głównego pasa, a czasem nawet idą znacznie dalej, podczas gdy inne niezmiennie trzymają się bliżej Słońca. Taką jest na przykład asteroida 1685 Toro z apogeum 1,96 AU. i peryhelium 0,77 AU. Przecina orbity Ziemi i Marsa i brakuje mu tylko 0,05 jednostki astronomicznej. e, aby dostać się na orbitę Wenus. Wykonanie pięciu obrotów wokół Słońca zajmuje mu 8 ziemskich i 13 Wenus lat, więc Toro jest w rezonansie orbitalnym z obiema planetami. Istnieją nawet asteroidy, które odważą się zbliżyć do Słońca bliżej Merkurego. Taką jest asteroida 1566 Icarus z rodziny Apollo, odkryta w 1949 roku przez amerykańskiego astronoma Waltera Baade'a.
Niedokończone planety
Asteroidy to w pewnym sensie niedokończone planety. Oba powstały niegdyś ze zderzania się i łączenia planetozymali, ciał stałych o rozmiarach od metra do kilometra, krążących wokół nowo narodzonego Słońca. Te ciała z kolei powstały w wyniku adhezji cząstek pierwotnej chmury gazowo-pyłowej, z której powstał Układ Słoneczny. W strefie poza orbitą Marsa planetozymale nie mogły zjednoczyć się w dużą planetę. Najprawdopodobniej było to spowodowane zaburzeniami grawitacyjnymi Jowisza, chociaż inne mechanizmy mogły zadziałać. W szczególności jest możliwe, że Jowisz niejednokrotnie wyrzucał duże ciała w kierunku Słońca, co również destabilizowało pas asteroid.
Pierwsze asteroidy, które wyrosły bezpośrednio z płaszczyzn, poruszały się w płaszczyźnie ekliptyki po prawie kołowych orbitach i miały niskie względne prędkości. Dlatego nie rozdzielały się w kolizjach, ale trzymały się razem i rosły. Jednak grawitacja Jowisza stopniowo zmusiła asteroidy do poruszania się po pochyłych orbitach z dużym mimośrodem, przez co ich prędkość względna wzrosła do 5 km / s (tak jest teraz). Podczas zderzenia z taką prędkością asteroidy rozpadły się na fragmenty, które nie miały szans zapoczątkować prawdziwej planety.
Te procesy radykalnie zmieniły pas asteroid. Jego masa początkowa nie jest dokładnie znana, jednak zgodnie z obliczeniami modelowymi może być 2200 razy większa od aktualnej masy iw przybliżeniu równa masie Ziemi. Te same obliczenia pokazują, że istniały setki ciał, których masa i rozmiar nie były gorsze od Ceres. Ciała te zginęły w zderzeniach, a ich szczątki trafiły na niestabilne orbity i opuściły pas. W końcu przerzedził się tak bardzo, że zderzenia stały się rzadkie, a ocalałe asteroidy pozostawały na dość stabilnych trajektoriach. Tak więc obecny pas główny jest bladym cieniem jego dawnej świetności.
Clark Chapman zauważył, że według wielu planetologów, kiedyś między Ziemią a Wenus mógł istnieć inny pas. Jednak te asteroidy były znacznie trudniejsze do przetrwania. Można przypuszczać, że prawie wszystkie z nich po zderzeniach rozszczepiły się, a ich fragmenty zostały odrzucone przez Słońce.
Gorączka niklowo-żelazna
Pisarze science fiction od dawna przewidzieli, że tak powiem, krajowy rozwój gospodarczy asteroid - przypomnijmy na przykład opowieść Azimova „The Way of the Marsians”. To jest zrozumiałe. Pas asteroid zawiera gigantyczne rezerwy najczystszej wody lodowej i ogromną różnorodność minerałów. Jeden kilometr sześcienny substancji typowej asteroidy klasy M zawiera 7 miliardów ton żelaza, miliard ton niklu i miliony ton kobaltu. Całkowity koszt tych metali przy dzisiejszych cenach wynosi ponad 5 bilionów dolarów. Mamy nadzieję, że jeśli ludzkość dotrze do tych zasobów, zutylizuje je mądrze i przyniesie realne korzyści.
Alexey Levin
