आयाम और वजन।ग्रहों का आकार उस कोण को मापकर निर्धारित किया जाता है जिस पर उनका व्यास पृथ्वी से दिखाई देता है। यह विधि क्षुद्रग्रहों पर लागू नहीं होती है: वे इतने छोटे होते हैं कि दूरबीन में भी वे सितारों की तरह बिंदु लगते हैं (इसलिए नाम "क्षुद्रग्रह", यानी "तारा जैसा")।

केवल पहले चार क्षुद्रग्रहों को उनकी डिस्क द्वारा पहचाना जा सकता है। सेरेस का कोणीय व्यास सबसे बड़ा निकला: यह 1 . तक पहुंचता है » (पलास, जूनो और वेस्टा के लिए यह कई गुना छोटा है)। इन क्षुद्रग्रहों के कोणीय आयामों को 1890 में ई। बर्नार्ड द्वारा लिक और येर्क वेधशालाओं में बहुत सटीक रूप से मापा गया था। अवलोकन के समय सेरेस, पलास, जूनो और वेस्टा की दूरी निर्धारित करने और आवश्यक गणना करने के बाद, बर्नार्ड ने पाया कि उनके व्यास क्रमशः 770, 490, 190 और 380 किमी हैं (जैसा कि आप देख सकते हैं, वे सभी फिट हो सकते हैं अलास्का के कब्जे वाला क्षेत्र!)

कई अन्य, छोटे क्षुद्रग्रहों के आकार का निर्धारण कैसे करें?

कुछ समय पहले तक, उनका अनुमान क्षुद्रग्रहों की चमक के आधार पर लगाया जाता था, और क्षुद्रग्रह के परिमाण की तुलना सेरेस, पलास, जूनो और वेस्टा (जिनके आकार पहले से ही ज्ञात थे) के परिमाण से की जाती थी। हालांकि, क्षुद्रग्रहों की चमक बदल जाती है: सबसे पहले, सूर्य से क्षुद्रग्रह की दूरी में परिवर्तन के साथ (क्षुद्रग्रह पर पड़ने वाले सूर्य के प्रकाश की मात्रा में परिवर्तन के कारण); दूसरे, पृथ्वी से दूरी में परिवर्तन के साथ (पृथ्वी तक पहुंचने वाले प्रकाश की मात्रा में परिवर्तन, क्षुद्रग्रह से परावर्तित होने के कारण); तीसरा, चरण कोण में परिवर्तन के साथ, इस कोण में वृद्धि के साथ, क्षुद्रग्रह की प्रकाशित सतह का एक छोटा सा अंश पृथ्वी से दिखाई देता है। इसलिए, निर्धारित करने के लिए कोणीय आयामवे क्षुद्रग्रहों के दृश्यमान तारकीय परिमाण की तुलना नहीं करते हैं, लेकिन इन क्षुद्रग्रहों के परिमाण की तुलना यदि वे सूर्य और पृथ्वी से निश्चित (एकल) दूरी पर "रखा" जाते हैं और यदि उन्हें "व्यवस्थित" किया जाता है ताकि उनका चरण कोण बराबर हो शून्य करने के लिए।

मैकडॉनल्ड्स की समीक्षा से पहले, इन कम परिमाण (जिसे निरपेक्ष भी कहा जाता है) को अलग-अलग पर्यवेक्षकों द्वारा अपने स्वयं के, अतुलनीय, फोटोमेट्रिक सिस्टम में व्यक्त किया गया था, जिसने क्षुद्रग्रहों के आकार के अनुमानों में व्यापक प्रसार दिया। मैकडॉनल्ड्स सर्वेक्षण में, सभी क्रमांकित क्षुद्रग्रहों के लिए, पूर्ण तारकीय परिमाण स्थापित किए गए थे, जो पहले से ही एकीकृत अंतर्राष्ट्रीय फोटोग्राफिक सिस्टम में व्यक्त किए गए थे (उसी प्रणाली का उपयोग पालोमर-लीडेन सर्वेक्षण में किया गया था)।

सच है, इस पद्धति की एक और प्रतीत होने वाली दुर्गम कठिनाई बनी हुई है: क्षुद्रग्रहों की परावर्तनशीलता के बारे में कुछ मान्यताओं के तहत आकार निर्धारण करना पड़ता है - उनके अल्बेडो। आमतौर पर यह माना जाता है कि किसी क्षुद्रग्रह का अलबेडो चार सबसे बड़े क्षुद्रग्रहों के औसत अलबेडो के समान है। इस बीच, यह स्पष्ट है कि समान अवलोकन स्थितियों के तहत, प्रकाश से बना एक छोटा क्षुद्रग्रह, अच्छी तरह से परावर्तक पदार्थ एक बड़े, लेकिन गहरे रंग के क्षुद्रग्रह की तुलना में अधिक चमकीला हो सकता है। फिर भी, जब कई क्षुद्रग्रहों के आकार का अनुमान लगाया जाता है, तो यह औसत एल्बिडो होता है जिसका उपयोग अब भी किया जाता है।

इसलिए, यदि हम क्षुद्रग्रह m a 6 c के पूर्ण परिमाण को जानते हैं, तो यह मानते हुए कि सभी क्षुद्रग्रहों का एल्बिडो समान है, हम आसानी से क्षुद्रग्रह की त्रिज्या (किलोमीटर में) निर्धारित कर सकते हैं। आर एक बहुत ही सरल सूत्र द्वारा: lg आर \u003d 3.245-0.2m ए 6 एस।

इसके अलावा, पहले से गणना की गई त्रिज्या के आधार पर, हम क्षुद्रग्रह के द्रव्यमान का अनुमान लगा सकते हैं एम,यदि क्षुद्रग्रह पदार्थ का घनत्व ज्ञात हो। आमतौर पर यह माना जाता है कि यह हमारी पृथ्वी पर समय-समय पर गिरने वाले उल्कापिंडों - उल्कापिंडों के पदार्थ के औसत घनत्व के बराबर है। स्थलीय प्रयोगशालाओं में मापा गया यह घनत्व g, 3.5 g/cm 3 है (हालांकि काफी हल्के नमूने हैं, लगभग 2 g/cm के घनत्व के साथ 3 देखें)।

कुछ मामलों में, क्षुद्रग्रहों के आकार को "गैर-मानक" तरीके से निर्धारित करना संभव था, उदाहरण के लिए, जब सितारों को उनके साथ कवर किया जाता है (इस घटना की प्रकृति चंद्रमा के साथ सितारों को कवर करते समय समान होती है)। इनमें से एक मनोगत 23 जनवरी, 1975 की शाम को हुआ था और इसे संयुक्त राज्य अमेरिका में देखा गया था। क्षुद्रग्रह इरोस, जैसा कि बी मार्सडेन ने भविष्यवाणी की थी, को स्टार x . को कवर करना चाहिए था हंस लगभग 25 किमी चौड़ी एक कवरेज पट्टी अल्बानी, हार्टफर्ट, कनेक्टिकट के शहरों और लॉन्ग आइलैंड के पूर्वी किनारे के पास से होकर गुजरना था। 17 अवलोकन बिंदु आयोजित किए गए, जहां आसपास के कॉलेजों के छात्र और खगोलीय विभागों के छात्र कवरेज पट्टी के साथ 6-8 किमी की दूरी पर स्थित थे।

इरोस के कवरिंग के दौरान (लगभग 9 .) एम) 0.2-0.3 ° प्रति घंटे के कोणीय वेग के साथ तारे के पास पहुंचा % सिग्नस, जो क्षुद्रग्रह की तुलना में बहुत अधिक चमकीला था (लगभग 4 .) एम) अचानक, तारे का प्रकाश गायब हो गया (उसकी किरणों के रास्ते में एक अपारदर्शी अवरोध दिखाई दिया - एक क्षुद्रग्रह), और कुछ सेकंड के बाद तारा फिर से प्रकट हो गया (चित्र 3)।

कवरेज की अवधि से, मार्सडेन ने निर्धारित किया कि इरोस का स्पष्ट व्यास लगभग 24 किमी था।

और कैसे (पूर्ण परिमाण के अनुमान के अलावा) कोई क्षुद्रग्रहों के द्रव्यमान को निर्धारित कर सकता है? यह मौलिक रूप से संभव है, हालांकि बहुत मुश्किल है, क्षुद्रग्रहों के अनुभव के आधार पर उनके पारस्परिक गड़बड़ी (दृष्टिकोण के दौरान) के आधार पर क्षुद्रग्रहों के द्रव्यमान की गणना करना। द्रव्यमान का निर्धारण करने की यह विधि हीडलबर्ग में खगोलीय संस्थान से आई। शुबार्ट द्वारा विकसित की गई थी। उन्होंने इसे सबसे बड़े क्षुद्रग्रहों के द्रव्यमान को निर्धारित करने के लिए लागू किया और प्राप्त किया कि सेरेस का द्रव्यमान (5.9 ± 0.3) 10 -11 है एमसी (कहाँ पे एमसी - सूर्य का द्रव्यमान), पलास का द्रव्यमान - (1.14±0.22) 10 -11 एमसाथ।इसी तरह की विधि से, अन्य खगोलविदों ने प्राप्त किया कि वेस्टा का द्रव्यमान (1.20 ± 0.12) 10 -11 . है एमसाथ।इस प्रकार, सबसे बड़े क्षुद्रग्रह - सेरेस - का द्रव्यमान भी पृथ्वी के द्रव्यमान से 5000 गुना कम और चंद्रमा के द्रव्यमान से 600 गुना कम है।

अंतरिक्ष यान के लिए क्षुद्रग्रह बेल्ट "पहुंच योग्य" बनने के बाद, हम बहुत छोटे क्षुद्रग्रहों के द्रव्यमान को निर्धारित करने में सक्षम थे।

अंतरिक्ष रॉकेटों पर स्थापित टेलीस्कोपिक उपकरणों ने कई सेंटीमीटर और डेसीमीटर (जो पृथ्वी से अवलोकन के लिए दुर्गम हैं) के व्यास के साथ क्षुद्रग्रह के टुकड़ों के तारकीय परिमाण (और आकार) को निर्धारित करना संभव बना दिया।

इस प्रकार, वर्तमान में, "सभी रैंकों" के क्षुद्रग्रहों के बारे में जानकारी है - अरबों अरबों टन के बड़े पिंडों से लेकर बहुत छोटे लोगों तक जो आपके हाथ की हथेली में फिट हो सकते हैं। धूल के पूरे "बादल" भी क्षुद्रग्रह बेल्ट में घूम रहे हैं, जिनके गुणों का अध्ययन अप्रत्यक्ष संकेतों द्वारा किया जा रहा है। यह सब हमें क्षुद्रग्रह बेल्ट की पूरी तरह से पूरी तस्वीर बनाने की अनुमति देता है।

1950 के दशक में वापस, सोवियत खगोलशास्त्री I. I. Putilin ने क्षुद्रग्रहों की कुल संख्या (अर्थात, प्रसिद्ध कक्षाओं के साथ) की गणना की। परिणाम आश्चर्यजनक है। यह पता चला कि एक साथ रखे गए सभी क्षुद्रग्रह केवल 500 किमी के किनारे वाले घन में फिट होंगे! वॉल्यूम के लगभग आधे हिस्से पर वेस्टा और पलास के साथ सेरेस का कब्जा होगा। एक और 25% जूनो 100 वें तक और सहित क्षुद्रग्रहों के साथ होगा। बाद के क्षुद्रग्रहों (सभी छोटे वाले) की खोजों से केवल क्षुद्रग्रह पदार्थ के इस "मात्रा" में बहुत धीमी वृद्धि हुई, और 1000 वें क्षुद्रग्रह के बाद, उनके कुल "आयतन" की वृद्धि लगभग पूरी तरह से बंद हो गई (चित्र 4)। अनदेखे क्षुद्रग्रह शायद इतने छोटे हैं कि, उनकी बड़ी संख्या के बावजूद, वे इस "मात्रा" में उल्लेखनीय रूप से वृद्धि नहीं कर पाएंगे, और, अनुमानों के अनुसार, छोटे कण और धूल के दाने शायद ही 500 में आस-पास पड़े क्षुद्रग्रहों के बीच की रिक्तियों को भरने के लिए पर्याप्त हों। किमी घन।

यह माना जा सकता है कि इंटरप्लेनेटरी स्पेस में क्षुद्रग्रह पदार्थ की कुल मात्रा लगभग 10 23 सेमी है। लेकिन क्षुद्रग्रहों को एक विशाल मात्रा में इंटरप्लेनेटरी स्पेस में वितरित किया जाता है, ताकि प्रति शरीर कई क्यूबिक किलोमीटर स्पेस हो। इसलिए, क्षुद्रग्रह बेल्ट (उदाहरण के लिए, बृहस्पति के रास्ते में) के माध्यम से उड़ान भरने वाले अंतरिक्ष यान के कुछ छोटे क्षुद्रग्रह के साथ टकराव की संभावना नगण्य है।

यदि हम 3.5 ग्राम/सेमी 3 (ऊपर देखें) का मान क्षुद्रग्रह पदार्थ के औसत घनत्व के रूप में लें, तो हम पाते हैं कि सभी क्षुद्रग्रहों का कुल द्रव्यमान लगभग 3.5 10 23 ग्राम है - एक संख्या जो हमारे सांसारिक विचारों के अनुसार बहुत बड़ी है। , लेकिन खगोलीय पैमाने के अनुसार नगण्य। (सभी क्षुद्रग्रहों को "अंधा" करने के लिए - ज्ञात और अज्ञात - पृथ्वी की सतह से "केवल" 500 मीटर मोटी की एक परत को फाड़ना आवश्यक होगा!)

हाल ही में, आई। शुबार्ट ने क्षुद्रग्रहों के द्रव्यमान को कुल गड़बड़ी से निर्धारित किया, जो कि उनके कई समकक्षों से घिरे हुए सबसे बड़े क्षुद्रग्रहों का अनुभव करते हैं। उन्होंने मूल्य 3 10 23 ग्राम प्राप्त किया, जो पहले प्राप्त अनुमान के साथ उत्कृष्ट समझौते में है।

मंगल की गति पर क्षुद्रग्रह बेल्ट के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र के प्रभाव को निर्धारित करने का भी प्रयास किया गया है। हालांकि, मंगल ग्रह क्षुद्रग्रहों के लिए बहुत भारी निकला, और इस प्रभाव का पता नहीं लगाया जा सका, जो क्षुद्रग्रहों के कुल द्रव्यमान के महत्व की पुष्टि करता है। सच है, यह माना जाता है कि बृहस्पति की कक्षा के पास, हमारे लिए अज्ञात बड़े पिंड चल रहे हैं। लेकिन यह संभावना नहीं है कि उनमें से बहुत सारे होंगे, और वे क्षुद्रग्रह सामग्री के कुल द्रव्यमान के अनुमान में उल्लेखनीय रूप से वृद्धि करने की संभावना नहीं रखते हैं।

छोटे आकार क्या ले जाते हैं?सार्वभौमिक गुरुत्वाकर्षण के नियम के अनुसार, प्रत्येक क्षुद्रग्रह अन्य पिंडों को आकर्षित करता है। लेकिन यह आकर्षण कितना कमजोर है! एक क्षुद्रग्रह पर सुंदर बड़े आकार(200 किमी के व्यास के साथ) सतह पर गुरुत्वाकर्षण बल पृथ्वी की तुलना में 100 गुना कम है, जिससे कि एक व्यक्ति, एक बार, 1 किलो से कम वजन का होता है और शायद ही अपना वजन महसूस करता है। 10-मंजिला इमारत की ऊंचाई से एक क्षुद्रग्रह पर कूदने के बाद, यह लगभग एक चौथाई मिनट के लिए सतह पर उतरा होगा, "लैंडिंग" के समय केवल 1.5 मीटर / सेकंड की गति तक पहुंच जाएगा। सामान्यतया, क्षुद्रग्रहों पर रहना पूर्ण भारहीनता की स्थिति में रहने से बहुत अलग नहीं है।

उन पर पहला ब्रह्मांडीय वेग काफी छोटा है: सेरेस पर - लगभग 500 m / s, और एक किलोमीटर के आकार के क्षुद्रग्रह पर - केवल लगभग 1 m / s। दूसरा ब्रह्मांडीय वेग 1.4 गुना अधिक है, जिससे कि, एक कार (लगभग 100 किमी / घंटा) की गति से चलते हुए, 5 किमी के व्यास वाले क्षुद्रग्रह से हमेशा के लिए उड़ना संभव होगा। तो क्या यह आश्चर्य की बात है कि क्षुद्रग्रहों पर कोई वायुमंडल नहीं है? भले ही कुछ गैसों को क्षुद्रग्रहों की गहराई से छोड़ा गया हो, गुरुत्वाकर्षण बल उनके अणुओं को पकड़ नहीं सकते थे, और उन्हें हमेशा के लिए इंटरप्लानेटरी स्पेस में फैला दिया जाना चाहिए था।

1973 में, क्षुद्रग्रहों पर वायुमंडल की अनुपस्थिति की पुष्टि इन्फ्रारेड रेंज में क्षुद्रग्रहों के स्पेक्ट्रा के मापन द्वारा की गई थी। लगभग 12 माइक्रोन के तरंग दैर्ध्य क्षेत्र में कई बड़े क्षुद्रग्रहों के लिए अमेरिकी खगोल भौतिक विज्ञानी ओ। गैन्सन द्वारा प्राप्त स्पेक्ट्रा ने केवल यह संकेत दिया कि क्षुद्रग्रह थोड़े गर्म थे।

हालांकि, सेरेस के अवरक्त विकिरण के स्पेक्ट्रम में एक विशेषता थी: केवल 12 माइक्रोन की तरंग दैर्ध्य के बारे में, एक संकीर्ण बैंड के भीतर, विकिरण का "कूद" लगभग दोगुना हो गया था। विकिरण के ऐसे वर्णक्रमीय "बैंड" गैसों की विशेषता हैं, और इसलिए वे उन ग्रहों और उनके उपग्रहों में देखे जाते हैं जो एक वातावरण से घिरे होते हैं। लेकिन सेरेस एक वातावरण धारण करने के लिए बहुत छोटा है!

इस विरोधाभास की व्याख्या करने के लिए, हैनसेन ने एक आकर्षक परिकल्पना प्रस्तुत की: सेरेस पर वाष्पशील पदार्थों का निरंतर वाष्पीकरण होता है, जिसे इसकी सतह के पदार्थ की संरचना में शामिल किया जाना चाहिए (!) यह कहा जाना चाहिए कि सेरेस के द्रव्यमान और व्यास के विभिन्न अनुमानों के बीच, कोई इन मात्राओं के मूल्यों की एक जोड़ी चुन सकता है जिससे इसके पदार्थ के औसत घनत्व (लगभग 1 ग्राम / सेमी) का कम अनुमान होगा। 3), इस धारणा के अनुरूप कि सेरेस काफी हद तक बर्फ से बना है। हालांकि, यह धारणा खुद हैनसेन को भी इतनी अविश्वसनीय लग रही थी कि उन्होंने अंतिम निष्कर्ष निकालने से पहले सेरेस के द्रव्यमान और मात्रा के नए, अधिक सटीक अनुमान प्राप्त करने के लिए आवश्यक मानते हुए, अपनी गणना पर संदेह किया। इसके अलावा, हैनसेन की धारणा सेरेस के पोलारिमेट्रिक अवलोकनों के परिणामों के विपरीत थी, जिसके अनुसार यह क्षुद्रग्रह, हालांकि यह एक बहुत ही अंधेरे वस्तु है, सतह पर बहुत ढीली संरचना नहीं हो सकती है, जो बर्फ के वाष्पीकरण के दौरान बनाई जानी चाहिए थी। इस प्रकार, सेरेस के अवरक्त वर्णक्रमीय बैंड अभी भी एक रहस्य हैं।

अपने छोटे आकार के कारण, क्षुद्रग्रहों का आकार बहुत ही कोणीय होता है। क्षुद्रग्रहों पर गुरुत्वाकर्षण का नगण्य बल उन्हें एक गेंद का आकार देने में सक्षम नहीं है, जो कि ग्रहों और उनके बड़े उपग्रहों की विशेषता है। बाद के मामले में, गुरुत्वाकर्षण का एक बड़ा बल अलग-अलग ब्लॉकों को कुचल देता है, जिससे वे टकराते हैं। पृथ्वी पर, उनके तलवों पर ऊंचे पहाड़, जैसे फैल रहे हैं। पत्थर की ताकत कई टन प्रति 1 सेमी 2 के भार का सामना करने के लिए अपर्याप्त हो जाती है, और पहाड़ की तलहटी में पत्थर, बिना कुचले, बिना बंटे, सभी तरफ से संकुचित होता है, जैसे कि "बहना", केवल बहुत धीरे से।

200-300 किमी तक के व्यास वाले क्षुद्रग्रहों पर, पत्थर के छोटे "वजन" के कारण, ऐसी "तरलता" की घटना पूरी तरह से अनुपस्थित है, और सबसे बड़े क्षुद्रग्रहों पर यह बहुत धीरे-धीरे होता है, और तब भी केवल में उनकी आंत। क्षुद्रग्रहों की सतह पर, विशाल पर्वत और अवसाद अपरिवर्तित रहते हैं, पृथ्वी और अन्य ग्रहों की तुलना में आकार में बहुत बड़े होते हैं (सतह के स्तर से किसी भी दिशा में औसत विचलन लगभग 10 किमी या उससे अधिक होते हैं), जो रडार टिप्पणियों के परिणामों में प्रकट होता है। क्षुद्रग्रहों का (चित्र 5)।

क्षुद्रग्रहों के अनियमित आकार की पुष्टि इस तथ्य से भी होती है कि बढ़ते चरण कोण के साथ उनकी चमक असामान्य रूप से तेजी से घटती है (पृष्ठ 11 पर फुटनोट देखें)। चंद्रमा की चमक में इस तरह के परिवर्तन हमें अच्छी तरह से ज्ञात हैं: यह पूर्णिमा पर बहुत उज्ज्वल है, फिर यह कमजोर और कमजोर चमकता है, जब तक कि यह अमावस्या पर पूरी तरह से गायब नहीं हो जाता। लेकिन चंद्रमा के लिए, ये परिवर्तन क्षुद्रग्रहों की तुलना में बहुत अधिक धीरे-धीरे होते हैं, और इसलिए उन्हें पूरी तरह से पृथ्वी से दिखाई देने वाले सूर्य द्वारा प्रकाशित सतह के अंश में कमी के द्वारा ही पूरी तरह से समझाया जा सकता है (चंद्र पहाड़ों और अवसादों से छाया का बहुत कम प्रभाव पड़ता है) चंद्रमा की समग्र चमक पर)। क्षुद्रग्रहों के साथ स्थिति अलग है। उनकी चमक में इस तरह के तेजी से बदलाव को सूर्य द्वारा प्रकाशित एक क्षुद्रग्रह की सतह में एक मात्र परिवर्तन से नहीं समझाया जा सकता है। और चमक में परिवर्तन की इस प्रकृति का मुख्य कारण (विशेषकर छोटे क्षुद्रग्रहों के लिए) क्षुद्रग्रहों का अनियमित आकार है, जिसके कारण उनकी प्रकाशित सतह के कुछ हिस्से दूसरों द्वारा सूर्य की किरणों से परिरक्षित हो जाते हैं।

क्षुद्रग्रहों के अनियमित आकार को भी सीधे एक दूरबीन के माध्यम से देखा गया था। यह 1931 में पहली बार हुआ था, जब छोटा क्षुद्रग्रह इरोस, एक बहुत ही विदेशी कक्षा में घूम रहा था, जिसके बारे में हम बाद में चर्चा करेंगे, असामान्य रूप से छोटी दूरी (केवल 28 मिलियन किमी) पर पृथ्वी के पास पहुंचा। फिर, एक दूरबीन के माध्यम से, उन्होंने देखा कि यह क्षुद्रग्रह लगभग 0.18 "के घटकों के बीच कोणीय दूरी के साथ एक "डम्बल" या एक अनसुलझे डबल स्टार जैसा दिखता है; यह भी देखा गया था कि "डम्बल" घूम रहा था!

जनवरी 1975 में, इरोस पृथ्वी के और भी करीब आ गया - 26 मिलियन किमी की दूरी पर। उन्हें कक्षा के एक बड़े हिस्से पर देखा गया था, और इससे इरोस को सचमुच अलग-अलग पक्षों से देखना संभव हो गया था। दुनिया भर के विभिन्न वेधशालाओं में किए गए इरोस के कई अवलोकनों के परिणामों का सावधानीपूर्वक विश्लेषण करने से एक बहुत ही दिलचस्प खोज हुई।

अवलोकन के दौरान इरोस ने अपनी चमक को बहुत बदल दिया - 1.5 . तक एम(यानी, लगभग चार बार) 2 घंटे की अवधि के साथ और थोड़ा (चित्र 6)। यह माना गया था कि चमक में ये परिवर्तन "डम्बल के आकार का" इरोस के क्रॉस सेक्शन में बदलाव के कारण होते हैं, जो अपनी धुरी के चारों ओर घूमते हैं, जो पृथ्वी से दिखाई देता है, और इसके अधिकतम और न्यूनतम क्रॉस सेक्शन 4 के कारक से बिल्कुल भिन्न होते हैं। . इस मामले में, क्षुद्रग्रह की न्यूनतम चमक उस समय देखी जानी चाहिए थी जब इरोस अपने तेज अंत के साथ हमारा सामना कर रहा हो। हालांकि, सब कुछ बहुत अधिक जटिल निकला। सबसे पहले, अपेक्षाओं के विपरीत, क्रमिक चमक मैक्सिमा और मिनिमा के अलग-अलग आकार और अलग-अलग आयाम थे। इरोस के आकार के प्रयोगशाला मॉडलिंग का उपयोग करके किए गए टिप्पणियों के परिणामों के विश्लेषण से पता चला है कि क्षुद्रग्रह की असमान सतह पर प्रकाश और छाया के खेल का इरोस की चमक पर बहुत प्रभाव होना चाहिए। नतीजतन, इरोस की न्यूनतम चमक तब देखी गई जब क्षुद्रग्रह लगभग अपने अधिकतम क्रॉस सेक्शन के साथ हमारा सामना कर रहा था! इसके अलावा, इरोस की क्रांति की अवधि चमक के उतार-चढ़ाव की दो अवधियों के बराबर निकली - 5 घंटे 16 मिनट। जैसा कि यह निकला, यह क्षुद्रग्रह एक लम्बा पिंड है जिसकी लंबाई और मोटाई का अनुपात लगभग 1:2.5 है। वह। एक छोटी धुरी के चारों ओर वामावर्त घूमता है, और इस तरह से कि धुरी लगभग अपनी कक्षा के तल में होती है (इरोस सौर मंडल के चारों ओर यात्रा करता है जैसे कि उसकी "पक्ष" पर पड़ा हो)।

कई क्षुद्रग्रहों में एक ही कारण (अनियमित आकार के पिंडों की अपनी कुल्हाड़ियों के चारों ओर घूमना) के कारण चमक में उतार-चढ़ाव देखा गया। और जो सबसे दिलचस्प है, वे सभी एक ही दिशा में घूमते हैं - वामावर्त। स्थापित करना ही संभव था पिछले सालसंवेदनशील इलेक्ट्रॉन-ऑप्टिकल अवलोकन तकनीक की मदद से।

पृथ्वी और क्षुद्रग्रह सूर्य के चारों ओर अलग-अलग कक्षाओं में और अलग-अलग गति से अंतरिक्ष में घूमते हैं। और यद्यपि वे एक दिशा में परिक्रमा करते हैं, हमें पृथ्वी से ऐसा लगता है कि क्षुद्रग्रह तारों के बीच आकाश में आगे बढ़ते हैं (दाएं से बाएं जब वे पृथ्वी से आगे निकल जाते हैं), फिर पीछे (बाएं से दाएं जब पृथ्वी उनसे आगे निकल जाती है) ) क्षुद्रग्रहों की गति का यह अलग पैटर्न उनकी चमक में परिवर्तन को भी प्रभावित करता है: जब क्षुद्रग्रह आकाश में बाएं से दाएं (पृथ्वी से आगे निकल जाते हैं) की ओर बढ़ते हैं, तो चमक में परिवर्तन की अवधि थोड़ी कम होती है।

यह दिलचस्प है कि क्षुद्रग्रहों की चमक में परिवर्तन की अवधि काफी कम है और लगभग समान है - मूल्यों के अंतराल के साथ 2-3 से 10-15 घंटे। उन्हें इतनी जल्दी घुमाने के लिए क्या किया? एक समय में, एक परिकल्पना सामने रखी गई थी कि बहुत बड़े अनियमित आकार के क्षुद्रग्रह "सौर हवा" (सूर्य द्वारा निकाले गए कण) के प्रवाह के प्रभाव में अरबों वर्षों तक "उड़ाने" के प्रभाव में रोटेशन प्राप्त नहीं कर सकते हैं। यह "हवा" कितनी भी कमजोर क्यों न हो, फिर भी इसे क्षुद्रग्रहों को गति के कुछ आवेगों को प्रेषित करना चाहिए, जो क्षुद्रग्रह के अनियमित आकार के कारण, गुरुत्वाकर्षण के केंद्र के विभिन्न पक्षों से क्षुद्रग्रह पर असमान रूप से वितरित किया जाता है। नतीजतन, एक गैर-शून्य बल प्रकट होता है, क्षुद्रग्रह की सतह के प्रत्येक 1 सेमी 2 पर "सौर हवा" द्वारा लगाए गए दबाव बलों के परिणामस्वरूप, और क्षुद्रग्रह घूमना शुरू कर देता है (पहले बहुत धीरे-धीरे, और फिर तेज और और तेज)।

गणना से पता चलता है कि कुछ क्षुद्रग्रह (बहुत अनियमित आकार के) "सौर हवा" से इतने घूम सकते हैं कि वे घूर्णन के केन्द्रापसारक बलों द्वारा भी फाड़े जा सकते हैं। हालांकि, यह स्पष्टीकरण बड़े क्षुद्रग्रहों के लिए उपयुक्त नहीं है, और किसी को यह मान लेना चाहिए कि उन्होंने अपने गठन की अवधि के दौरान रोटेशन हासिल कर लिया था।

लेकिन हो सकता है कि चमक में उतार-चढ़ाव अनियमित आकार के कारण नहीं, बल्कि क्षुद्रग्रहों के "स्पॉटिंग" के कारण हो (यदि क्षुद्रग्रहों की सतह के अलग-अलग हिस्से अलग-अलग पदार्थों से बने हों)? बेशक, क्षुद्रग्रहों का "खोलना" संभव है, और प्रकाश और गहरे रंग के क्षेत्र (विभिन्न पदार्थों के) संभवतः उनकी सतहों पर मौजूद हो सकते हैं। हालांकि, केवल "स्पॉटिंग" की धारणा पर्याप्त नहीं है, और जैसा कि दिखाया गया है, क्षुद्रग्रहों के घूर्णन की प्रकृति को केवल "स्पॉटिंग" की सहायता से समझाया नहीं जा सकता है।

यहां तक ​​​​कि सबसे बड़े क्षुद्रग्रहों में से एक - वेस्टा में, चमक परिवर्तन "स्पॉटिंग" से जुड़े नहीं हैं, बल्कि इसके अनियमित आकार के साथ हैं। 1971 में, इलेक्ट्रॉन-ऑप्टिकल कन्वर्टर्स का उपयोग करते हुए वेस्टा के अवलोकन से पता चला कि इस क्षुद्रग्रह की चमक के बाद के मैक्सिमा और मिनिमा में परिमाण में थोड़ा अंतर है, और वेस्टा का रोटेशन एक अवधि के साथ होता है - पहले की तुलना में दोगुना - 10 घंटे 41 मिनट। अमेरिकन एस्ट्रोफिजिसिस्ट आर. टेलर ने इस क्षुद्रग्रह के प्रकाश वक्रों की विशेषताओं का अध्ययन करने के बाद, निम्नलिखित मॉडल का प्रस्ताव रखा: वेस्टा एक त्रिअक्षीय गोलाकार है, जिसका व्यास अन्य दो की तुलना में 15% लंबा है। इसके दक्षिणी ध्रुव पर, लंबे किनारे के साथ, एक चपटा क्षेत्र फैला हुआ है जो 45 डिग्री अक्षांश से अधिक नहीं फैला है और वेस्टा के उत्तरी गोलार्ध से दिखाई नहीं देता है। टेलर का मानना ​​है कि यह क्षेत्र एक बड़ा प्रभाव वाला क्रेटर (लगभग 400 किमी व्यास वाला) हो सकता है।

क्षुद्रग्रह किससे बने होते हैं?यह लंबे समय से देखा गया है कि क्षुद्रग्रहों के प्रकाश में पीले रंग का रंग होता है, जो चंद्रमा और बुध के प्रकाश के समान होता है।

चूंकि क्षुद्रग्रह परावर्तित सूर्य के प्रकाश से चमकते हैं, इसलिए उनका रंग, आंशिक रूप से, क्षुद्रग्रह की सतह के परावर्तक गुणों के कारण होता है। इसलिए, यह निर्धारित करने के लिए विचार उत्पन्न हुआ कि यह किस पदार्थ से बना है, क्षुद्रग्रहों के रंग की तुलना स्थलीय वस्तुओं और उल्कापिंडों के रंग से करता है। हमारे देश में इस तरह के पहले अध्ययनों में से एक 1930 के दशक में उल्कापिंडों के सोवियत शोधकर्ता ई। एल। क्रिनोव द्वारा किया गया था। उन्होंने पाया कि कई उल्कापिंडों का रंग कुछ क्षुद्रग्रहों के रंग के समान होता है। 1960 के दशक के अंत में क्षुद्रग्रहों के गुणों के अध्ययन में बड़ी प्रगति हुई, जब अमेरिकी वैज्ञानिकों के एक समूह ने पोलरिमेट्रिक अध्ययन किया। विभिन्न स्थलीय पदार्थों, चंद्र मिट्टी और उल्कापिंडों से परावर्तित प्रकाश के ध्रुवीकरण की तुलना करते हुए, उन्होंने पाया कि सामग्रियों की परावर्तन (अल्बेडो) और इन सामग्रियों से परावर्तित प्रकाश के ध्रुवीकरण की प्रकृति के बीच एक निश्चित संबंध है।

आंशिक रूप से ध्रुवीकृत वह प्रकाश भी था जो क्षुद्रग्रहों से हमारे पास आ रहा था। इसके विश्लेषण ने वैज्ञानिकों को क्षुद्रग्रह सतह (चित्र 7) की प्रकृति के बारे में महत्वपूर्ण निष्कर्ष निकालने की अनुमति दी।

संयुक्त राज्य अमेरिका में टी. गेरेल्स द्वारा क्षुद्रग्रहों के ध्रुवीय प्रेक्षणों की एक बड़ी श्रृंखला का आयोजन किया गया था। यह पता चला कि सतह की प्रकृति के अनुसार, क्षुद्रग्रह कई समूहों में आते हैं (चित्र 8)। बहुत समान गुणों वाले सबसे अधिक समूह क्षुद्रग्रह बन गए, जिनमें से प्रकाश का ध्रुवीकरण हल्के रंग के स्थलीय पत्थर के पदार्थों से परावर्तित प्रकाश के ध्रुवीकरण के समान है, जिसमें मुख्य रूप से विभिन्न सिलिकेट होते हैं। जूनो क्षुद्रग्रहों के इस समूह में गिर गया।

दूसरा समूह एक अंधेरे, खराब परावर्तक सतह वाले क्षुद्रग्रहों से बना है। उनका पदार्थ चंद्र मिट्टी के नमूनों के गहरे बेसाल्टिक ग्लास या ब्रेकियास (क्लैस्टिक चट्टानों) के साथ-साथ गहरे रंग के उल्कापिंडों और मंगल ग्रह के चंद्रमा फोबोस की सतह के पदार्थ के समान है। इन काले क्षुद्रग्रहों में सेरेस भी था।

मध्यवर्ती सतह विशेषताओं वाले कुछ क्षुद्रग्रह हैं। चरम विशेषताओं वाले कुछ क्षुद्रग्रह भी हैं (उदाहरण के लिए, गहरे और हल्के वाले)।

पोलारिमेट्रिक विधि ने क्षुद्रग्रहों के सटीक आयामों को निर्धारित करना संभव बना दिया, क्योंकि इसने उनकी वास्तविक (और औसत नहीं) परावर्तनशीलता (अल्बेडो) को ध्यान में रखा। सबसे पहले, पहले चार क्षुद्रग्रहों के आकार निर्दिष्ट किए गए थे। यह पता चला कि सेरेस का व्यास 1000 किमी से थोड़ा अधिक है, पलास का व्यास लगभग 600 किमी, जूनो 240 किमी और वेस्टा 525 किमी है। जब पोलारिमेट्रिक विधि द्वारा अध्ययन किए गए अन्य क्षुद्रग्रहों के आकार की भी पुनर्गणना की गई, तो यह पता चला कि न केवल ये, बल्कि कम से कम छह और क्षुद्रग्रह, जो जूनो से भी बड़े निकले, सबसे बड़े कहे जाने के अधिकार का दावा कर सकते हैं। उन सभी में कम परावर्तन होता है और अपने बड़े आकार के बावजूद, कम रोशनी देते हैं। इसलिए, जब क्षुद्रग्रहों के व्यास का अनुमान उनकी स्पष्ट चमक से लगाया गया, तो इन छहों के आकार को बहुत कम करके आंका गया। वास्तव में, हाइजीआ (10वां क्षुद्रग्रह) का व्यास 400 है, इंटरमनिया (704वां) 340 है, डेविड (511वां) 290 है, साइके (16वां) 250 किमी है, और बामबर्गी (324वां) और फॉर्च्यूनी (19वां) - 240 किमी ( जूनो के समान)।

फॉर्च्यून सौरमंडल की सबसे काली वस्तु है। परावर्तित प्रकाश की मात्रा के संदर्भ में, कुचला हुआ काला कोयला भी Fortuna को टक्कर दे सकता है।

क्षुद्रग्रहों और सामान्य रूप से सौर मंडल के सभी पिंडों में सबसे चमकीली वस्तुएं एंजेलिना (64 वां क्षुद्रग्रह) थीं, जो लगभग आधे प्रकाश को दर्शाती हैं, और लिसा (44 वां), एंजेलीना से थोड़ी नीची हैं। वेस्टा की तुलना में थोड़ा गहरा, जिसकी परावर्तन एंजेलीना की तुलना में लगभग 1.5-2 गुना खराब है। वेस्टा की उच्च परावर्तकता के कारण, सेरेस से समान दूरी पर होने के कारण, यह उससे 20% अधिक चमकीला लगता है (समान प्रकाश व्यवस्था और अवलोकन स्थितियों के तहत), और पलास दोगुना उज्ज्वल है।

वास्तविक अल्बेडो को निर्धारित करने के पोलारिमेट्रिक परिणाम, और इसके परिणामस्वरूप, क्षुद्रग्रहों के अधिक सही आकार की पुष्टि एक अन्य विधि द्वारा भी की जाती है, जो हाल के वर्षों में भी सामने आई है। यह एक रेडियोमेट्रिक विधि है जिसे 1970 में अमेरिकी वैज्ञानिकों डी। एलन और डी। मैटसन द्वारा पहली बार क्षुद्रग्रहों पर विकसित और लागू किया गया था। यह क्षुद्रग्रह के थर्मल (अवरक्त) विकिरण को मापने पर आधारित है (आमतौर पर 10-20 की तरंग दैर्ध्य रेंज में) माइक्रोन)। अलग-अलग परावर्तन के कारण बड़े गहरे रंग के क्षुद्रग्रह और छोटे चमकीले वाले, प्रकाश के दृश्य क्षेत्र में समान परिमाण के हो सकते हैं। इन्फ्रारेड रेंज में उनकी चमक के लिए, यह बड़े निकायों के लिए अधिक है (विकिरण सतह के बड़े आकार के कारण और अंधेरे निकायों के उच्च तापमान के कारण, जो सौर विकिरण को बेहतर ढंग से अवशोषित करते हैं)। दृश्यमान और अवरक्त श्रेणियों में एक क्षुद्रग्रह के चमक मूल्यों का अनुपात केवल इसकी परावर्तनशीलता (साथ ही इसके आकार) की विशेषता है।

पोलारिमेट्रिक अवलोकनों से यह भी पता चला है कि क्षुद्रग्रहों से प्रकाश का ध्रुवीकरण उनकी सतह से प्रकाश के एकल प्रतिबिंब से उत्पन्न होने की तुलना में बहुत अधिक है। पृथ्वी पर प्रयोगशालाओं में किए गए प्रयोगों की मदद से, यह पता चला कि प्रकाश के ध्रुवीकरण की उतनी ही डिग्री क्षुद्रग्रहों के रूप में प्राप्त की जाती है जब धूल और विभिन्न आकारों के पत्थरों के टुकड़ों से ढकी सतह से परिलक्षित होती है।

अध्ययन की अवधि के दौरान ही, यह स्पष्ट हो गया कि अंतरिक्ष के निर्वात में ऐसी "धूल भरी" सतह काफी अलग तरह से व्यवहार करेगी। यह निष्कर्ष चंद्र मिट्टी के गुणों के विश्लेषण के आधार पर बनाया गया था। उन कारणों के लिए जो अभी भी पूरी तरह से स्पष्ट नहीं हैं, चंद्रमा पर धूल पृथ्वी की धूल से अलग व्यवहार करती है: इससे असामान्य रूप से ढीली संरचनाएं बनती हैं, जिसके अंदर प्रकाश की एक किरण "चारों ओर घूमती है", जैसे कि एक भूलभुलैया में, कई प्रतिबिंबों का अनुभव करना, और डिग्री की डिग्री इसका ध्रुवीकरण स्थलीय धूल या क्षुद्रग्रहों से परावर्तित प्रकाश के ध्रुवीकरण की डिग्री की तुलना में बहुत बड़ा, बहुत अधिक हो जाता है।

आगे के अध्ययनों से पता चला है कि ध्रुवीकरण के आधार पर क्षुद्रग्रहों की सतह धूल की बहुत पतली परत से ढके अपेक्षाकृत बड़े पत्थरों से बनी होनी चाहिए। जैसा कि हम बाद में देखेंगे, यह पूरी तरह से अलग शोध विधियों के आधार पर प्राप्त क्षुद्रग्रहों की सतह की प्रकृति की अवधारणा के अनुरूप है।

1970 के बाद से, संयुक्त राज्य अमेरिका ने क्षुद्रग्रहों के वर्णक्रमीय अवलोकन करना शुरू किया, जिसमें दोनों शामिल थे दृश्य भागस्पेक्ट्रम, साथ ही आसन्न अवरक्त रेंज। दर्जनों क्षुद्रग्रहों के विकिरण स्पेक्ट्रा प्राप्त किए गए और उनका विश्लेषण किया गया (चित्र 9)। परिणाम, जैसा कि ऊपर वर्णित अन्य विधियों के साथ, स्थलीय चट्टानों, चंद्र और उल्कापिंड के प्रयोगशाला अध्ययनों के परिणामों के साथ-साथ विभिन्न शुद्ध खनिजों के साथ तुलना की गई थी। अमेरिकी खगोल भौतिक विज्ञानी सी. चैपमैन ने प्राप्त आंकड़ों की व्याख्या करने का विशेष रूप से बहुत अच्छा काम किया।

वर्तमान में विभिन्न विशेषताएंस्पेक्ट्रा, विशेष रूप से, कुछ खनिजों और उनके मिश्रण के अवशोषण बैंड की विशेषता, साथ ही साथ इन वर्णक्रमीय बैंड के भीतर प्रकाश अवशोषण की डिग्री से, कई क्षुद्रग्रहों के लिए खनिजों की प्रकृति निर्धारित करना संभव था जो पदार्थ बनाते हैं उनकी सतह और, उदाहरण के लिए, लोहे की सामग्री का प्रतिशत। यह पता चला है कि अधिकांश क्षुद्रग्रह लौह-मैग्नेशियन सिलिकेट से बने होते हैं, जैसे अधिकांश उल्कापिंड (हालांकि केवल कुछ क्षुद्रग्रहों में इन सिलिकेट्स की समान संरचना होती है)।

शोधकर्ताओं के आश्चर्य के लिए, यह पाया गया कि कुछ क्षुद्रग्रह प्रकाश को प्रतिबिंबित करते हैं और धातुओं की तरह ही इसका ध्रुवीकरण करते हैं। उदाहरण के लिए, क्षुद्रग्रह मानस (16 वां क्षुद्रग्रह), लुटेटिया (21 वां) और जूलिया (89 वां) हैं। लोहे के उल्कापिंडों के पृथ्वी पर गिरने से "धातु" क्षुद्रग्रहों के अस्तित्व का भी प्रमाण मिलता है। उनमें कुछ अन्य पदार्थों की छोटी अशुद्धियों के साथ लोहे में निकल का "समाधान" होता है। उदाहरण के लिए, प्रसिद्ध सिखोट-एलिन उल्कापिंड 12 फरवरी, 1947 को प्रिमोर्स्की क्राय के उससुरी टैगा में गिरा था। लगभग 100 टन वजन का एक धातु का ब्लॉक लगभग 15 किमी / सेकंड की गति से पृथ्वी के वायुमंडल में उड़ गया और, इसके विशाल प्रतिरोध के कारण, पृथ्वी की सतह के कई वर्ग किलोमीटर लोहे के टुकड़ों से अटे पड़े वातावरण में बिखर गया।

इससे पता चलता है कि अतीत में क्षुद्रग्रहों को तक गर्म किया गया था उच्च तापमान, जिसके कारण धातु के कोर का निर्माण हुआ, जिनमें से कुछ अब उजागर हो गए हैं और आंशिक रूप से खंडित हो गए हैं। सच है, यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि इस तरह के रीमेल्टिंग के लिए आवश्यक गर्मी का स्रोत पूरी तरह से स्पष्ट नहीं है। गणना से पता चलता है कि छोटे पिंडों से गर्मी बहुत जल्दी बाहरी अंतरिक्ष में चली जाती है। इसलिए ऐसा स्रोत बहुत शक्तिशाली होना चाहिए। शायद रेडियोधर्मी तत्वों के क्षय ने यहाँ एक भूमिका निभाई। हालांकि, यूरेनियम, थोरियम और पोटेशियम के रेडियोधर्मी समस्थानिक जैसे तत्व, जो स्पष्ट रूप से बड़े ग्रहों (बुध, शुक्र, पृथ्वी और मंगल), साथ ही साथ चंद्रमा के पदार्थ के ताप और पिघलने को सुनिश्चित करते हैं, बहुत धीरे-धीरे क्षय होते हैं और नहीं कर सकते छोटे क्षुद्रग्रहों का तापमान बढ़ाएं। इसलिए, इस मामले में, पर्याप्त रूप से कम आधे जीवन के साथ एक रेडियोधर्मी आइसोटोप की आवश्यकता होती है, और, इसके अलावा, इसकी पर्याप्त मात्रा में होना चाहिए (प्रति यूनिट समय में एक बड़ी गर्मी रिलीज सुनिश्चित करने के लिए)। ऐसा आइसोटोप, वैज्ञानिकों के अनुसार, एल्यूमीनियम 26 A1 का रेडियोधर्मी समस्थानिक हो सकता है। गणना के अनुसार, हालांकि, यह पता चला है कि क्षुद्रग्रहों के निर्माण के दौरान यह आइसोटोप अपेक्षाकृत छोटा था।

क्षुद्रग्रहों के ताप का एक और ऐसा स्रोत सूर्य हो सकता है (बेशक, सौर किरणों की मदद से नहीं, बल्कि, उदाहरण के लिए, "सौर हवा" द्वारा अंतर्ग्रहीय अंतरिक्ष में बनाए गए चर विद्युत चुम्बकीय क्षेत्रों के प्रभाव में)। आधुनिक सूर्य, जाहिर है, ऐसा ताप नहीं देता है। लेकिन अतीत में, अपने अस्तित्व के प्रारंभिक चरण में, माना जाता है कि सूर्य अब की तुलना में बहुत अधिक गर्म हो गया है, और क्षुद्रग्रहों का ताप बहुत मजबूत हो सकता है।

यदि हम उनके आकार पर क्षुद्रग्रहों की संख्या की निर्भरता की साजिश करते हैं, तो यह पता चलता है कि क्षुद्रग्रहों की संख्या उनके आकार में वृद्धि (जो आम तौर पर समझ में आती है) के साथ तेजी से घटती है, लेकिन उनके आकार की सीमा में 50-100 किमी , यह खोजी गई निर्भरता अपने चरित्र को बदल देती है (नीचे देखें)। किसी कारण से, इस आकार के क्षुद्रग्रहों की संख्या इससे अधिक होनी चाहिए यदि हम छोटे क्षुद्रग्रहों की निर्भरता विशेषता का उपयोग करते हैं। इसे समझाने की कोशिश करते हुए, के। चैपमैन ने सुझाव दिया कि बड़े क्षुद्रग्रह अतीत में पूर्ण या आंशिक रूप से पिघलते थे, जिसके बाद उनके अंदर लोहे-निकल कोर बन गए, और "सतह" सिलिकेट्स ने एक खोल का गठन किया। यदि क्षुद्र ग्रह आपस में टकराकर कुचले तो ऐसे खोल को आसानी से ढह जाना चाहिए। जब एक मजबूत धातु कोर को उजागर किया गया, कुचल दिया गया, और परिणामस्वरूप, आकार में कमी धीमी हो गई, जिससे खोज प्रभाव पड़ा।

क्षुद्रग्रहों का तापमान। दूर के अतीत में क्षुद्रग्रह कितने भी गर्म क्यों न हों, वे लंबे समय तक ठंडे रहे हैं। अब वे ठंडे निर्जीव ब्लॉक हैं जो अंतरग्रहीय अंतरिक्ष में उड़ रहे हैं, और सूर्य की किरणें उन्हें गर्म करने में सक्षम नहीं हैं।

किसी क्षुद्रग्रह के औसत तापमान की गणना करना मुश्किल नहीं है। आइए हम क्षुद्रग्रह और पृथ्वी पर पड़ने वाले ऊष्मा प्रवाहों की तुलना करें। सूर्य को एक बिंदु स्रोत के रूप में लेते हुए, हम पाते हैं कि गर्मी का प्रवाह पृथ्वी की दूरी और सूर्य से क्षुद्रग्रह के वर्गों के व्युत्क्रमानुपाती होता है। गर्म पृथ्वी और क्षुद्रग्रह तापीय ऊर्जा को अंतरिक्ष में विकीर्ण करते हैं। इसलिए, प्रत्येक शरीर का तापमान इस तरह निर्धारित किया जाता है कि विकिरण के लिए खोई गई गर्मी की मात्रा शरीर द्वारा सूर्य से प्राप्त गर्मी की मात्रा के बराबर हो। इसके अलावा, स्टीफन-बोल्ट्जमैन कानून का उपयोग करके, निम्नलिखित संबंध प्राप्त किया जा सकता है: टी 4 ए /टी 4 3 = ए 2 3 / ए 2 ए , कहाँ पे टीनिरपेक्ष तापमान है, जिसे केल्विन डिग्री में व्यक्त किया जाता है, और ए - खगोलीय इकाइयों में माने जाने वाले पिंड की औसत दूरी (कक्षा की प्रमुख धुरी)।

पृथ्वी का औसत तापमान ज्ञात है। यह 288 के (15 डिग्री सेल्सियस) है। परिणामी अनुपात में इसे प्रतिस्थापित करना और समीकरण के दोनों पक्षों की चौथी जड़ निकालना, छोटे परिवर्तनों के बाद हमें मिलता है: टीए (के) \u003d 288 रूट ए ए।

सेरेस में, उदाहरण के लिए, तापमान (परिकलित, हालांकि, अधिक सटीक सूत्र के अनुसार) 165 K (अर्थात - 108 ° C) है। लगभग इस तापमान पर और सामान्य पर वायुमण्डलीय दबावअमोनिया, अल्कोहल, ईथर पृथ्वी पर जम जाते हैं।

सेरेस को हाल ही में सौर मंडल की वस्तुओं की सूची में जोड़ा गया है जिनका अध्ययन रेडियो दूरबीनों से किया जा सकता है। ग्रीन बैंक रेडियो एस्ट्रोनॉमी ऑब्जर्वेटरी (यूएसए) में एक बड़े रेडियो इंटरफेरोमीटर का उपयोग करते हुए, एफ। ब्रिग्स ने सेरेस से 3.7 सेमी की तरंग दैर्ध्य पर थर्मल विकिरण निर्धारित किया। सेरेस 0.0024 Jy के प्रवाह के साथ एक बहुत ही कमजोर रेडियो स्रोत निकला। यह मानते हुए कि सेरेस का व्यास 1025 किमी है, ब्रिग्स ने रेडियो चमक से सेरेस का पूर्ण तापमान निर्धारित किया, जो 160 ± 55 के निकला, जो उपरोक्त अनुमान के अनुरूप है। यह पुष्टि करता है कि सेरेस से रेडियो उत्सर्जन थर्मल मूल का है।

वेस्टा, जो सेरेस के विपरीत, एक प्रकाश, अच्छी तरह से प्रतिबिंबित करने वाले पदार्थ से बना है, इसकी सतह का तापमान कम है और यह केवल 133 K है, क्योंकि यह क्षुद्रग्रह सौर ऊर्जा के एक छोटे हिस्से का उपयोग करता है जो गर्म होने के लिए इसकी सतह तक पहुंचता है। सूर्य से दूर जाने वाले क्षुद्रग्रहों पर यह और भी ठंडा होता है। केवल कुछ क्षुद्रग्रहों में जो असामान्य कक्षाओं में घूमते हैं, जो सूर्य के पास पहुंच सकते हैं, बुध की कक्षा के अंदर भी प्रवेश कर सकते हैं, सतह कई सौ डिग्री केल्विन तक गर्म हो जाती है, और गरमागरम होने के कारण, यहां तक ​​​​कि फीकी चमकने लगती है। हालांकि, यह लंबे समय तक नहीं रहता है, क्योंकि क्षुद्रग्रह, अपनी कक्षाओं का अनुसरण करते हुए, फिर से सूर्य से दूर चले जाते हैं, जल्दी से ठंडा हो जाते हैं।

गड्ढा निर्माण।अरबों वर्षों तक, क्षुद्रग्रह सूर्य के चारों ओर चक्कर लगाते हैं और एक दूसरे से टकराते हैं, और फिर परिणामी टुकड़ों से टकराते हैं। क्षुद्रग्रह बेल्ट में टक्कर वेग उच्च हैं - औसतन लगभग 5 किमी/सेकेंड, और इसलिए इन टकरावों के दौरान होने वाली घटनाएं भव्य हैं। इस गति से, क्षुद्रग्रह पदार्थ के प्रत्येक ग्राम में 10 11 erg (लगभग 12 kJ, या 3 kcal) के क्रम की गतिज ऊर्जा होती है। जब एक छोटा क्षुद्रग्रह भी अपने बड़े समकक्ष की सतह पर "धब्बा" देता है, तो यह सारी ऊर्जा तुरंत निकल जाती है, और "एक विशाल विस्फोट होता है। टक्कर के समय संपर्क में आने वाले क्षुद्रग्रहों की परतें इतनी मजबूत संपीड़न के अधीन होती हैं कि वे आंशिक रूप से गैस में बदल जाती हैं, आंशिक रूप से पिघल जाती हैं। प्रभाव के स्थान से, संपीड़न और विरलन की सदमे तरंगें सभी दिशाओं में विचरण करती हैं, जो पदार्थ को दबाती हैं, उखड़ जाती हैं और हिला देती हैं। टुकड़ों और धूल का एक विशाल फव्वारा क्षुद्रग्रह के ऊपर उठता है। इसकी सतह पर एक गड्ढा बना रहता है, और गड्ढे के नीचे कुचल चट्टानों का एक विस्तृत क्षेत्र होता है।

पृथ्वी पर उल्कापिंड क्रेटरों का अध्ययन, विस्फोटक और प्रभाव प्रयोग (विशेष रूप से, लक्ष्य की "बमबारी" अलग सामग्रीहाई-स्पीड बॉल) यूएसएसआर और विदेशों में किए गए हमें क्षुद्रग्रहों पर खानपान के दौरान प्रक्रियाओं के बारे में कई निष्कर्ष निकालने की अनुमति देते हैं। जब, विशेष रूप से, एक क्षुद्रग्रह चट्टानी पदार्थ के बड़े अखंड ब्लॉकों से बनी सतह से टकराता है (उदाहरण के लिए, एक शक्तिशाली प्रभाव के दौरान कुचलने के परिणामस्वरूप बनी एक ताजा खंडित सतह), उड़ने वाले टुकड़ों की गति प्रति सेकंड सैकड़ों मीटर होनी चाहिए। दूसरा। यदि अन्य क्षुद्रग्रहों के साथ पिछले कई मुठभेड़ों से खंडित पदार्थ से बने क्षुद्रग्रह की सतह पर गिरावट आती है, तो टुकड़े बहुत कम गति (प्रति सेकंड मीटर के दसियों) पर बिखरने चाहिए।

उपरोक्त अनुमान केवल औसत गति हैं। टुकड़ों में हमेशा तेज गति वाले होते हैं, जो गिरे हुए क्षुद्रग्रह की गति से भी अधिक गति से उड़ते हैं, और धीमे होते हैं।

यद्यपि "क्षुद्रग्रहों का द्रव्यमान छोटा है, फिर भी वे उन टुकड़ों का हिस्सा धारण करने में सक्षम हैं जो दूसरे ब्रह्मांडीय वेग से कम गति से उड़ते हैं, जो कि सेरेस पर लगभग 600 मीटर / सेकंड और जूनो पर 100 मीटर / सेकंड से अधिक है। . यहां तक ​​​​कि 10 किमी के व्यास वाले बच्चे भी 6 मीटर / सेकंड की गति से टुकड़े पकड़ सकते हैं।

अमेरिकी खगोल भौतिकीविद् डी। गॉल्ट, उड़ने वाले टुकड़ों के वेगों के वितरण पर प्रायोगिक डेटा का विश्लेषण करते हुए, इस निष्कर्ष पर पहुंचे कि 200 किमी के व्यास वाले क्षुद्रग्रह के लिए, इसके ऊपर शूट किए गए लगभग 85% टुकड़े दूर करने में सक्षम नहीं हैं क्षुद्रग्रह का आकर्षण और फिर से इसकी सतह पर गिरना। 100 किमी के दायरे में क्षुद्रग्रह अपने लगभग आधे टुकड़े रखते हैं। सच है, क्रेटर से निकाले गए टुकड़े क्रेटर से लंबी दूरी तक उड़ सकते हैं (क्षुद्रग्रह के पीछे की तरफ उड़ते हुए) या यहां तक ​​​​कि निकट-क्षुद्रग्रह कक्षाओं में भी जाना शुरू कर सकते हैं। इस प्रकार, एक क्षुद्रग्रह पर एक गड्ढा की उपस्थिति पूरे क्षुद्रग्रह पर पत्थरों और धूल के एक अल्पकालिक बादल के निर्माण के साथ होनी चाहिए - इसका चट्टानी "वायुमंडल"। कुछ समय बाद, टुकड़े और धूल क्षुद्रग्रह की सतह पर एक पतली परत में बस जाते हैं।

यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि सेरेस से टकराने वाले क्षुद्रग्रह का पदार्थ इस "परत-" में पूरी तरह से अगोचर अशुद्धता के रूप में मौजूद होगा, क्योंकि क्रेटर से निकाले गए पदार्थ की मात्रा की तुलना में सैकड़ों और हजारों गुना अधिक है। "गिर" क्षुद्रग्रह की मात्रा।

अब तक, हमारे पास किसी अंतरिक्ष यान का उपयोग करते हुए इसकी सतह से थोड़ी दूरी पर लिए गए क्षुद्रग्रह की एक भी तस्वीर नहीं है। लेकिन क्या कोई महत्वपूर्ण अंतर हो सकता है? उपस्थितिमंगल ग्रह के उपग्रहों से क्षुद्रग्रह - फोबोस और डीमोस? मंगल ग्रह पर भेजे गए अंतरिक्ष यान से ली गई तस्वीरों की एक श्रृंखला से पता चला है कि क्षुद्रग्रह बेल्ट के सबसे घनी आबादी वाले हिस्सों से दूर मंगल के पास चक्कर लगाने वाले इन छोटे निकायों (आकार में लगभग 15 और 6 किमी) पर भी क्षुद्रग्रह के टुकड़ों से बमबारी की गई थी, और सभी कई किलोमीटर से लेकर कई दसियों मीटर तक के व्यास के साथ पूरी तरह से गड्ढा, बड़े और छोटे हैं। संभवत: उन पर ऐसे छोटे-छोटे भी हैं, जो प्राप्त तस्वीरों में नहीं देखे जा सकते थे। क्षुद्रग्रह जो कम से कम थोड़े समय के लिए क्षुद्रग्रह बेल्ट के घने हिस्सों में उड़ते हैं, वे फोबोस और डीमोस से केवल इस मायने में भिन्न हो सकते हैं कि वे और भी अधिक क्रेटर से अटे पड़े होंगे।

टक्करों में क्षुद्रग्रहों को कुचलते समय, बड़े और छोटे टुकड़ों के साथ धूल के पूरे "बादल" बनते हैं। इसलिए, अक्सर यह माना जाता था कि क्षुद्रग्रह बेल्ट सचमुच इसके साथ संतृप्त थी। हालांकि, जैसा कि यह निकला, क्षुद्रग्रह बेल्ट में सौर मंडल के आंतरिक क्षेत्रों की तुलना में अधिक धूल नहीं है, बल्कि इससे भी कम है। इस प्रकार, क्षुद्रग्रह बेल्ट को लगातार धूल से साफ किया जाना चाहिए। ऐसा होता है।

सूर्य की किरणों के हल्के दबाव की कार्रवाई के तहत, सबसे छोटी क्षुद्रग्रह धूल (धूल के दाने आकार में कुछ माइक्रोमीटर) सौर मंडल को अतिपरवलयिक कक्षाओं के साथ छोड़ देना चाहिए, जबकि बड़े कण धीरे-धीरे धीमा हो जाते हैं और सूर्य के सापेक्ष कभी भी छोटी कक्षाओं में चले जाते हैं। . उनमें से कई रास्ते में मंगल, पृथ्वी, शुक्र और बुध पर बस जाते हैं, बाकी सूर्य पर "मर जाते हैं"। ग्रहों के बीच की धूल में क्षुद्रग्रह घटक लगभग 2% (2 10 13 t) है।

क्षुद्रग्रह एक अपेक्षाकृत छोटा, चट्टानी ब्रह्मांडीय पिंड है, जो सौर मंडल के एक ग्रह के समान है। कई क्षुद्रग्रह सूर्य के चारों ओर घूमते हैं, और उनका सबसे बड़ा समूह मंगल और बृहस्पति की कक्षाओं के बीच स्थित है और इसे क्षुद्रग्रह बेल्ट कहा जाता है। यहाँ, ज्ञात क्षुद्रग्रहों में से सबसे बड़ा है - सेरेस। इसका डाइमेंशन 970x940 किमी यानी लगभग गोल है। लेकिन कुछ ऐसे भी हैं जिनके आकार की तुलना धूल के कणों से की जा सकती है। क्षुद्रग्रह, धूमकेतु की तरह, उस पदार्थ के अवशेष हैं जिनसे अरबों साल पहले हमारे सौर मंडल का निर्माण हुआ था।

वैज्ञानिकों का सुझाव है कि हमारी आकाशगंगा में आप 1.5 किलोमीटर से अधिक व्यास वाले आधे मिलियन से अधिक क्षुद्रग्रह पा सकते हैं। हाल के अध्ययनों से पता चला है कि उल्कापिंडों और क्षुद्रग्रहों की एक समान संरचना होती है, इसलिए क्षुद्रग्रह अच्छी तरह से वे पिंड हो सकते हैं जिनसे उल्कापिंड बनते हैं।

क्षुद्रग्रहों की खोज

क्षुद्रग्रहों का अध्ययन 1781 का है, जब विलियम हर्शेल ने दुनिया को यूरेनस ग्रह की खोज की थी। 18वीं शताब्दी के अंत में, एफ. ज़ेवर ने प्रसिद्ध खगोलविदों के एक समूह को इकट्ठा किया जो एक ग्रह की तलाश में थे। ज़ेवर की गणना के अनुसार, यह मंगल और बृहस्पति की कक्षाओं के बीच होना चाहिए था। सबसे पहले, खोज ने कोई परिणाम नहीं दिया, लेकिन 1801 में, पहले क्षुद्रग्रह, सेरेस की खोज की गई थी। लेकिन इसके खोजकर्ता इतालवी खगोलशास्त्री पियाज़ी थे, जो ज़ेवर समूह का हिस्सा भी नहीं थे। अगले कुछ वर्षों में, तीन और क्षुद्रग्रहों की खोज की गई: पलास, वेस्टा और जूनो, और फिर खोज बंद हो गई। केवल 30 साल बाद, कार्ल लुडोविक हेन्के, जिन्होंने तारों वाले आकाश के अध्ययन में रुचि दिखाई, ने अपनी खोज फिर से शुरू की। उस अवधि के बाद से, खगोलविदों ने एक वर्ष में कम से कम एक क्षुद्रग्रह की खोज की है।

क्षुद्रग्रहों की विशेषताएं

क्षुद्रग्रहों को परावर्तित सूर्य के प्रकाश के स्पेक्ट्रम के अनुसार वर्गीकृत किया जाता है: उनमें से 75% वर्ग सी के बहुत गहरे कार्बनयुक्त क्षुद्रग्रह हैं, 15% ग्रेश-सिलिसियस वर्ग एस हैं, और शेष 10% हैं धातु ग्रेडएम और कई अन्य दुर्लभ प्रजातियां।

क्षुद्रग्रहों के अनियमित आकार की पुष्टि इस तथ्य से भी होती है कि बढ़ते चरण कोण के साथ उनकी चमक काफी तेजी से घटती है। पृथ्वी से बड़ी दूरी और उनके छोटे आकार के कारण, क्षुद्रग्रहों पर अधिक सटीक डेटा प्राप्त करना समस्याग्रस्त है।क्षुद्रग्रह पर गुरुत्वाकर्षण बल इतना छोटा है कि यह उन्हें सभी ग्रहों की एक गोलाकार आकृति की विशेषता नहीं दे सकता है। . यह गुरुत्वाकर्षण टूटे हुए क्षुद्रग्रहों को अलग-अलग ब्लॉक के रूप में मौजूद रहने की अनुमति देता है जो बिना छुए एक दूसरे के करीब होते हैं। इसलिए, केवल बड़े क्षुद्रग्रह जो मध्यम आकार के पिंडों के साथ टकराव से बचते हैं, ग्रहों के निर्माण के दौरान प्राप्त गोलाकार आकार को बनाए रख सकते हैं।

क्षुद्रग्रह? सबसे पहले, मैं यह कहना चाहूंगा कि यह पथरीले ठोस पिंडों का नाम है जो ग्रहों जैसे अण्डाकार आकार की परिवृत्ताकार कक्षाओं में घूमते हैं। हालांकि, अंतरिक्ष क्षुद्रग्रह वास्तव में, स्वयं ग्रहों की तुलना में बहुत छोटे हैं। उनका व्यास सशर्त रूप से लगभग निम्नलिखित सीमाओं के भीतर है: कई दसियों मीटर से लेकर हजारों किलोमीटर तक।

क्षुद्रग्रह क्या हैं, यह सवाल पूछते हुए, एक व्यक्ति अनैच्छिक रूप से सोचता है कि यह शब्द कहां से आया है, इसका क्या अर्थ है। यह "स्टार जैसा" के रूप में अनुवाद करता है, और इसे 18 वीं शताब्दी में विलियम हर्शल नामक एक खगोलशास्त्री द्वारा पेश किया गया था।

धूमकेतु और क्षुद्रग्रहों को एक निश्चित प्रकाश के बिंदु स्रोतों के रूप में देखा जा सकता है, कम या ज्यादा उज्ज्वल। हालांकि दृश्यमान सीमा में, डेटा कुछ भी उत्सर्जित नहीं करता है - यह केवल प्रतिबिंबित करता है सूरज की रोशनीजो उन पर पड़ता है। यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि धूमकेतु क्षुद्रग्रहों से अलग हैं। पहला उनका अलग रूप है। धूमकेतु अपने चमकीले चमकते नाभिक और उससे आने वाली पूंछ से आसानी से पहचाना जा सकता है।

आज खगोलविदों को ज्ञात अधिकांश क्षुद्रग्रह बृहस्पति और मंगल की कक्षाओं के बीच लगभग 2.2-3.2 AU की दूरी पर चलते हैं। ई. (अर्थात सूर्य से। आज तक, वैज्ञानिकों ने लगभग 20 हजार क्षुद्रग्रहों की खोज की है। उनमें से केवल पचास प्रतिशत ही पंजीकृत हैं। पंजीकरण के साथ क्षुद्रग्रह क्या हैं? ये खगोलीय पिंड हैं जिन्हें संख्याएँ दी गई हैं, और कभी-कभी उनके भी अपने नाम। उनकी कक्षाओं की गणना बहुत उच्च सटीकता के साथ की जाती है। यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि इन खगोलीय पिंडों में आमतौर पर वे नाम होते हैं जो उनके खोजकर्ताओं ने उन्हें सौंपे थे। क्षुद्रग्रहों के नाम, एक नियम के रूप में, प्राचीन ग्रीक पौराणिक कथाओं से लिए गए हैं।

सामान्य तौर पर, उपरोक्त परिभाषा से यह स्पष्ट हो जाता है कि क्षुद्रग्रह क्या हैं। हालाँकि, उनमें और क्या विशेषता है?

एक दूरबीन के माध्यम से इन खगोलीय पिंडों के अवलोकन के परिणामस्वरूप, एक दिलचस्प तथ्य की खोज की गई थी। बड़ी संख्या में क्षुद्रग्रहों की चमक बदल सकती है, और बहुत ही कम समय में - इसमें कई दिन या कई घंटे भी लगते हैं। वैज्ञानिकों ने लंबे समय से सुझाव दिया है कि क्षुद्रग्रहों की चमक में ये बदलाव उनके घूमने से जुड़े हैं। यह ध्यान दिया जाना चाहिए कि वे होते हैं - पहली जगह में - उनके अनियमित रूपों के कारण। और पहली तस्वीरें जिसमें इन खगोलीय पिंडों को पकड़ा गया था (इस सिद्धांत की पुष्टि की मदद से लिए गए चित्र, और निम्नलिखित भी दिखाए गए: क्षुद्रग्रहों की सतह पूरी तरह से गहरे गड्ढों और विभिन्न आकारों के फ़नल से ढकी हुई है।

हमारे सौर मंडल में खोजे गए सबसे बड़े क्षुद्रग्रह को पहले खगोलीय पिंड सेरेस माना जाता था, जिसका आयाम लगभग 975 x 909 किलोमीटर था। लेकिन 2006 के बाद से उन्हें एक अलग दर्जा मिला है। और इसे कहा जाने लगा और अन्य दो बड़े क्षुद्रग्रह (पलास और वेस्ता के नाम से) का व्यास 500 किलोमीटर है! एक और दिलचस्प तथ्य पर भी ध्यान दिया जाना चाहिए। तथ्य यह है कि वेस्टा एकमात्र ऐसा क्षुद्रग्रह है जिसे वास्तव में नग्न आंखों से देखा जा सकता है।

> क्षुद्रग्रह

सब के बारे में क्षुद्र ग्रहबच्चों के लिए: फोटो के साथ विवरण और स्पष्टीकरण, रोचक तथ्यक्षुद्रग्रह और उल्कापिंड क्या है, क्षुद्रग्रह बेल्ट, पृथ्वी पर गिरना, प्रकार और नाम।

छोटों के लिएयह याद रखना महत्वपूर्ण है कि क्षुद्रग्रह एक छोटी चट्टानी वस्तु है, जो हवा से रहित है, एक तारे की परिक्रमा कर रही है, और इतनी बड़ी नहीं है कि एक ग्रह के रूप में योग्य हो सके। अभिभावकया शिक्षक विद्यालय मेंमई बच्चों को समझाएंकि क्षुद्रग्रहों का कुल द्रव्यमान पृथ्वी के द्रव्यमान से कम है। लेकिन यह मत सोचो कि उनका आकार कोई खतरा नहीं है। अतीत में, उनमें से कई हमारे ग्रह में दुर्घटनाग्रस्त हो गए, और यह फिर से हो सकता है। यही कारण है कि शोधकर्ता लगातार इन वस्तुओं का अध्ययन कर रहे हैं, रचना और प्रक्षेपवक्र की गणना कर रहे हैं। और अगर कोई खतरनाक स्पेस स्टोन हम पर आ रहा है, तो तैयारी करना बेहतर है।

क्षुद्रग्रहों का निर्माण - बच्चों के लिए स्पष्टीकरण

शुरू करने के लिए बच्चों के लिए स्पष्टीकरणयह इस तथ्य से संभव है कि 4.6 अरब साल पहले हमारे सिस्टम के गठन के बाद क्षुद्रग्रह अवशिष्ट पदार्थ हैं। जब इसका निर्माण हुआ, तो इसने अन्य ग्रहों को अपने और के बीच की खाई में प्रकट नहीं होने दिया। इस वजह से वहां छोटी-छोटी वस्तुएं टकराईं और क्षुद्रग्रहों में बदल गईं।

यह जरुरी है कि बच्चेइस प्रक्रिया को समझा, क्योंकि हर दिन वैज्ञानिक अतीत में गहरे उतर रहे हैं। हाल ही में दो सिद्धांत प्रसारित हो रहे हैं: नाइस मॉडल और ग्रैंड टैक। उनका मानना ​​​​है कि अपनी सामान्य कक्षाओं में बसने से पहले, गैस दिग्गज सिस्टम के माध्यम से यात्रा करते थे। यह आंदोलन अपने मूल स्वरूप को बदलते हुए, मुख्य बेल्ट से क्षुद्रग्रहों को खींच सकता था।

क्षुद्रग्रहों की भौतिक विशेषताएं - बच्चों के लिए स्पष्टीकरण

क्षुद्रग्रह आकार में भिन्न होते हैं। कुछ सेरेस (940 किमी चौड़ी) जितनी बड़ी हो सकती हैं। अगर हम सबसे छोटा लें, तो यह 2015 TC25 (2 मीटर) था, जो अक्टूबर 2015 में हमारे करीब उड़ान भर रहा था। लेकिन बच्चेचिंता न करें, क्योंकि निकट भविष्य में क्षुद्रग्रहों के हमारी ओर बढ़ने की बहुत कम संभावना है।

लगभग सभी क्षुद्रग्रह अनियमित आकार में बनते हैं। हालांकि सबसे बड़े गोले के करीब पहुंच सकते हैं। वे अवसाद और क्रेटर दिखाते हैं। उदाहरण के लिए, वेस्टा में एक विशाल गड्ढा (460 किमी) है। अधिकांश की सतह धूल से अटी पड़ी है।

क्षुद्रग्रह भी एक दीर्घवृत्त में तारे के चारों ओर घूमते हैं, इसलिए वे अराजक सोमरस बनाते हैं और अपने रास्ते पर मुड़ जाते हैं। छोटों के लिएयह सुनना दिलचस्प होगा कि कुछ के पास एक छोटा उपग्रह या दो चंद्रमा हैं। बाइनरी या डबल क्षुद्रग्रह हैं, साथ ही ट्रिपल भी हैं। वे लगभग एक ही आकार के हैं। क्षुद्रग्रह विकसित हो सकते हैं यदि उन्हें ग्रह के गुरुत्वाकर्षण द्वारा पकड़ लिया जाए। फिर वे अपना द्रव्यमान बढ़ाते हैं, कक्षा में जाते हैं और उपग्रहों में बदल जाते हैं। उम्मीदवारों में: और (मंगल ग्रह के उपग्रह), साथ ही बृहस्पति के पास के अधिकांश उपग्रह, और।

वे न केवल आकार में, बल्कि आकार में भी भिन्न होते हैं। वे ठोस टुकड़े या छोटे टुकड़े होते हैं जो गुरुत्वाकर्षण द्वारा एक साथ बंधे होते हैं। यूरेनस और नेपच्यून के बीच एक क्षुद्रग्रह है जिसका अपना वलय तंत्र है। और एक और छह पूंछों से संपन्न है!

औसत तापमान -73 डिग्री सेल्सियस तक पहुंच जाता है। अरबों वर्षों से, वे लगभग अपरिवर्तित रहे हैं, इसलिए आदिम दुनिया पर एक नज़र डालने के लिए उनका पता लगाना महत्वपूर्ण है।

क्षुद्रग्रहों का वर्गीकरण - बच्चों के लिए स्पष्टीकरण

वस्तुएं हमारे सिस्टम के तीन क्षेत्रों में स्थित हैं। इसका अधिकांश भाग मंगल और बृहस्पति की कक्षाओं के बीच एक विशाल वलयाकार क्षेत्र में समूहित है। यह मुख्य बेल्ट है, जिसमें 100 किमी के व्यास के साथ 200 से अधिक क्षुद्रग्रह हैं, साथ ही 1 किमी के व्यास के साथ 1.1-1.9 मिलियन भी हैं।

अभिभावकया विद्यालय मेंचाहिए बच्चों को समझाएंकि बेल्ट में न केवल सौर मंडल के क्षुद्रग्रह रहते हैं। पहले, सेरेस को एक क्षुद्रग्रह माना जाता था जब तक कि इसे बौने ग्रहों के वर्ग में स्थानांतरित नहीं किया जाता था। इसके अलावा, वैज्ञानिकों ने हाल ही में खोज की नई कक्षा- मुख्य बेल्ट क्षुद्रग्रह। ये पूंछ वाली छोटी पत्थर की वस्तुएं हैं। पूंछ तब प्रकट होती है जब वे दुर्घटनाग्रस्त हो जाते हैं, टूट जाते हैं, या आपके सामने एक छिपा हुआ धूमकेतु होता है।

मुख्य बेल्ट के बाहर बहुत सारे पत्थर स्थित हैं। वे प्रमुख ग्रहों के पास कुछ निश्चित स्थानों (लैग्रेंज बिंदु) पर इकट्ठा होते हैं जहां सौर और ग्रह गुरुत्वाकर्षण संतुलन में होते हैं। अधिकांश प्रतिनिधि बृहस्पति के ट्रोजन हैं (संख्या के संदर्भ में, वे लगभग क्षुद्रग्रह बेल्ट की संख्या तक पहुंचते हैं)। उनके पास नेपच्यून, मंगल और पृथ्वी भी हैं।

निकट-पृथ्वी क्षुद्रग्रह कक्षा की तुलना में हमारे अधिक निकट है। कामदेव कक्षा में करीब आते हैं, लेकिन पृथ्वी के साथ प्रतिच्छेद नहीं करते हैं। अपुल्लोस हमारी कक्षा के साथ प्रतिच्छेद करते हैं, लेकिन अधिकांश समय वे दूरी में स्थित होते हैं। एटन भी कक्षा को पार करते हैं, लेकिन इसके अंदर हैं। Atyrs निकटतम हैं। यूरोपीय अंतरिक्ष एजेंसी के अनुसार, हम पृथ्वी के करीब 10,000 ज्ञात वस्तुओं से घिरे हुए हैं।

कक्षाओं में विभाजन के अलावा, वे रचना में तीन वर्गों में भी आते हैं। सी-प्रकार (कार्बोनसियस) ग्रे है और 75% ज्ञात क्षुद्रग्रहों पर कब्जा कर लेता है। सबसे अधिक संभावना है, वे मिट्टी और पथरीली सिलिकेट चट्टानों से बनते हैं और मुख्य बेल्ट के बाहरी क्षेत्रों में निवास करते हैं। एस-प्रकार (सिलिका) - हरे और लाल, 17% वस्तुओं का प्रतिनिधित्व करते हैं। सिलिकेट सामग्री और निकल-लौह से निर्मित और आंतरिक बेल्ट पर हावी है। एम-प्रकार (धातु) - लाल और बाकी प्रतिनिधि बनाते हैं। निकल-लौह से मिलकर बनता है। निश्चित रूप से, बच्चेइस बात से अवगत होना चाहिए कि रचना के आधार पर कई और किस्में हैं (वी-टाइप - वेस्टा, जिसमें बेसाल्ट ज्वालामुखीय क्रस्ट है)।

क्षुद्रग्रह हमला - बच्चों के लिए स्पष्टीकरण

हमारे ग्रह को बने हुए 4.5 अरब वर्ष बीत चुके हैं, और क्षुद्रग्रहों का पृथ्वी पर गिरना एक सामान्य घटना थी। पृथ्वी को गंभीर नुकसान पहुंचाने के लिए, एक क्षुद्रग्रह को मील चौड़ा होना चाहिए। इस वजह से, वायुमंडल में इतनी मात्रा में धूल उठेगी कि "परमाणु सर्दी" की स्थिति बनेगी। औसतन, हर 1000 साल में एक बार मजबूत प्रभाव पड़ते हैं।

छोटी वस्तुएँ 1000-10000 वर्षों के अंतराल पर गिरती हैं और पूरे शहर को नष्ट कर सकती हैं या सुनामी पैदा कर सकती हैं। यदि क्षुद्रग्रह 25 मीटर तक नहीं पहुंचता है, तो यह सबसे अधिक संभावना है कि यह वातावरण में जल जाएगा।

दर्जनों संभावित खतरनाक स्ट्राइकर बाहरी अंतरिक्ष में यात्रा करते हैं, जिन पर लगातार नजर रखी जा रही है। कुछ बहुत करीब हैं, जबकि अन्य भविष्य में ऐसा करने पर विचार कर रहे हैं। प्रतिक्रिया के लिए समय देने के लिए 30-40 साल का अंतर होना चाहिए। हालांकि अब अधिक से अधिक लोग ऐसी वस्तुओं से निपटने की तकनीक के बारे में बात कर रहे हैं। लेकिन खतरे से चूकने का खतरा है और फिर प्रतिक्रिया करने का समय नहीं होगा।

जरूरी छोटों को समझाओकि एक संभावित खतरा लाभ से भरा है। आखिरकार, एक बार यह एक क्षुद्रग्रह प्रभाव था जिसने हमारी उपस्थिति का कारण बना। बनने पर, ग्रह शुष्क और बंजर था। गिरने वाले धूमकेतु और क्षुद्रग्रहों ने उस पर पानी और अन्य कार्बन-आधारित अणु छोड़े, जिससे जीवन का निर्माण हुआ। सौर मंडल के निर्माण के दौरान, वस्तुओं को स्थिर किया गया और एक पैर जमाने की अनुमति दी गई आधुनिक रूपजीवन।

यदि कोई क्षुद्रग्रह या उसका कोई भाग किसी ग्रह पर गिरता है तो उसे उल्कापिंड कहते हैं।

क्षुद्रग्रहों की संरचना - बच्चों के लिए स्पष्टीकरण

• लौह उल्कापिंड: लोहा (91%), निकल (8.5%) ), कोबाल्ट (0.6%)।
• पथरीले उल्कापिंड: ऑक्सीजन (6%), लोहा (26%), सिलिकॉन (18%), मैग्नीशियम (14%), एल्यूमीनियम (1.5%), निकल (1.4%), कैल्शियम (1.3%)।

क्षुद्रग्रहों की खोज और नाम - बच्चों के लिए स्पष्टीकरण

1801 में, एक इतालवी पुजारी, ग्यूसेप पियाज़ी, एक स्टार मैप बना रहा था। संयोग से, मंगल और बृहस्पति के बीच, उसने पहले और बड़े क्षुद्रग्रह सेरेस को देखा। हालांकि आज यह पहले से ही एक बौना ग्रह है, क्योंकि इसका द्रव्यमान मुख्य बेल्ट या उसके आस-पास के सभी ज्ञात क्षुद्रग्रहों के द्रव्यमान का है।

उन्नीसवीं शताब्दी के पूर्वार्ध में, ऐसी बहुत सी वस्तुएं मिलीं, लेकिन वे सभी ग्रहों के रूप में वर्गीकृत थीं। यह 1802 तक नहीं था कि विलियम हर्शल ने "क्षुद्रग्रह" शब्द का प्रस्ताव रखा था, हालांकि अन्य लोग उन्हें "मामूली ग्रह" के रूप में संदर्भित करते रहे। 1851 तक 15 नए क्षुद्र ग्रह खोजे जा चुके थे, इसलिए नामकरण के सिद्धांत को संख्या जोड़कर बदलना पड़ा। उदाहरण के लिए, सेरेस बन गया (1) सेरेस।

अंतर्राष्ट्रीय खगोलीय संघ क्षुद्रग्रहों के नामकरण के बारे में सख्त नहीं है, इसलिए अब आप स्टार ट्रेक के स्पॉक या रॉक संगीतकार फ्रैंक हप्पा के नाम पर वस्तुओं को ढूंढ सकते हैं। 7 क्षुद्रग्रहों का नाम कोलंबिया अंतरिक्ष यान के चालक दल के नाम पर रखा गया है जिनकी 2003 में मृत्यु हो गई थी।

साथ ही उनमें संख्याएँ जोड़ी जाती हैं - 99942 एपोफिस।

क्षुद्रग्रह अन्वेषण - बच्चों के लिए स्पष्टीकरण

गैलीलियो अंतरिक्ष यान ने 1991 में पहली बार क्षुद्रग्रहों के क्लोज-अप शॉट्स लिए। 1994 में, वह एक क्षुद्रग्रह की परिक्रमा करने वाले उपग्रह को खोजने में भी कामयाब रहे। नासा लंबे समय से इरोस नियर-अर्थ ऑब्जेक्ट का अध्ययन कर रहा है। बहुत विचार-विमर्श के बाद, उन्होंने उसे एक उपकरण भेजने का फैसला किया। NEAR ने एक सफल लैंडिंग की, इस संबंध में पहला बन गया।

हायाबुसा एक क्षुद्रग्रह से उतरने और उड़ान भरने वाला पहला अंतरिक्ष यान था। उन्होंने 2006 में शुरुआत की और जून 2010 में अपने साथ नमूने लेकर लौटे। नासा ने 2011 में वेस्टा का अध्ययन करने के लिए 2007 में डॉन मिशन लॉन्च किया था। एक साल बाद, उन्होंने सेरेस के लिए क्षुद्रग्रह छोड़ दिया और 2015 में उस तक पहुंच गया। सितंबर 2016 में, नासा ने ओएसआईआरआईएस-आरईएक्स को क्षुद्रग्रह बेन्नू का पता लगाने के लिए भेजा।

जनवरी 2017 में, नासा ने डिस्कवरी कार्यक्रम के लिए दो परियोजनाओं, लुसी और साइके का चयन किया। वे अक्टूबर 2021 में लॉन्च होने वाले हैं। लुसी क्षुद्रग्रह बेल्ट की यात्रा करेगी और 6 ट्रोजन का अध्ययन करेगी। साइके 16 साइके, एक विशाल धातु क्षुद्रग्रह के लिए उड़ान भरेगा। यह महत्वपूर्ण है कि यह एक मजबूत टक्कर के कारण क्रस्ट से रहित एक प्राचीन ग्रह का केंद्र बन सकता है।

2012 में, ग्रह संसाधन, इंक। क्षुद्रग्रहों से पानी और सामग्री निकालने के लिए एक उपकरण भेजने की इच्छा की घोषणा की। उसके बाद नासा ने ऐसी आकांक्षाओं के बारे में बात करना शुरू किया। ये है महत्वपूर्ण बिंदु, चूंकि क्षुद्रग्रह बेल्ट कीमती संसाधनों की एक बड़ी मात्रा को संग्रहीत करता है, जो प्रत्येक धरती के लिए 100 बिलियन डॉलर के बराबर होता है।

सभी उम्र के बच्चों और स्कूली बच्चों को समझना चाहिए कि क्षुद्रग्रह या धूमकेतु के गिरने से अभी पृथ्वी को कोई खतरा नहीं है। नासा लगातार संभावित खतरनाक अंतरिक्ष वस्तुओं की निगरानी करता है, कई दशकों और यहां तक ​​​​कि आने वाली सदियों तक कक्षाओं, दूरियों और बड़े क्षुद्रग्रहों के सटीक आकार को जानता है। क्षुद्रग्रहों के बारे में सभी रोचक तथ्यों को ध्यान से पढ़ना सुनिश्चित करें, साथ ही इन वस्तुओं को बेहतर तरीके से जानने के लिए तस्वीरें और तस्वीरें देखें।

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वैज्ञानिकों द्वारा खोजे गए अधिकांश क्षुद्रग्रह (लगभग 98%) बृहस्पति और मंगल ग्रह की ग्रहों की कक्षाओं के बीच स्थित हैं। तारे से उनकी दूरी 2.06-4.30 AU के बीच उतार-चढ़ाव करती है। यानी संचलन अवधि के लिए, उतार-चढ़ाव की निम्न सीमा होती है - 2.9-8.92 वर्ष। लघु ग्रहों के समूह में ऐसे भी होते हैं जिनकी कक्षाएँ अद्वितीय होती हैं। इन क्षुद्रग्रहों को आमतौर पर मर्दाना नाम मिलते हैं। सबसे लोकप्रिय ग्रीक पौराणिक कथाओं के नायकों के नाम हैं - इरोस, इकारस, एडोनिस, हर्मीस। ये छोटे ग्रह क्षुद्रग्रह बेल्ट से बाहर निकलते हैं। पृथ्वी से उनकी दूरी में उतार-चढ़ाव होता है, क्षुद्रग्रह 6 - 23 मिलियन किमी की दूरी पर उससे संपर्क कर सकते हैं। पृथ्वी के लिए एक अनूठा दृष्टिकोण 1937 में हुआ। लघु ग्रह हर्मीस ने 580 हजार किमी की दूरी तय की। यह दूरी चंद्रमा की पृथ्वी से दूरी की 1.5 गुना है।

ज्ञात क्षुद्रग्रहों में सबसे चमकीला वेस्ता (लगभग 6 मी) है। छोटे ग्रहों के एक बड़े द्रव्यमान में विरोध (7 मी - 16 मी) के दौरान तीव्र चमक होती है।

क्षुद्रग्रहों के व्यास की गणना चमक, दृश्य और अवरक्त किरणों को प्रतिबिंबित करने की क्षमता द्वारा की जाती है।
3.5 हजार की सूची में से केवल 14 क्षुद्रग्रहों का अनुप्रस्थ आकार 250 किमी से अधिक है। बाकी बहुत अधिक मामूली हैं, यहां तक ​​​​कि 0.7 किमी के व्यास वाले क्षुद्रग्रह भी हैं। सबसे बड़ा ज्ञात क्षुद्रग्रह- सेरेस, पलास, वेस्टा और हाइगिया (1000 से 450 किमी तक)। छोटे क्षुद्रग्रहों में गोलाकार आकृति नहीं होती है, वे आकारहीन ब्लॉकों की तरह अधिक होते हैं।

क्षुद्रग्रहों के द्रव्यमान में भी उतार-चढ़ाव होता है। सबसे बड़ा द्रव्यमान सेरेस के लिए निर्धारित है, यह पृथ्वी ग्रह के आकार से 4000 गुना छोटा है। सभी क्षुद्रग्रहों का द्रव्यमान भी हमारे ग्रह के द्रव्यमान से कम है और इसका एक हजारवां हिस्सा है।
सभी छोटे ग्रहों में वायुमंडल नहीं होता है। उनमें से कुछ में अक्षीय घुमाव होता है, जो चमक में नियमित रूप से दर्ज किए गए परिवर्तन से स्थापित होता है। तो, पलास की घूर्णन अवधि 7.9 घंटे है, और इकारस केवल 2 घंटे और 16 मिनट में घूमता है।

क्षुद्रग्रहों की परावर्तनशीलता के अनुसार, उन्हें 3 समूहों में जोड़ा गया था - धात्विक, प्रकाश और अंधेरा। अंतिम समूह में क्षुद्रग्रह शामिल हैं, जिनकी सतह सूर्य से 5% से अधिक घटना प्रकाश को प्रतिबिंबित करने में सक्षम नहीं है। उनकी सतह कार्बनयुक्त और काले बेसाल्ट के समान चट्टानों से बनी है। इसलिए गहरे रंग के क्षुद्रग्रहों को कार्बोनेसियस कहा जाता है।

प्रकाश क्षुद्रग्रहों की परावर्तनशीलता उच्चतम (10-25%) है। इन खगोलीय पिंडों की सतह सिलिकॉन यौगिकों के समान होती है। उन्हें पत्थर के क्षुद्रग्रह कहा जाता है। धात्विक क्षुद्रग्रह सबसे कम आम हैं। वे प्रकाश के समान हैं, इन निकायों की सतह लोहे और निकल मिश्र धातुओं की अधिक याद दिलाती है।

इस वर्गीकरण की शुद्धता की पुष्टि द्वारा की जाती है रासायनिक संरचनापृथ्वी की सतह पर गिरने वाले उल्कापिंड। क्षुद्रग्रहों के एक छोटे समूह को इस विशेषता के अनुसार वर्गीकृत नहीं किया जा सकता है। क्षुद्रग्रहों के 3 दिए गए समूहों का प्रतिशत अनुपात इस प्रकार है: अंधेरा (प्रकार सी) - 75%, प्रकाश (प्रकार एस) - 15% और 10% धातु (प्रकार एम)।

क्षुद्रग्रहों की न्यूनतम परावर्तनशीलता 3-4% है, और अधिकतम घटना प्रकाश की कुल मात्रा का 40% तक पहुँचती है। छोटे आकार के क्षुद्रग्रह सबसे तेजी से घूमते हैं, वे आकार में बहुत विविध हैं। संभवतः उनमें वह पदार्थ होता है जिसने सौर मंडल का निर्माण किया। सूर्य से दूरी के साथ क्षुद्रग्रह बेल्ट से संबंधित प्रमुख प्रकार के क्षुद्रग्रहों में परिवर्तन से इस धारणा की पुष्टि होती है।
अपने आंदोलन में, क्षुद्रग्रह अनिवार्य रूप से छोटे टुकड़ों में बिखरते हुए एक दूसरे से टकराते हैं।

क्षुद्रग्रहों के अंदर दबाव अधिक नहीं होता है, इसलिए उनमें ताप नहीं होता है। सूर्य के प्रकाश की क्रिया के तहत उनकी सतह थोड़ी गर्म हो सकती है, लेकिन यह गर्मी बरकरार नहीं रहती है और अंतरिक्ष में चली जाती है। अनुमानित क्षुद्रग्रह सतह का तापमान-120 डिग्री सेल्सियस से -100 डिग्री सेल्सियस तक उतार-चढ़ाव। तापमान में उल्लेखनीय वृद्धि, उदाहरण के लिए, +730 डिग्री सेल्सियस (इकारस) तक, केवल सूर्य के निकट आने के क्षणों में ही दर्ज की जा सकती है। इससे क्षुद्रग्रह को हटाने के बाद तेज ठंडक होती है।