Рейтинг: 4.5/5.0 (1874 проголосовавших)Категория: Android: Аркады и 2D
Transition Comets — UV Search for OH Emissions in Asteroids
Transition Comets — UV Search for OH Emissions in Asteroids was a study involving amateur astronomer s and the use of the Hubble Space Telescope. This was one of only six studies involving amateur astronomers that was approved by NASA. [Hubble News Releases Archives [http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1992/23/text/ ] ]
In the beginning years of the Hubble Space Telescope (HST) project, NASA and Congress were interested in finding ways for amateur astronomers to participate in HST research. The director of the Space Telescope Science Institute (STScI), Riccardo Giacconi. decided to allocate some of his "Director's Discretionary" time to amateur observing programs. In December 1985, the leaders of seven national amateur astronomy organizations met at STScI in Baltimore to discuss the participation of amateur astronomers in the HST project. [ The Birth of the Snapshot Programs, by John Bahcall, Institute for Advanced Study,http://www.sns.ias.edu/
jnb/Papers/Popular/STSCInews/article.pdf] ]
Research and study
The team used the Hubble Space Telescope to perform a spectroscopic search for OH emission from five asteroids. OH emission would indicate that the asteroids were once comets. 944 Hidalgo and 2201 Oljato move in elliptical, comet-like orbits. 182 Elsa. 224 Oceana. and 899 Jokaste are main-belt asteroids. The last three have been observed with coma (Kresak, 1977). Concurrently with the spectroscopic study, ground-based visual observations were carried out by 80 amateur astronomers in 22 countries. [Proceedings of the Astronomical League, 47th National Convention, July 29-31, 1993 ]
Scientists suspect that some asteroids were once comets. A comet loses part of its mass with each passage around the Sun. It would appear that some would eventually use all of their volatiles, or perhaps cover these under a blanket of dust after repeated passages around the Sun. Such an object might then have an asteroid appearance.
The asteroid 944 Hidalgo is most frequently discussed as being in a comet-like orbit. [Marsden, 1970; Kresak, 1977, 1979; Schoemaker and Wolfe, 1982; Degewij and Tedesco, 1982 ] In fact, Kresak (1977) identified it as an "extinct comet nucleus". In addition, comets tend to approach Jupiter closely while asteroids do not. Hidalgo approaches Jupiter at nearly the same distance as 3 comets: Comet Encke. Comet Arend-Rigaux. and Comet Neujmin I. all of which exhibit the low levels of activity expected of comets before they become extinct. [Rickman, 1985 ]
The Pioneer Venus Orbiter detected magnetic field disturbances that are correlated with 2201 Oljato. This could be caused by an outgassing of H at a rate of about 10 -4 that for an active comet [Russell et al, 1984; Davies, 1986 ]. Oljato's possible comet-like nature is supported by its unusual UV reflectance. It has been interpreted as Rayleigh scattering from a cloud of fine particles around it. [McFadden et al. 1984; Rickman, 1985 ]
On December 13. 1923. the astronomer Josep Comas Sola observed the asteroid 224 Oceana with a coma. [Kresak, 1977 ] The asteroid was photographed with a faint halo 30 arc-seconds across. The asteroid's magnitude was determined to be 11.6, and at the asteroid's heliocentric distance of 167 million miles, this made the coma about 24,000 miles across.
The existence of volatiles on asteroids would be of great significance to future miners of the asteroid belt. Volatiles could supply water, fuel and oxygen for missions. [O'Leary, 1977 ]
For the 1993 study involving amateur astronomers and the Hubble Space Telescope. 944 Hidalgo and 2201 Oljato were examined with the Hubble Space telescope's Faint Object Spectrograph for 3085 A emission of OH. These two asteroids were selected because of the nature of their orbits, their meteor-shower associations, and their other characteristics; see Weissman et al. (1989) for a full discussion of their comet-like features. The amber detector was used in the accumulation mode with spectral element G270H. This element covers wavelengths 2325-3225 A. The aperture was 1 arc-second.
The asteroids 182 Elsa. 224 Oceana. and 899 Jokaste were also observed with the Faint Object Spectrograph. and with the same spectral element G270H.
The team leaders placed advertisements in amateur astronomy publications for amateur observers who would be willing to observe these objects in the visible spectrum from the ground, while the HST was making studies in the UV. The ground-based observers were asked to check for evidence of a dust coma.
The spectra for 944 Hidalgo. and 2201 Oljato are essentially identical to the solar spectrum. No OH emission, or other emission lines were apparent.
Ground-based observations of these two objects were limited to several CCD images of the area in which 2201 Oljato was calculated to appear. Both 944 Hidalgo, and 2201 Oljato were near 19th magnitude. This placed them beyond the limit of most amateur telescopes.
None of the other three asteroids showed signs of the cometary emission that would be expected from a weakly active cometary nucleus. This should not be surprising, since the targets lie in stable main-belt orbits.
Ground-based observations of 182 Elsa, 224 Oceana, and 899 Jokaste were conducted visually, photographically, with VHS, and with CCD equipment. 224 Oceana was at 12th magnitude during the HST observations. 182 Elsa was also at 12th magnitude, and 899 Jokaste appeared at 15th magnitude.
All visual observations showed point images, with no sign of a dust coma. Photographic images gave the same result. A number of observers were able to accumulate CCD images in order to reach fainter magnitudes. Using this method, two observers reported signs of a possible short tail on the asteroid 899 Jokaste. This appeared around 17th magnitude. Studies of nearby stars on the original image suggest that this was due to a small amount of trailing during guiding. There was no further evidence of a coma around any of the three asteroids.
Observations of 944 Hidalgo and 2201 Oljato had to be conducted before the Hubble Space Telescope servicing mission. As a result, the two asteroids were not in convenient positions to detect OH. Hidalgo was imaged at 5 Astronomical Units from the sun, and moving away. This is approximately the same distance as SL-9 was before it impacted on Jupiter. The Hubble Space Telescope, using the same Faint Object Spectrograph and spectral element G270H, also failed to find any evidence of OH from SL-9.
2201 Oljato was near aphelion when it was observed. From the distance of the asteroid belt, any OH signature may have been hidden by noise in the data of the 19th magnitude asteroid. Ideally, both objects should have been studied shortly after perihelion passage.
The main-belt asteroids 224 Oceana, 182 Elsa, and 899 Jokaste were observed near opposition, but did not show any evidence of OH emission. The last two were observed when the Hubble Space Telescope was having guidance problems, and had to present special orientation to the sun due to the loss of one solar panel. The reports of previous coma may have been due to impacts.
The amateur observing team
The team had over 70 primary observers. Observers were located in 24 states of the U.S. and 22 different countries.
Wikimedia Foundation. 2010 .
Look at other dictionaries:Hubble Space Telescope — Infobox Space telescope name = Hubble Space Telescope (HST) caption = The Hubble Space Telescope as seen from Space Shuttle Discovery during its second servicing mission (STS 82) organization = NASAESASTScI alt names = nssdc id =… … Wikipedia
944 Hidalgo — Infobox Planet | discovery=yes | physical characteristics = yes | bgcolour=#FFFFC0 name=944 Hidalgo discoverer=Walter Baade discovered=October 31, 1920 alt names=1920 HZ mp category=Main belt, Jupiter crosser asteroid, Saturn crosser asteroid… … Wikipedia
Maynard Pittendreigh — The Rev. Dr. W. Maynard Pittendreigh is an astronomer, writer and an ordained minister in the Presbyterian Church (USA). As a minister, he has been a pioneer and leader in a movement toward multi cultural/racial congregations, and in developing… … Wikipedia
Vincenzo Silvano Casulli — (born 1944; usually known as Silvano Casulli) is an Italian astronomer. In 1985 he served on a team involved in using the Hubble Space Telescope in a study that focused on Transition Comets UV Search for OH Emissions in Asteroids.AsteroidsHe was… … Wikipedia
Harald Schenk — was born in Berlin, Germany. He has lived in the United States since 1954. He is on the faculty of the University of Wisconsin at Sheboygan.Between 1966 and 1969, he served in the United States Army with the Strategic Communications Command (US… … Wikipedia
182 Elsa — is a Main belt asteroid. It is an S type asteroid.It was discovered by Johann Palisa on February 7, 1878. The origin of the name is uncertain; it may be named after the character in the legend of Lohengrin perpetuated by Richard Wagner s opera of … Wikipedia
224 Oceana — Infobox Planet | discovery=yes | physical characteristics = yes | bgcolour=#FFFFC0 | name=224 Oceana discoverer=Johann Palisa discovered=March 30, 1882 alt names=A899 EA, 1933 HO mp category=Main belt epoch=30 January, 2005 (JD 2453400.5)… … Wikipedia
899 Jokaste — is a minor planet orbiting the Sun. It was one of five minor planets included in the 1993 study, Transition Comets UV Search for OH Emissions in Asteroids, which was research involving amateur astronomers who were permitted to make use of the… … Wikipedia
Правила регистрации п.5.4. Делегирование домена, установленное по заявке администратора доменного имени, прекращается по истечении срока регистрации доменного имени.
Правила регистрации п.5.9.
При прекращении делегирования, установленного администратором доменного имени, в связи с истечением срока регистрации доменного имени регистратор устанавливает для домена временные серверы DNS, переадресовывающие запросы по протоколу http на служебный веб-сайт регистратора с информацией о причине прекращения делегирования.
Правила регистрации п.4.5.
Право подачи заявки на продление регистрации доменного имени сохраняется за прежним администратором до истечения периода преимущественного продления. Продолжительность периода преимущественного продления составляет 30 дней после окончания срока регистрации.
Регистратор вправе принимать заявки на регистрацию доменных имен, находящихся в периоде преимущественного продления (регистрация освобождающихся доменных имен). Регистрация доменного имени осуществляется по окончании периода преимущественного продления, если прежний администратор доменного имени не продлит регистрацию доменного имени.
Анимация показывает форму и поверхность астероида Ида. Север находится сверху.
Анимацию выполнил Тайфун Онер. (Copyrighted © 1997 by A. Tayfun Oner).
1. Общие представления
Астероиды - это твердые каменистые тела, которые подобно планетам движутся по околосолнечным эллиптическим орбитам. Но размеры этих тел намного меньше, чем у обычных планет, поэтому их еще называют малыми планетами. Диаметры астероидов находятся в пределах от нескольких десятков метров (условно) до 1000 км (размер наибольшего астероида Цереры). Термин "астероид" (или "звездоподобный") был введен известным астрономом XVIII века Уильямом Гершелем для характеристики вида этих объектов при наблюдениях в телескоп. Даже с помощью самых крупных наземных телескопов невозможно различить видимые диски у наибольших астероидов. Они наблюдаются как точечные источники света, хотя, как и другие планеты, в видимом диапазоне сами ничего не излучают, а лишь отражают падающий солнечный свет. Диаметры некоторых астероидов были измерены с помощью метода "покрытия звезд", в те удачные моменты, когда они оказывались на одном луче зрения с достаточно яркими звездами. В большинстве же случаев их размеры оцениваются с помощью специальных астрофизических измерений и расчетов. Основная масса известных на сегодняшний день астероидов движется между орбитами Марса и Юпитера на расстояниях от Солнца 2,2-3,2 астрономических единиц (далее - а. е.). Всего на сегодняшний день открыто примерно 20000 астероидов, из которых около 10000 зарегистрированы, то есть им присвоены номера или даже имена собственные, а орбиты рассчитаны с большой точностью. Имена собственные астероидам, обычно присваивают их первооткрыватели, но в соответствии с установленными международными правилами. Вначале, когда малых планет было известно еще немного, их имена брали, как и для других планет, из древнегреческой мифологии. Кольцевая область пространства, которую занимают эти тела, называется главным поясом астероидов. При средней линейной орбитальной скорости около 20 км/с астероиды главного пояса затрачивают на один оборот вокруг Солнца от 3 до 9 земных лет в зависимости от удаленности от него. Наклоны плоскостей их орбит по отношению к плоскости эклиптики иногда достигают 70°. но в основном находятся в диапазоне 5-10°. На этом основании все известные астероиды главного пояса делят примерно поровну на плоскую (с наклонами орбит до 8° ) и сферическую подсистемы.
В таблице 1 приведена основная информация о самых крупных или просто интересных астероидах.
PLAY IT ON THE WEB:
It's almost 2012, with World Destruction right around the corner, what else can we do but make games about it?
You are tasked with defending the Earth, in all it's spinning glory, from the might of giant flying asteroids that are being drawn directly at it!
Build platforms and then pick and build turrets on top of them - destroy them with gun turrets, pull them away with tractor beams, and place mines in their path to make explosions!
HOW TO PLAY:
Use the mouse to build Platforms and then build a turret of your choice on the platform.
Turrets will automatically target the closest target on the screen and within range, play around to learn the advantages of each turret, some are better at pushing while others are better at destroying!
Special Controls:
1. Hold down the SHIFT key to select turrets OR drag a box with the mouse to select all turrets in that area.
1a. Left click on an asteroid to have selected turrets target it.
1b. Shift left-click to move the selected turret(s) to the location.
1c. You can use Ctrl+<number> to save and the <number> key to recall groups just like a standard
слушать онлайн или скачать mp3
Все песни «The Asteroids Galaxy Tour» слушайте бесплатно онлайн на сайте ololo.fm (9 138 песен)
А также ВСЯ МУЗЫКА интернета — слушайте бесплатно и без регистрации!
The Asteroids Galaxy Tour - датская альтернативная группа, состоящая из Метте Линдберг и Ларса Иверсена. В концертных выступлениях также участвуют Милоуд Карл Сабри, Свен Мейнилид, Мадс Бринч и Расмус Валлдорф.Тексты песен обычно пишет Ларс Иверсен. Для создания треков он чаще всего использует простые сэмплы.Их дебютный сингл, "The Sun Ain't Shining No More", был выпущен 15 сентября 2008 года. Группа стала известной благодаря песне "Around the Bend", которая была использована в рекламе Apple iPod Touch в сентябре 2008 и вышла в качестве сингла в октябре.
Об исполнителе «The Asteroids Galaxy Tour» Видеоклипы «The Asteroids Galaxy Tour» Фотографии «The Asteroids Galaxy Tour»
Знаете что-то интересное про исполнителя «The Asteroids Galaxy Tour»? Расскажите нам
Выполнил ученик 11 Э класса
Галичин Сергей.
6.<span style=«font: 7pt „Times New Roman“;»>
Спутники астероидов.
7.<span style=«font: 7pt „Times New Roman“;»>
Астероиды, сближающиеся с Землей.
Спектральные типы астероидов.
11.<span style=«font: 7pt „Times New Roman“;»>
О том, чего мы пока не знаем.
Открытие астероидов.
Поиски большой планеты между Марсом и Юпитером не привели в 18-м веке к успехам. В 1801-м году, в первую же ночь столетия, итальянец Пиацци открыл первый астероид — Цереру, самый большой из всех малых планет. За последующие шесть с небольшим лет были открыты Паллада, Юнона и Веста — самый яркий астероид, который иногда даже можно наблюдать невооруженным глазом, как, например, в июле 2000-го года. Орбиты всех эти малых планет пересекались дважды в двух противоположных точках небесной сферы. Из этого и был сделан вывод, что астероиды — осколки Фаэтона (Или планеты Ольберса, ученого, предложившего эту теорию).
Увы, на деле, вблизи тех двух точек пересечения орбит долгое время не удавалось открыть новых объектов. Возмущения больших планет сильно изменили орбиты астероидов, даже если они и являются осколками Фаэтона. Сейчас уже известно несколько тысяч астероидов, для многих из них рассчитаны точные орбиты.
Имена астероидов.
Астероидам сначала давали имена героев римской и греческой мифологии, а потом открыватель получал право назвать его как угодно, хоть своим именем. Поначалу, имена давали только женские. Лишь астероиды, имеющие необычные орбиты, получали мужские (к примеру, Икар, приближающийся к Солнцу ближе Меркурия). После, и это правило перестало соблюдаться.
Получить имена могут не все астероиды, а только те, для которых имеются более или менее надежно высчитанные орбиты. Бывали случаи, когда астероид получал имя спустя десятки лет после открытия. До тех пор, пока орбита не рассчитана, астероиду приписывается порядковый номер, отражающий дату его открытия, например, 1950 DA. Цифры означают год. Первая буква — номер полумесяца в году, в котором был открыт астероид, всего их, следовательно, 24. В приведенном примере, это вторая половина февраля. Вторая буква обозначает порядковый номер астероида в указанном полумесяце, в нашем примере, астероид был открыт первым. В обозначении не используются буквы I и Z, так как полумесяцев 24, а букв — 26. Буква I не используется из-за сходства с единицей. Если же количество астероидов, открытых в течение полумесяца, превысит 24, вновь возвращаются к началу алфавита, приписывая второй букве индекс 2, при следующем возвращении — 3, и т.д. Астероиды иногда открываются сотнями в год. Сведения о ярких астероидах и об условиях их наблюдения можно найти в астрономических календарях.
Общие представления.
Астероиды — это твердые каменистые тела, которые подобно планетам движутся по околосолнечным эллиптическим орбитам. Но размеры этих тел намного меньше, чем у обычных планет, поэтому их еще называют малыми планетами. Диаметры астероидов находятся в пределах от нескольких десятков метров (условно) до 1000 км (размер наибольшего астероида Цереры). Термин «астероид» (или «звездоподобный») был введен известным астрономом XVIII века Уильямом Гершелем для характеристики вида этих объектов при наблюдениях в телескоп. Даже с помощью самых крупных наземных телескопов невозможно различить видимые диски у наибольших астероидов. Они наблюдаются как точечные источники света, хотя, как и другие планеты, в видимом диапазоне сами ничего не излучают, а лишь отражают падающий солнечный свет. Диаметры некоторых астероидов были измерены с помощью метода «покрытия звезд», в те удачные моменты, когда они оказывались на одном луче зрения с достаточно яркими звездами. В большинстве же случаев их размеры оцениваются с помощью специальных астрофизических измерений и расчетов. Основная масса известных на сегодняшний день астероидов движется между орбитами Марса и Юпитера на расстояниях от Солнца 2,2-3,2 астрономических единиц (далее — а. е.). Всего на сегодняшний день открыто примерно 20000 астероидов, из которых около 10000 зарегистрированы, то есть им присвоены номера или даже имена собственные, а орбиты рассчитаны с большой точностью. Кольцевая область пространства, которую занимают эти тела, называется главным поясом астероидов. При средней линейной орбитальной скорости около 20 км/с астероиды главного пояса затрачивают на один оборот вокруг Солнца от 3 до 9 земных лет в зависимости от удаленности от него. Наклоны плоскостей их орбит по отношению к плоскости эклиптики иногда достигают 70°, но в основном находятся в диапазоне 5-10°. На этом основании все известные астероиды главного пояса делят примерно поровну на плоскую (с наклонами орбит до 8° ) и сферическую подсистемы.
При телескопических наблюдениях астероидов было обнаружено, что яркость абсолютного большинства их меняется за короткое время (от нескольких часов до нескольких дней). Астрономы уже давно предполагали, что эти изменения блеска астероидов связаны с их вращением и определяются, в первую очередь, их неправильной формой. Первые же снимки астероидов, полученные с помощью космических аппаратов, это подтвердили и еще показали, что поверхности этих тел изрыты кратерами или воронками разных размеров. Очевидно, что такие формы и поверхности малых планет образовались при их многочисленных столкновениях с другими твердыми небесными телами. В общем случае, когда форма наблюдаемого с Земли астероида неизвестна (поскольку он виден как точечный объект), то ее стараются аппроксимировать с помощью трехосного эллипсоида.
Как мог возникнуть главный пояс астероидов?
Орбиты тел, сосредоточенных в главном поясе, являются устойчивыми и имеют близкую к круговой или слабо эксцентричную форму. Здесь они движутся в «безопасной» зоне, где минимально гравитационное влияние на них больших планет, и в первую очередь, Юпитера. Имеющиеся на сегодняшний день научные факты показывают, что именно Юпитер сыграл главную роль в том, что на месте главного пояса астероидов в период зарождения Солнечной системы не смогла возникнуть еще одна планета. Но даже в начале нашего века многие ученые еще были уверены в том, что между Юпитером и Марсом раньше существовала еще одна большая планета, которая по каким-то причинам разрушилась. Первым высказал такую гипотезу еще Ольберс, сразу после своего открытия Паллады. Он же придумал и название этой гипотетической планете — Фаэтон. Сделаем небольшое отступление и опишем один эпизод из истории Солнечной системы — той истории, которая основывается на современных научных фактах. Это необходимо, в частности, для понимания происхождения астероидов главного пояса. Большой вклад в формирование современной теории происхождения Солнечной системы сделали советские ученые О.Ю. Шмидт и В.С. Сафронов.
Одно из самых крупных тел, образовавшееся на орбите Юпитера (на расстоянии 5 а.е. от Солнца) около 4,5 млрд. лет назад, стало увеличиваться в размерах быстрее других. Находясь на границе конденсации летучих соединений (Н2, Н2О, NH3, CO2, СН4 и др.), которые вытекали из более близкой к Солнцу и более разогретой зоны протопланетного диска, это тело стало центром аккумуляции вещества, состоящего в основном из замерзших газовых конденсатов. При достижении достаточно большой массы, оно стало захватывать своим гравитационным полем ранее сконденсированное вещество, находящееся ближе к Солнцу, в зоне родительских тел астероидов, и таким образом тормозить рост последних. С другой стороны, более мелкие тела, не захваченные прото-Юпитером по каким-либо причинам, но находящиеся в сфере его гравитационного влияния, эффективно разбрасывались в разные стороны. Аналогичным образом, вероятно, происходил выброс тел из зоны формирования Сатурна, хотя и не так интенсивно. Эти тела пронизывали и пояс родительских тел астероидов или планетезималей, возникших ранее между орбитами Марса и Юпитера, «выметая» их из этой зоны или подвергая дроблению. Причем до этого постепенный рост родительских тел астероидов был возможен благодаря их небольшим относительным скоростям (примерно до 0,5 км/с), когда столкновения каких-либо объектов заканчивались их объединением, а не дроблением. Увеличение же потока тел, вбрасываемых в пояс астероидов Юпитером (и Сатурном) в ходе его роста, привело к тому, что относительные скорости родительских тел астероидов значительно возросли (до 3-5 км/с) и стали более хаотическими. В конечном итоге процесс аккумуляции родительских тел астероидов сменился процессом их фрагментации при взаимных столкновениях, а потенциальная возможность формирования достаточно большой планеты на данном расстоянии от Солнца исчезла навсегда.
Орбиты астероидов.
Возвращаясь к современному состоянию пояса астероидов, следует подчеркнуть, что Юпитер по-прежнему продолжает играть первостепенную роль в эволюции орбит астероидов. Длительное гравитационное влияние (более 4 млрд. лет) этой планеты-гиганта на астероиды главного пояса привело к тому, что имеется целый ряд «запретных» орбит или даже зон на которых малых планет практически нет, а если они туда и попадают, то не могут находиться там продолжительное время. Их называют пробелами или люками Кирквуда — по имени Дэниэла Кирквуда, ученого, впервые их обнаружившего. Такие орбиты являются резонансными, поскольку движущиеся по ним астероиды испытывают сильное гравитационное воздействие со стороны Юпитера. Периоды обращения, соответствующие этим орбитам, находятся в простых отношениях с периодом обращения Юпитера (например, 1:2; 3:7; 2:5; 1:3 и др.). Если какой-либо астероид или его фрагмент в результате столкновения с другим телом попадает на резонансную или близкую к ней орбиту, то большая полуось и эксцентриситет его орбиты достаточно быстро меняются под влиянием юпитерианского гравитационного поля. Все кончается тем, что астероид либо уходит с резонансной орбиты и может даже покинуть главный пояс астероидов, либо оказывается обреченным на новые столкновения с соседними телами. Таким образом соответствующий пробел Кирквуда «очищается» от любых объектов. Однако следует подчеркнуть, что в главном поясе астероидов нет никаких щелей или пустых промежутков, если представить себе мгновенное распределение всех входящих в него тел. Все астероиды, в любой момент времени достаточно равномерно заполняют пояс астероидов, так как, двигаясь по эллиптическим орбитам, большую часть времени проводят в «чужой» зоне. Еще один, «противоположный» пример гравитационного влияния Юпитера: у внешней границы главного пояса астероидов есть два узких дополнительных «колечка», наоборот, составленные из орбит астероидов, периоды обращения которых находятся в пропорциях 2:3 и 1:1 по отношению к периоду обращения Юпитера. Очевидно, что астероиды с периодом обращения, соответствующим отношению 1:1, находятся прямо на орбите Юпитера. Но они движутся на удалении от него, равном радиусу юпитерианской орбиты, с опережением или отставанием. Те астероиды, которые в своем движении опережают Юпитер, называют «греками», а те, что следуют за ним — «троянцами» (так они названы в честь героев Троянской войны). Первые опережают планету на 60o, вторые — на столько же отстают. Движение этих малых планет является достаточно устойчивым, так как они находятся в так называемых «точках Лагранжа», где уравниваются действующие на них гравитационные силы. Общее же название этой группы астероидов — «троянцы». В отличие от троянцев, которые могли постепенно накопиться в окрестностях точек Лагранжа в течение длительной столкновительной эволюции разных астероидов, есть семейства астероидов с очень близкими орбитами входящих в них тел, которые образовались, скорее всего, в результате относительно недавних распадов соответствующих им родительских тел. Это, например, семейство астероида Флора, насчитывающее уже около 60 членов, и ряд других. В последнее время ученые пытаются определить общее число таких семейств астероидов для того, чтобы таким образом оценить первоначальное количество их родительских тел.
Спутники астероидов.
Однако совершенно ошеломляющим оказалось открытие у астероидов собственных спутников. Нельзя сказать, что оно было таким уж неожиданным. Некоторые косвенные признаки давно указывали на сложное строение астероидов. Во время пролета некоторых из них на фоне звезд (так называемого покрытия звезды астероидом) были замечены сдвоенные ослабления блеска звезды. Наконец, чешский астроном П.Правец (1991) и немецкий Г.Хан (1994) обратили внимание на странный характер переменности блеска двух небольших астероидов, пролетавших вблизи Земли, как бы указывающий на двойственность каждого из них. Но все эти наблюдения невозможно было повторить, а потому проблема оставалась открытой.
Доказательство сложной природы астероидов пришло издалека: пролетая в 1993 г. мимо астероида Ида (243 ), межпланетный аппарат «Галилео» обнаружил малый спутник диаметром 1.5 км, получивший название Дактиль, который обращается вокруг Иды на расстоянии около 100 км. Это был первый случай открытия спутника у астероида. Недавно пришло сообщение о нахождении второго спутника, на этот раз у астероида Дионис (3671 ). Это удалось сделать группе «наземных» астрономов из Южной европейской обсерватории в Ла-Силья (Чили).
Наблюдения проводились на телескопе диаметром 60 см с помощью ПЗС-матрицы; этот инструмент регулярно используется для измерения колебаний блеска астероидов, на основании чего астрономы определяют периоды их вращения, оценивают форму и состав поверхности. Дионис попал в список кандидатов на исследование, поскольку принадлежит к особой группе малых планет, периодически пересекающих орбиту Земли и имеющих шанс столкнуться с нашей планетой. Прототипом этой группы стал открытый в 1934 г. астероид Аполлон (1862 ), поэтому все астероиды с такими орбитами относят теперь к группе Аполлона. Дионис сближается с Землей один раз в 13 лет. Как раз это и произошло 6 июля 1997 г. когда он прошел на расстоянии 17 млн км от Земли.
Однако наблюдать его начали раньше, еще на подходе к Земле. В конце мая 1997 г. он показывал нормальное изменение блеска — два максимума и два минимума, характерные для тела неправильной формы, вращающегося с периодом 2.7 ч. Но астрономов насторожило то, что при сравнении кривых блеска, полученных за две ночи подряд, одна деталь, указывающая на непродолжительное понижение яркости, изменила свое место. Возникло подозрение, что перед астероидом регулярно проходит некий затмевающий его объект. Чтобы не пропустить следующих возможных затмений, которые могли оказаться вне поля наблюдений из обсерватории в Чили, астрономы сообщили о своем предположении коллегам во всем мире. В результате с 3 по 9 июня 1997 г. были проведены тщательные наблюдения в содружестве с П.Правецом и Л.Сароуновой (обсерватория Ондржеев под Прагой). Подозрение подтвердилось: затмения происходили регулярно, с периодом 1.155 сут.
Тем временем на Гавайях с помощью крупнейшего в мире инфракрасного телескопа Великобритании диаметром 3.8 м, установленного на вершине Мауна-Кеа, А.Харрис (Организация аэрокосмических исследований Германии, Берлин) и Дж.Девис (Объединенный астрономический центр, Хило, Гавайи) измерили тепловой поток, идущий от Диониса. Подобные измерения, но в более широком диапазоне спектра были проведены с помощью европейского спутника «ISO» Европейским космическим агентством. По тепловому излучению Диониса астрономы определили, что его поверхность очень светлая, хорошо отражающая солнечные лучи, а диаметр около 1 км. Напомним, что астероид Ида, у которого впервые был обнаружен спутник, имеет диаметр 50 км.
После этого к наблюдениям Диониса подключились астрономы многих стран, чтобы, используя период его хорошей видимости (до октября 1997 г.), определить размер и орбиту спутника. В конце этой «вакханалии» (другие имена Диониса — Бахус, Вакх) астрономы узнают параметры второй микропланетной системы и, что особенно ценно, массу и среднюю плотность Диониса, которые отражают его внутреннее строение и состав.
Пока рано рассуждать о происхождении двойных, а возможно, и более сложных астероидов. Необходимо накопить наблюдательные данные. Но ясно одно: чем сложнее космическая система, тем более ценную информацию несет она о своем происхождении и эволюции.
Астероиды, сближающиеся с Землей.
Вблизи внутреннего края главного пояса астероидов существуют и другие группы тел, орбиты которых далеко выходят за пределы главного пояса и могут даже пересекаться с орбитами Марса, Земли, Венеры и даже Меркурия. В первую очередь, это группы астероидов Амура, Аполлона и Атона (по названиям крупнейших представителей, входящих в эти группы). Орбиты таких астероидов уже не являются такими стабильными, как у тел главного пояса, а относительно быстро эволюционируют под действием гравитационных полей не только Юпитера, но и планет земной группы. По этой причине такие астероиды могут переходить из одной группы в другую, а само деление астероидов на вышеназванные группы является условным, основанным на данных о современных орбитах астероидов. В частности амурцы движутся по эллиптическим орбитам, перигелийное расстояние (минимальное расстояние до Солнца) которых не превышает 1,3 а.е. Аполлонцы движутся по орбитам с перигелийным расстоянием меньшим 1 а.е. (напомним, что это среднее удаление Земли от Солнца) и проникают внутрь земной орбиты. Если у амурцев и аполлонцев большая полуось орбиты превосходит 1 а.е. то у атонцев она менее или порядка этой величины и эти астероиды, следовательно, движутся в основном внутри земной орбиты. Очевидно, что аполлонцы и атонцы, пересекая орбиту Земли могут создавать угрозу столкновения с ней. Существует даже общее определение этой группы малых планет как «астероиды, сближающиеся с Землей» — это тела, размеры орбит которых не превосходят 1,3 а.е. На сегодняшний день таких объектов обнаружено около 800. Но их общее количество может быть значительно большим — до 1500-2000 с размерами более 1 км и до 135000 с размерами более 100 м. Существующая угроза Земле со стороны астероидов и других космических тел, которые находятся или могут оказаться в земных окрестностях, широко обсуждается в научных и общественных кругах.
О других астероидных поясах.
За орбитой Юпитера также существуют астероидоподобные тела. Более того, по последним данным оказалось, что таких тел очень много на периферии Солнечной системы. Впервые предположение об этом было высказано американским астрономом Джерардом Койпером еще в 1951 г. Он сформулировал гипотезу о том, что за орбитой Нептуна, на расстояниях около 30-50 а.е. может быть целый пояс тел, который служит источником короткопериодических комет. И действительно, с начала 90-х годов (с введением в действие самых крупных телескопов с диаметром до 10 м на Гавайских островах ) за орбитой Нептуна было обнаружено более сотни астероидоподобных объектов с диаметрами примерно от 100 до 800 км. Совокупность этих тел была названа «поясом Койпера», хотя их пока и недостаточно для «полноценного» пояса. Тем не менее, по некоторым оценкам количество тел в нем может быть не меньше (если не больше), чем в главном поясе астероидов. По параметрам орбит вновь открытые тела разделили на два класса. К первому, так называемому «классу Плутино» отнесли примерно треть всех транснептуновых объектов. Они движутся в резонансе 3:2 с Нептуном по достаточно эллиптичным орбитам (большие полуоси около 39 а.е.; эксцетриситеты 0,11-0,35; наклоны орбит к эклиптике 0-20гр.), похожим на орбиту Плутона, откуда и возникло название этого класса. В настоящее время между учеными даже идут дискуссии о том, считать ли Плутон полноправной планетой или только одним из объектов вышеназванного класса. Однако, скорее всего, статус Плутона не изменится, поскольку его средний диаметр (2390 км) значительно больше, чем диаметры известных транснептуновых объектов, и кроме того, как и у большинства других планет Солнечной системы, у него есть большой спутник (Харон) и атмосфера. Во второй класс вошли так называемые «типичные объекты пояса Койпера», поскольку их большинство (оставшиеся 2/3) из числа известных и движутся они по орбитам, близким к круговым с большими полуосями в диапазоне 40-48 а.е. и различными наклонами (0-40° ). Пока что большая удаленность и относительно малые размеры препятствуют обнаружению новых подобных тел с более высокими темпами, хотя для этого используются самые крупные телескопы и самая современная техника. На основе сравнения этих тел с известными астероидами по оптическим характеристикам сейчас полагают, что первые являются самыми примитивными в нашей планетной системе. Имеется ввиду, что их вещество с момента своей конденсации из протопланетной туманности испытало совсем небольшие изменения по сравнению, например, с веществом планет земной группы. Фактически, абсолютное большинство этих тел по своему составу могут быть ядрами комет.
Обнаружен ряд астероидных тел (со временем это число, вероятно, будет увеличиваться) между поясом Койпера и главным поясом астероидов — это «класс Кентавров» — по аналогии с древнегреческими мифологическими кентаврами (получеловеками-полулошадями). Один из их представителей — это астероид Хирон, который было бы более правильным назвать астероидом-кометой, поскольку он периодически проявляет кометную активность в виде возникающей газовой атмосферы (комы) и хвоста. Они образуются из летучих соединений, входящих в состав вещества этого тела, при прохождении им перигелийных участков орбиты. Хирон является одним из наглядных примеров отсутствия резкой границы между астероидами и кометами по составу вещества а, возможно, и по происхождению. Он имеет размер около 200 км, а его орбита перекрывается с орбитами Сатурна и Урана. Другое название объектов этого класса — «пояс Казимирчак-Полонской» — по имени Е.И. Полонской, доказавшей существование астероидных тел между планетами-гигантами.
Немного о методах исследований астероидов.
Поиски астероидов в наше время ведутся, в основном, астрономами-любителями с помощью фотопластин. Астрофотографии делают двумя способами. Либо направляют телескоп на участок неба и следуют за его суточным движением (осуществляют гидирование телескопа) столько времени, сколько требуется для получения слабых объектов, какими и являются астероиды. Тогда звезды получаются точками, а успевший переместиться астероид — в виде черточки. Либо, наоборот, ведут телескоп во время экспозиции в направлении предполагаемого движения астероида. В этом случае, звезды выходят, как черточки, а астероид либо как точка, в идеале, либо как черточка, отличающаяся от звезд размерами и ориентацией.
Наше понимание природы астероидов сейчас основывается на трех основных источниках информации: наземных телескопических наблюдениях (оптических и радиолокационных), изображениях, полученных со сближающихся с астероидами космических аппаратов, и лабораторного анализа известных земных горных пород и минералов, а также упавших на Землю метеоритов, которые в основном считаются осколками астероидов, ядер комет и поверхностей планет земной группы. Но наибольший объем информации о малых планетах все же мы получаем с помощью наземных телескопических измерений. Поэтому астероиды делятся на так называемые «спектральные типы» или классы в соответствии, в первую очередь, с их наблюдаемыми оптическими характеристиками. В первую очередь это альбедо (доля отражаемого телом света от количества падающего на него солнечного света в единицу времени, если считать направления падающих и отраженных лучей совпадающими) и общая форма спектра отражения тела в видимом и ближнем инфракрасном диапазонах (который получается путем простого деления на каждой длине световой волны спектральной яркости поверхности наблюдаемого тела на спектральную яркость на той же длине волны самого Солнца). Эти оптические характеристики используются для оценки химико-минералогического состава вещества, слагающего астероиды. Иногда принимаются во внимание и дополнительные данные (если они есть), например, о радиолокационной отражательной способности астероида, о скорости его вращения вокруг собственной оси и т. д.
Стремление поделить астероиды на классы объясняется желанием ученых упростить или схематизировать описание огромного количества малых планет, хотя, как показывают более тщательные исследования, это не всегда удается. В последнее время уже возникает необходимость введения подклассов и более мелких делений спектральных типов астероидов для характеристики каких-то общих особенностей их отдельных групп. Прежде чем дать общую характеристику астероидов разных спектральных типов, поясним как можно оценить состав астероидного вещества с помощью дистанционных измерений. Как уже отмечалось, считается, что астероиды какого-то одного типа имеют примерно одинаковые значения альбедо и близкие по форме спектры отражения, которые можно заменить на средние (для данного типа) величины или характеристики. Эти средние величины для определенного типа астероидов сравниваются с аналогичными величинами для земных горных пород и минералов, а также тех метеоритов, образцы которых имеются в земных коллекциях. Химический и минеральный составы образцов, которые называются «образцами-аналогами», вместе с их спектральными и другими физическими свойствами, как правило, уже хорошо изучены в земных лабораториях. На основе такого сравнения и подбора образцов-аналогов и определяется в первом приближении некоторый средний химический и минеральный состав вещества для астероидов данного типа. Оказалось, что в отличие от земных горных пород вещество астероидов в целом является значительно более простым или даже примитивным. Это говорит о том, что физические и химические процессы, в которые было вовлечено астероидное вещество в течение всей истории существования Солнечной системы, были не такими разнообразными и сложными, как на планетах земной группы. Если на Земле сейчас надежно установленными считаются около 4000 минеральных видов, то на астероидах их может быть всего лишь несколько сотен. Об этом можно судить по количеству минеральных видов (около 300), обнаруженному в упавших на земную поверхность метеоритах, которые могут быть обломками астероидов. Большое разнообразие минералов на Земле возникло не только потому, что образование нашей планеты (как и других планет земной группы) проходило в протопланетном облаке значительно ближе к Солнцу, а значит, и при более высоких температурах. Кроме того, что силикатное вещество, металлы и их соединения, находясь в жидком или пластичном состоянии при таких температурах, разделились или дифференцировали по удельному весу в гравитационном поле Земли, сложившиеся температурные условия оказались благоприятными для возникновения постоянной газовой или жидкой окислительной среды, основными компонентами которой были кислород и вода. Их длительное и постоянное взаимодействие с первичными минералами и породами земной коры и привело к тому богатству минералов, которое мы наблюдаем. Возвращаясь к астероидам, следует отметить, что по дистанционным данным они в основном состоят из более простых силикатных соединений. В первую очередь — это безводные силикаты, такие как пироксены (их обобщенная формула ABZ2O6, где позиции «A» и «B» занимают катионы разных металлов, а «Z» — Al или Si), оливины (A2+2SiO4, где A2+ = Fe, Mg, Mn, Ni) и иногда плагиоклазы (с общей формулой (Na,Ca)Al(Al,Si)Si2O8). Их называют породообразующими минералами, поскольку они составляют основу большинства горных пород. Силикатные соединения другого типа, широко представленные на астероидах, — это гидросиликаты или слоистые силикаты. К ним принадлежат серпентины (с общей формулой A3Si2O5? (OH), где A = Mg, Fe2+, Ni), хлориты (A4-6Z4O10(OH,O)8, где A и Z — это в основном катионы разных металлов) и ряд других минералов, которые содержат в своем составе гидроксил (ОН). Можно предполагать, что на астероидах встречаются не только простые окислы, соединения (например, сернистые) и сплавы железа и других металлов (в частности FeNi), углеродные (органические) соединения, но даже металлы и углерод в свободном состоянии. Об этом свидетельствуют результаты исследования метеоритного вещества, постоянно выпадающего на Землю.
Спектральные типы астероидов.
На сегодняшний день выделены следующие основные спектральные классы или типы малых планет, обозначаемые латинскими буквами: A, B, C, F, G, D, P, E, M, Q, R, S, V и T. Дадим их краткую характеристику.
Астероиды типа A имеют достаточно высокое альбедо и самый красный цвет, что определяется значительным ростом к длинным волнам их отражательной способности. Они могут состоять из высокотемпературных оливинов (имеющих температуру плавления в пределах 1100-1900° С) или смеси оливина с металлами, которые соответствуют спектральным характеристикам этих астероидов. Напротив, у малых планет типов B, C, F, и G — низкое альбедо (тела B-типа несколько светлее) и почти плоский (или бесцветный) в видимом диапазоне, но резко спадающий на коротких волнах спектр отражения. Поэтому считается, что эти астероиды в основном сложены из низкотемпературных гидратированны
Еще работы по астрономии
