Астэроід

Астэро́ід (распаўсюджаны да 2006 года сінонім — малая планета) — планетападобны астранамічны аб’ект з дыяметрам ад 1 да 1000 км з рухам паводле законаў Кеплера вакол Сонца. Астэроіды рухаюцца па эліптычных арбітах, размешчаных пераважна паміж арбітамі Марса і Юпітэра (тут знаходзіцца так званы пояс астэроідаў).

Сёння вядома каля 338 000 астэроідаў, сапраўдная колькасць усіх астэроідаў верагодна перавышае мільёны. Працэнтныя суадносіны астэроідаў з дыяметрам вышэй 100 км да іх агульнай колькасці невялікія.

Агульная колькасць малых планет, што назіраюцца ў тэлескопы — каля 100 тыс. (занумеравана і ўключана ў каталог кал 6 тыс.). Найбуйнейшыя з іх — Палада і Веста.

Сярод малых планет: Беларусь, Мінск, Брэст, Хатынь.

Вызначэнні

Тэрмін астэроід (ад стар.-грэч.: ἀστεροειδής — «падобны зорцы», з ἀστήρ — «зорка» і εἶδος — «выгляд, якасць») быў прыдуманы кампазітарам Чарлзам Бёрні^[1] і ўведзены Уільямам Гершэлем на падставе таго, што гэтыя аб’екты пры назіранні ў тэлескоп выглядалі як кропкі зорак — у адрозненне ад планет, якія пры назіранні ў тэлескоп выглядаюць дыскамі. Дакладнае вызначэнне тэрміна «астэроід» дагэтуль не з’яўляецца ўсталяваным. Да 2006 года астэроіды таксама звалі малымі планетамі.

Галоўны параметр, па якім праводзіцца класіфікацыя, — памер цела. Астэроідамі лічацца целы з дыяметрам больш 30 м, целы меншага памеру завуць метэароідамі^[2].

У 2006 годзе Міжнародны астранамічны саюз аднёс большасць астэроідаў да малых целаў Сонечнай сістэмы^[3].

Астэроіды ў Сонечнай сістэме

У цяперашні момант у Сонечнай сістэме выяўлены сотні тысяч астэроідаў. Станам на 11 студзеня 2015 г. у базе дадзеных налічвалася 670 474 аб’екты, з якіх для 422 636 дакладна вызначаны арбіты і ім прысвоены афіцыйны нумар^[4], больш 19 000 з іх мелі афіцыйна зацверджаныя назвы^[5]^[6]. Мяркуецца, што ў Сонечнай сістэме можа знаходзіцца ад 1,1 да 1,9 мільёна аб’ектаў, што маюць памеры больш 1 км^[7].

Большасць вядомых на дадзены момант астэроідаў засяроджана ў межах пояса астэроідаў, размешчанага паміж арбітамі Марса і Юпітэра.

Самым вялікім астэроідам у Сонечнай сістэме лічылася Цэрэра з памерам прыблізна 975—909 км, аднак з 24 жніўня 2006 года яна атрымала статус карлікавай планеты. Два іншыя найбуйнейшыя астэроіды (2) Палада і (4) Веста маюць дыяметр ~500 км. (4) Веста з’яўляецца адзіным аб’ектам пояса астэроідаў, які можна назіраць няўзброеным вокам. Астэроіды, што рухаюцца па іншых арбітах, таксама можна назіраць у перыяд праходжання паблізу Зямлі (гл., напрыклад, (99942) Апофіс).

Агульная маса ўсіх астэроідаў галоўнага пояса ацэньваецца ў 3,0—3,6×10²¹ кг^[8], што складае ўсяго каля 4 % ад масы Месяца. Маса Цэрэры — 9,5×10²⁰ 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 абсалютная большасць астэроідаў мае мізэрную па астранамічных мерках масу.

Вывучэнне астэроідаў

Вывучэнне астэроідаў пачалося пасля адкрыцця ў 1781 годзе Уільямам Гершэлем планеты Уран. Яго сярэдняя геліяцэнтрычная адлегласць аказалася адпаведнаю правілу Тыцыуса — Бодзе.

У канцы XVIII стагоддзя Франц Ксавер арганізаваў групу з 24 астраномаў. З 1789 года гэта група займалася пошукамі планеты, якая, паводле правіла Тыцыуса-Бодэ, павінна была знаходзіцца на адлегласці каля 2,8 астранамічных адзінак ад Сонца — паміж арбітамі Марса і Юпітэра. Заданне заключалася ў апісанні каардынат усіх зорак у вобласці задыякальных сузор’яў на вызначаны момант. У наступныя ночы каардынаты правяраліся, і вылучаліся аб’екты, якія перамяшчаліся на большую адлегласць. Меркаванае зрушэнне шуканай планеты павінна было складаць каля 30 вуглавых секунд у гадзіну, што павінна было быць лёгка заўважана.

Па іроніі лёсу першы астэроід, (1) Цэрэра, быў выяўлены італьянцам Джузэпэ П’яцы, які не ўдзельнічаў у 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 праявіў настойлівасць, і ў 1830 годзе аднавіў пошук новых астэроідаў. Праз пятнаццаць гадоў ён выявіў Астрэю, першы новы астэроід за 38 гадоў. Ён таксама выявіў Гебу менш чым праз два гады. Пасля гэтага іншыя астраномы далучыліся да пошукаў, і далей выяўлялася не менш аднаго новага астэроіда ў год (за выключэннем 1945 года).

У 1891 годзе Макс Вольф упершыню выкарыстаў для пошуку астэроідаў метад 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 адзін выявіў 248 астэроідаў, пачынаючы з (323) Брусія, тады як да яго было выяўлена ненамнога больш чым 300. Цяпер, 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, Іспаніі і Бразіліі заявілі, што адначасна выявілі вадзяны лёд на паверхні аднаго з самых буйных астэроідаў галоўнага пояса — Феміды. Гэта адкрыццё дазваляе зразумець паходжанне вады на Зямлі. У 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 каметы, але ізатопны састаў 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 вуглевадароды, у тым ліку малекулы — папярэднікі жыцця^[9].

Найменне астэроідаў

Спачатку астэроідам давалі імёны герояў рымскай і грэчаскай міфалогіі, пазней адкрывальнікі атрымалі права называць іх па ўласным жаданні — напрыклад, сваім імем. Спачатку астэроідам даваліся пераважна жаночыя імёны, мужчынскія імёны атрымвалі толькі астэроіды, мелыя незвычайныя арбіты (прыкладам, Ікар, надыходны да Сонца бліжэй 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, якое адлюстроўвае дату яго адкрыцця, напрыклад, 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 ва ўказаным 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 за паўмесяца, перавысіць 24, ізноў вяртаюцца да пачатку алфавіта, прыпісваючы другой літары індэкс 2, пры наступным вяртанні — 3, і г.д.

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

Вызначэнне формы і памераў астэроіда

Першыя спробы памераць дыяметры астэроідаў, скарыстаючы метад непасрэднага вымярэння бачных дыскаў з дапамогай ніцянога мікраметра (англ.) (бел., распачалі Уільям Гершэль у 1802 і Ёхан Шротэр у 1805 гадах. Пасля іх у XIX стагоддзі аналагічным спосабам праводзіліся вымярэнні найболей яркіх астэроідаў іншымі астраномамі. Асноўным недахопам дадзенага метаду былі значныя разыходжанні вынікаў (напрыклад, мінімальныя і максімальныя памеры Цэрэры, атрыманыя рознымі навукоўцамі, адрозніваліся ў дзесяць разоў).

Сучасныя спосабы вызначэння памераў астэроідаў складаюцца з метады палярыметрыі, радыёлакацыйны, спекл-інтэрфераметрыі, транзітны і цеплавой радыяметрыі^[10].

Адным з найболей простых і якасных з’яўляецца транзітны метад. Падчас руху астэроіда адносна Землі ён часам праходзіць на фоне аддаленай зоркі, гэта з’ява завецца пакрыццё зорак астэроідам. Памераўшы працягласць зніжэння яркасці дадзенай зоркі і ведаючы адлегласць да астэроіда, можна досыць дакладна вызначыць яго памер. Дадзены метад дазваляе досыць дакладна вызначаць памеры буйных астэроідаў, накшталт Палады^[11].

Метад палярыметрыі складаецца ў вызначэнні памеру на аснове яркасці астэроіда. Чым большы астэроід, тым больш сонечнага святла ён адлюстроўвае. Аднак яркасць астэроіда моцна залежыць ад альбеда паверхні астэроіда, што ў сваю чаргу вызначаецца саставам парод, што складаюць яго. Напрыклад, 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 пры кручэнні, так і для вызначэння перыяду гэтага кручэння, а таксама для выяўлення буйных структур на паверхні^[11]. Апроч таго, вынікі, атрыманыя з дапамогай інфрачырвоных тэлескопаў (англ.) (бел., выкарыстоўваюцца для вызначэння памераў метадам цеплавой радыяметрыі^[10].

Класіфікацыя астэроідаў

Агульная класіфікацыя астэроідаў заснавана на характарыстыках іх арбіт і апісанні бачнага спектра сонечнага святла, адбіванага іх паверхняй.

Групы арбіт і сямейства

Астэроіды яднаюць у групы і сямействы на грунце характарыстык іх арбіт. Звычайна група атрымвае назву па імі першага астэроіда, які быў выяўлены на дадзенай арбіце. Групы — адносна свабодныя ўтварэнні, тады як сямействы — шчыльнейшыя, утвораныя ў мінулым пры разбурэнні буйных астэроідаў ад сутыкненняў з іншымі аб’ектамі.

Спектральныя класы

У 1975 годзе Кларк Р. Чапмен, Дэвід Морысан і Бэн Цэлер распрацавалі сістэму класіфікацыі астэроідаў, якая абапіраецца на паказчыкі колеру, альбеда і характарыстыкі спектра адбітага сонечнага святла^[12].

Першапачаткова гэта класіфікацыя вызначала толькі тры тыпы астэроідаў^[13]:

Клас C — вугляродныя, 75 % вядомых астэроідаў.
Клас S — сілікатныя, 17 % вядомых астэроідаў.
Клас M — металічныя, большасць астатніх.

Гэты спіс быў пазней пашыраны і лік тыпаў працягвае расці па меры таго, як дэталёва вывучаецца ўсё больш астэроідаў:

Клас A — характарызуюцца досыць высокім альбеда (паміж 0,17 і 0,35) і чырванаватым колерам у бачнай частцы спектра.
Клас B — у цэлым адносяцца да астэроідаў 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.
Клас D — характарызуюцца вельмі нізкім альбеда (0,02?0,05) і роўным чырванаватым спектрам без выразных ліній паглынання.
Клас E — паверхня гэтых астэроідаў утрымвае ў сваім складзе такі мінерал, як энстатыт, і можа мець падабенства з ахандрытамі.
Клас F — у цэлым падобныя з астэроідамі класа B, але без слядоў «вады».
Клас G — характарызуецца нізкім альбеда і амаль плоскім (і бясколерным) у бачным дыяпазоне спектрам адлюстравання, што сведчыць аб моцным ультрафіялетавым паглынанні.
Клас P — як і астэроіды класа D, характарызуюцца даволі нізкім альбеда, (0,02?0,07) і роўным чырванаватым спектрам без выразных ліній паглынання.
Клас Q — на даўжыні хвалі 1 мкм у спектры гэтых астэроідаў прысутнічаюць яркія і шырокія лініі алівіну і піраксену і, апроч таго, асаблівасці, што паказваюць на наяўнасць металу.
Клас R — характарызуюцца адносна высокім альбеда і чырванаватым спектрам адбіцця на даўжыні 0,7 мкм.
Клас T — характарызуецца нізкім альбеда і чырванаватым спектрам (з умераным паглынаннем на даўжыні хвалі 0,85 мкм), які падобен на спектр астэроідаў P- і D- класаў, але па нахіле займальны прамежкавае становішча.
Клас V — астэроіды гэтага класа ўмерана яркія і даволі блізкія да больш агульнага S класа, якія таксама галоўным чынам складаюцца з каменя, сілікатаў і жалеза (хандрытаў), але адрозніваюцца S больш высокім утрыманнем піраксену.
Клас J — гэта клас астэроідаў, што ўтварыліся, меркавана, з унутраных частак Весты. Іх спектры блізкія да спектра астэроідаў V класа, але іх адрознівае асабліва моцныя 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 складаныя для вызначэння, і тып вызначанага астэроіда можа быць зменены пры больш дакладных даследаваннях.

Праблемы спектральнай класіфікацыі

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

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

Размеркаванне па памерах

Колькасць астэроідаў заўважна змяншаецца з узростам іх памераў. Хоць гэта ў цэлым адпавядае сталаму закону, ёсць пікі пры 5 км і 100 км, дзе больш астэроідаў, чым чакалася б у адпаведнасці лагарыфмічнаму размеркаванню^[14].

Прыблізная колькасць астэроідаў N з дыяметрам больш чым D
D	100 м	300 м	500 м	1 км	3 км	5 км	10 км	30 км	50 км	100 км	200 км	300 км	500 км	900 км
N	25 000 000	4 000 000	2 000 000	750 000	200 000	90 000	10 000	1100	600	200	30	5	3	1

Утварэнне астэроідаў

Лічыцца, што планетэзімалі у поясе астэроідаў эвалюцыянавалі гэтак жа, як і ў іншых абласцях сонечнай туманнасці да таго часу, пакуль Юпітэр не дасягнуў сваёй цяперашняй масы, пасля чаго з прычыны арбітальных рэзанансаў з Юпітэрам з пояса было выкінута больш 99 % планетэзімалей. Мадэляванне і скачкі размеркаванняў скорасцей кручэння і спектральных уласцівасцей паказваюць, што астэроіды дыяметрам больш 120 км утварыліся ў выніку акрэцыі ў гэту раннюю эпоху, тым часам як меншыя целы з’яўляюцца асколкамі ад сутыкненняў паміж астэроідамі ў час ці пасля рассейвання пачатковага пояса гравітацыяй Юпітэра^[15]. Цэрэра і Веста набылі досыць вялікі памер для гравітацыйнай дыферэнцыяцыі, пры якой цяжкія металы пагрузіліся да ядра, а кара сфарміравалася з лягчэйшых скальных парод^[16].

У мадэлі Ніцы многія аб’екты пояса Койпера ўтварыліся ў вонкавым поясе астэроідаў, на адлегласці больш за 2,6 а.е. Большасць з іх была пазней выкінута гравітацыяй Юпітара, але тыя, што засталіся, могуць быць астэроідамі класа D, магчыма, уключаючы Цэрэру^[17].

Небяспека астэроідаў

Нягледзячы на тое, што Зямля значна больш усіх вядомых астэроідаў, сутыкненне з целам памерам больш 3 км можа прывесці да знішчэння цывілізацыі. Сутыкненне з целам меншага памеру (але больш 50 метраў у дыяметры) можа прывесці да шматлікіх ахвяр і гіганцкай эканамічнай шкоды.

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 Апофіс, дыяметрам каля 300 м, пры сутыкненні з якім у выпадку дакладнага пападання можа быць знішчаны вялікі горад, аднак ніякай пагрозы чалавецтву ў цэлым такое сутыкненне не нясе.

1 чэрвеня 2013 года астэроід 1998 QE2 наблізіўся на самую блізкую адлегласць да Зямлі за апошнія 200 гадоў. Адлегласць склала 5,8 млн кіламетраў^[18].

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 секунд. Гэта дае магчымасць загадзя (самае малое — за месяц) заўважыць патэнцыяльна небяспечныя для планеты целы, аналагічныя Тунгускаму метэарыту^[19].

Першыя 30 астэроідаў

(1) Цэрэра (цяпер мае статус карлікавай планеты)
Палада
Юнона
Веста
Астрэя
Геба
Ірыда
Флора
Метыда
Гігея
Парфенопа
Вікторыя
Эгерыя
Ірэна
Эўномія
Псіхея
Фетыда
Мельпамена
Фартуна
Масалія
Лютэцыя
Каліёпа
Талія
Феміда
Факея
Празерпіна
Эўтэрпа
Белона
Амфітрыта
Уранія

Знакі

Першыя 37 астэроідаў маюць астранамічныя знакі. Яны пададзены ў табліцы.

Астэроід	Сімвалы
(1) Цэрэра	⚳
(2) Палада	⚴
(3) Юнона	⚵
(4) Веста	⚶
(5) Астрэя
(6) Геба
(7) Ірыда
(8) Флора
(9) Метыда
(10) Гігея
(11) Парфенопа
(12) Вікторыя
(13) Эгерыя
(14) Ірэна
(15) Эўномія
(16) Псіхея
(17) Фетыда
(18) Мельпамена
(19) Фартуна
(26) Празерпіна
(28) Белона
(29) Амфітрыта
(35) Леўкафея
(37) Фідэс