Dimensi dan berat. Ukuran planet ditentukan dengan mengukur sudut di mana diameternya terlihat dari Bumi. Metode ini tidak berlaku untuk asteroid: mereka sangat kecil sehingga bahkan dalam teleskop mereka tampak seperti titik-titik seperti bintang (karenanya disebut "asteroid", artinya, "seperti bintang").

Hanya empat asteroid pertama yang dapat dibedakan berdasarkan cakramnya. Diameter sudut Ceres ternyata yang terbesar: mencapai 1 » (untuk Pallas, Juno dan Vesta beberapa kali lebih kecil). Dimensi sudut asteroid ini diukur dengan sangat akurat pada tahun 1890 oleh E. Barnard di observatorium Lick and Yerk. Setelah menentukan pada saat pengamatan jarak ke Ceres, Pallas, Juno dan Vesta dan membuat perhitungan yang diperlukan, Barnard menemukan bahwa diameternya masing-masing adalah 770, 490, 190 dan 380 km (seperti yang Anda lihat, mereka semua bisa masuk daerah yang diduduki oleh Alaska!).

Bagaimana cara menentukan ukuran banyak asteroid lain yang lebih kecil?

Sampai baru-baru ini, mereka diperkirakan berdasarkan kecerahan asteroid, dan besarnya asteroid dibandingkan dengan besaran Ceres, Pallas, Juno dan Vesta (ukurannya sudah diketahui). Namun, kecerahan asteroid berubah: pertama, dengan perubahan jarak asteroid dari Matahari (karena perubahan jumlah sinar matahari yang jatuh di asteroid); kedua, dengan perubahan jarak dari Bumi (karena perubahan jumlah cahaya yang mencapai Bumi, yang dipantulkan dari asteroid); ketiga, dengan perubahan sudut fase, karena dengan peningkatan sudut ini, sebagian kecil dari permukaan asteroid yang diterangi menjadi terlihat dari Bumi. Oleh karena itu, untuk menentukan dimensi sudut mereka tidak membandingkan besaran bintang yang terlihat dari asteroid, tetapi besaran yang akan dimiliki asteroid ini jika mereka "ditempatkan" pada jarak (tunggal) tertentu dari Matahari dan Bumi dan jika mereka "diatur" sehingga sudut fasenya sama ke nol.

Sebelum McDonald Review, magnitudo yang dikurangi ini (juga disebut absolut) diungkapkan oleh pengamat yang berbeda dalam sistem fotometrik mereka sendiri yang tak tertandingi, yang memberikan perkiraan ukuran asteroid yang tersebar luas. Dalam Survei McDonald, untuk semua asteroid bernomor, magnitudo bintang absolut ditetapkan, sudah dinyatakan dalam Sistem Fotografi Internasional terpadu (sistem yang sama digunakan dalam Survei Palomar-Leiden).

Benar, kesulitan lain yang tampaknya tidak dapat diatasi dari metode ini tetap ada: penentuan ukuran harus dibuat berdasarkan asumsi tertentu tentang reflektifitas asteroid - albedo mereka. Biasanya diasumsikan bahwa albedo sebuah asteroid sama dengan rata-rata albedo dari empat asteroid terbesar. Sementara itu, jelas bahwa di bawah kondisi pengamatan yang sama, asteroid kecil yang terdiri dari materi yang ringan dan dapat dipantulkan dengan baik dapat berubah menjadi lebih terang daripada asteroid besar namun lebih gelap. Namun demikian, ketika memperkirakan ukuran banyak asteroid, albedo rata-rata yang digunakan bahkan sekarang.

Jadi, jika kita mengetahui magnitudo mutlak asteroid m a 6 c , maka dengan asumsi bahwa albedo semua asteroid adalah sama, kita dapat dengan mudah menentukan jari-jari (dalam kilometer) asteroid tersebut. R dengan rumus yang sangat sederhana: lg R \u003d 3,245-0,2m a 6 dtk.

Selanjutnya, berdasarkan radius yang sudah dihitung, kita dapat memperkirakan massa asteroid M, jika kepadatan materi asteroid diketahui. Biasanya diyakini bahwa itu sama dengan kepadatan rata-rata zat fragmen asteroid - meteorit yang jatuh dari waktu ke waktu di Bumi kita. Kepadatan g ini, diukur di laboratorium terestrial, adalah 3,5 g/cm3 (walaupun ada sampel yang cukup ringan, dengan kerapatan sekitar 2 g/cm lihat 3).

Dalam beberapa kasus, dimungkinkan untuk menentukan ukuran asteroid dengan cara "non-standar", misalnya, ketika menutupi bintang dengan mereka (sifat fenomena ini sama dengan ketika menutupi bintang dengan Bulan). Salah satu kegaiban ini terjadi pada malam tanggal 23 Januari 1975 dan diamati di Amerika Serikat. Asteroid Eros, seperti yang diprediksi oleh B. Marsden, seharusnya menutupi bintang x angsa. Jalur cakupan selebar 25 km akan melewati kota Albany, Hartfert, Connecticut, dan dekat tepi timur Long Island. 17 titik pengamatan diselenggarakan, di mana mahasiswa dari perguruan tinggi dan mahasiswa departemen astronomi di sekitarnya berada pada jarak 6-8 km di sepanjang jalur cakupan.

Selama penutup Eros (sekitar 9 m) dengan kecepatan sudut 0,2-0,3 ° per jam mendekati bintang % Cygnus, yang jauh lebih terang daripada asteroid (sekitar 4 m). Tiba-tiba, cahaya bintang menghilang (penghalang buram muncul di jalur sinarnya yang datang ke arah kita - asteroid), dan setelah beberapa detik bintang itu muncul kembali (Gbr. 3).

Dari durasi liputan, Marsden menetapkan diameter semu Eros sekitar 24 km.

Bagaimana lagi (selain perkiraan dengan magnitudo absolut) seseorang dapat menentukan massa asteroid? Pada dasarnya mungkin, meskipun sangat sulit, untuk menghitung massa asteroid berdasarkan gangguan timbal balik mereka (selama pendekatan) yang dialami asteroid. Metode penentuan massa ini dikembangkan oleh I. Schubart dari Institut Astronomi di Heidelberg. Dia menerapkannya untuk menentukan massa asteroid terbesar dan diperoleh bahwa massa Ceres adalah (5,9 ± 0,3) 10 -11 Mc (di mana Mc - massa Matahari), massa Pallas - (1,14±0,22) 10 -11 Mdengan. Dengan metode serupa, astronom lain memperoleh bahwa massa Vesta adalah (1,20 ± 0,12) 10 -11 Mdengan. Dengan demikian, massa bahkan asteroid terbesar - Ceres - adalah 5000 kali lebih kecil dari massa Bumi dan 600 kali lebih kecil dari massa Bulan.

Setelah sabuk asteroid menjadi "terjangkau" untuk pesawat ruang angkasa, kami dapat menentukan massa asteroid yang sangat kecil.

Peralatan teleskopik yang dipasang pada roket luar angkasa memungkinkan untuk menentukan besaran (dan ukuran) bintang dari fragmen asteroid dengan diameter beberapa sentimeter dan desimeter (yang tidak dapat diakses oleh pengamatan dari Bumi).

Jadi, saat ini, ada informasi tentang asteroid dari "semua peringkat" - dari benda besar dengan massa miliaran miliar ton hingga yang sangat kecil yang dapat ditampung di telapak tangan Anda. Seluruh "awan" debu juga bergerak di sabuk asteroid, yang sifat-sifatnya sedang dipelajari oleh tanda-tanda tidak langsung. Semua ini memungkinkan kita untuk membuat gambaran yang cukup lengkap tentang sabuk asteroid.

Kembali pada 1950-an, astronom Soviet I. I. Putilin membuat perhitungan jumlah total asteroid bernomor (yaitu, dengan orbit yang terkenal). Hasilnya luar biasa. Ternyata semua asteroid yang disatukan akan muat dalam kubus dengan sisi hanya sekitar 500 km! Hampir setengah dari volume akan ditempati oleh Ceres dengan Vesta dan Pallas. 25% lainnya adalah Juno dengan asteroid hingga dan termasuk yang ke-100. Penemuan asteroid berikutnya (semua yang lebih kecil) hanya menyebabkan peningkatan yang sangat lambat dalam "volume" materi asteroid ini, dan setelah asteroid ke-1000, pertumbuhan "volume" totalnya hampir sepenuhnya berhenti (Gbr. 4). Asteroid yang belum ditemukan mungkin sangat kecil sehingga, meskipun jumlahnya sangat besar, mereka tidak akan dapat meningkatkan "volume" ini secara signifikan, dan, menurut perkiraan, partikel kecil dan butiran debu hampir tidak cukup untuk mengisi kekosongan di antara asteroid yang terletak di dekatnya dalam 500 km kubus.

Dapat diasumsikan bahwa volume total materi asteroid di ruang antarplanet adalah sekitar 10 23 cm, tetapi asteroid didistribusikan di ruang antarplanet yang sangat besar, sehingga ada banyak kilometer kubik ruang per benda. Oleh karena itu, kemungkinan tabrakan pesawat ruang angkasa yang terbang melalui sabuk asteroid (misalnya, dalam perjalanan ke Jupiter) dengan beberapa bahkan asteroid kecil dapat diabaikan.

Jika kita mengambil nilai 3,5 g/cm 3 (lihat di atas) sebagai kepadatan rata-rata materi asteroid, maka kita mendapatkan bahwa massa total semua asteroid adalah sekitar 3,5 10 23 g - angka yang sangat besar menurut gagasan duniawi kita , tetapi dapat diabaikan menurut skala astronomi. (Untuk "membutakan" semua asteroid - dikenal dan tidak diketahui - perlu merobek lapisan "hanya" setebal 500 m dari permukaan Bumi!)

Baru-baru ini, I. Schubart menentukan massa materi asteroid dari gangguan total yang dialami asteroid terbesar saat bergerak dikelilingi oleh banyak rekan mereka. Dia menerima nilai 3 10 23 g, yang sangat sesuai dengan perkiraan yang diperoleh sebelumnya.

Upaya juga telah dilakukan untuk menentukan pengaruh medan gravitasi sabuk asteroid pada gerakan Mars. Namun, Mars ternyata terlalu besar untuk asteroid, dan efek ini tidak dapat dideteksi, yang juga menegaskan tidak signifikannya massa total asteroid. Benar, diasumsikan bahwa di dekat orbit Jupiter, benda-benda besar yang tidak kita kenal bergerak. Tetapi sepertinya tidak akan ada terlalu banyak dari mereka, dan mereka tidak mungkin secara signifikan meningkatkan perkiraan massa total bahan asteroid.

Apa yang menyebabkan ukuran kecil? Menurut hukum gravitasi universal, setiap asteroid menarik benda lain. Tapi betapa lemahnya daya tarik ini! Cantik di asteroid ukuran besar(dengan diameter 200 km) gaya gravitasi di permukaan 100 kali lebih kecil daripada di Bumi, sehingga seseorang, sekali di atasnya, akan memiliki berat kurang dari 1 kg dan hampir tidak akan merasakan beratnya sendiri. Setelah melompat di atas asteroid dari ketinggian gedung 10 lantai, ia akan turun ke permukaan selama hampir seperempat menit, mencapai kecepatan hanya sekitar 1,5 m / s pada saat "mendarat". Secara umum, tinggal di asteroid tidak jauh berbeda dengan tinggal dalam kondisi tanpa bobot sama sekali.

Kecepatan kosmik pertama pada mereka cukup kecil: di Ceres - sekitar 500 m / s, dan pada asteroid berukuran kilometer - hanya sekitar 1 m / s. Kecepatan kosmik kedua adalah 1,4 kali lebih besar, sehingga, bergerak dengan kecepatan mobil (sekitar 100 km / jam), dimungkinkan untuk terbang selamanya dari asteroid dengan diameter genap 5 km. Apakah kemudian mengejutkan bahwa tidak ada atmosfer di asteroid? Bahkan jika beberapa gas dilepaskan dari kedalaman asteroid, gaya gravitasi tidak dapat menahan molekulnya, dan mereka seharusnya tersebar selamanya di ruang antarplanet.

Pada tahun 1973, tidak adanya atmosfer di asteroid dikonfirmasi oleh pengukuran spektrum asteroid dalam kisaran inframerah. Spektrum yang diperoleh astrofisikawan Amerika O. Gansen untuk beberapa asteroid besar di daerah panjang gelombang sekitar 12 m hanya menunjukkan bahwa asteroid itu sedikit hangat.

Namun, dalam spektrum radiasi inframerah Ceres ada satu fitur: hanya sekitar panjang gelombang 12 mikron, dalam pita sempit, "loncatan" radiasi hampir dua kali lipat. "Pita" radiasi spektral seperti itu adalah karakteristik gas, dan oleh karena itu mereka diamati di planet-planet dan satelitnya yang dikelilingi oleh atmosfer. Tapi Ceres terlalu kecil untuk menahan atmosfer!

Untuk menjelaskan paradoks ini, Hansen mengajukan hipotesis yang menggiurkan: di Ceres ada penguapan terus menerus dari zat yang mudah menguap, yang seharusnya (!) Dalam komposisi zat permukaannya. Harus dikatakan bahwa di antara berbagai perkiraan massa dan diameter Ceres, seseorang dapat memilih pasangan nilai dari besaran-besaran ini yang akan mengarah pada perkiraan kepadatan rata-rata materinya yang rendah (sekitar 1 g / cm 3), konsisten dengan asumsi bahwa Ceres sebagian besar terdiri dari es. Namun, asumsi ini tampak begitu luar biasa bahkan bagi Hansen sendiri sehingga dia hanya meragukan perhitungannya, mengingat perlunya memperoleh perkiraan massa dan volume Ceres yang baru dan lebih akurat sebelum membuat kesimpulan akhir. Selain itu, asumsi Hansen bertentangan dengan hasil pengamatan polarimetri Ceres, yang menurutnya asteroid ini, meskipun merupakan objek yang sangat gelap, tidak dapat memiliki struktur yang terlalu longgar di permukaan, yang seharusnya terbentuk selama penguapan es. Dengan demikian, pita spektral inframerah Ceres masih menjadi misteri.

Karena ukurannya yang kecil, asteroid memiliki bentuk yang sangat bersudut. Gaya gravitasi yang tidak signifikan pada asteroid tidak dapat memberi mereka bentuk bola, yang merupakan karakteristik planet dan satelitnya yang besar. Dalam kasus terakhir, gaya gravitasi yang sangat besar menghancurkan blok individu, menabraknya. Di Bumi, gunung-gunung tinggi di telapaknya, seolah-olah, menyebar. Kekuatan batu ternyata tidak cukup untuk menahan beban berton-ton per 1 cm 2, dan batu di kaki gunung, tanpa hancur, tanpa membelah, dikompresi dari semua sisi, seolah-olah "mengalir", hanya sangat lambat.

Pada asteroid dengan diameter hingga 200-300 km, karena "berat" batu yang kecil, fenomena "fluiditas" seperti itu sama sekali tidak ada, dan pada asteroid terbesar itu terjadi terlalu lambat, dan itupun hanya di kedalaman mereka. Di permukaan asteroid, gunung besar dan depresi tetap tidak berubah, ukurannya jauh lebih besar daripada di Bumi dan planet lain (penyimpangan rata-rata di kedua arah dari permukaan sekitar 10 km atau lebih), yang dimanifestasikan dalam hasil pengamatan radar asteroid (Gbr. 5).

Bentuk asteroid yang tidak beraturan juga ditegaskan oleh fakta bahwa kecerahannya berkurang secara luar biasa cepat dengan meningkatnya sudut fase (lihat catatan kaki pada hal. 11). Perubahan kecerahan Bulan seperti itu sudah kita ketahui: sangat terang di bulan purnama, kemudian bersinar semakin lemah, sampai menghilang sepenuhnya di bulan baru. Tetapi untuk Bulan, perubahan ini terjadi jauh lebih lambat daripada asteroid, dan oleh karena itu mereka dapat sepenuhnya dijelaskan hanya dengan penurunan fraksi permukaan yang diterangi oleh Matahari yang terlihat dari Bumi (bayangan dari pegunungan bulan dan depresi memiliki sedikit efek. pada kecerahan Bulan secara keseluruhan). Situasinya berbeda dengan asteroid. Perubahan kecerahan yang begitu cepat tidak dapat dijelaskan hanya dengan perubahan permukaan asteroid yang diterangi oleh Matahari. Dan alasan utama (terutama untuk asteroid kecil) dari sifat perubahan kecerahan ini terletak pada bentuk asteroid yang tidak beraturan, karena beberapa bagian permukaannya yang diterangi dilindungi dari sinar matahari oleh orang lain.

Bentuk asteroid yang tidak beraturan juga diamati secara langsung melalui teleskop. Ini pertama kali terjadi pada tahun 1931, ketika asteroid kecil Eros, bergerak dalam orbit yang sangat eksotis, yang akan kita bicarakan nanti, mendekati Bumi pada jarak yang sangat kecil (hanya 28 juta km). Kemudian, melalui teleskop, mereka melihat bahwa asteroid ini tampak seperti "halter" atau bintang ganda yang belum terselesaikan dengan jarak sudut antara komponen sekitar 0,18 "; bahkan terlihat bahwa "dumbbell" itu berputar!

Pada Januari 1975, Eros semakin dekat ke Bumi - pada jarak 26 juta km. Dia diamati di sebagian besar orbit, dan ini memungkinkan untuk melihat Eros secara harfiah dari sisi yang berbeda. Analisis yang cermat dari hasil berbagai pengamatan Eros, yang dilakukan di berbagai observatorium di seluruh dunia, menghasilkan penemuan yang sangat menarik.

Eros selama pengamatan sangat mengubah kecemerlangannya - sebesar 1,5 m(yaitu, hampir empat kali) dengan jangka waktu 2 jam dan sedikit (Gbr. 6). Diasumsikan bahwa perubahan kecerahan ini disebabkan oleh perubahan penampang Eros "berbentuk halter" yang berputar di sekitar porosnya, terlihat dari Bumi, dan bahwa penampang maksimum dan minimumnya berbeda persis dengan faktor 4 . Dalam hal ini, kecerahan minimum asteroid seharusnya diamati pada saat Eros menghadap kita dengan ujungnya yang tajam. Namun, semuanya ternyata jauh lebih rumit. Pertama, bertentangan dengan harapan, maxima dan minima kecerahan berturut-turut memiliki bentuk yang berbeda dan amplitudo yang berbeda. Analisis hasil pengamatan, yang dilakukan menggunakan pemodelan laboratorium bentuk Eros, menunjukkan bahwa permainan cahaya dan bayangan pada permukaan asteroid yang tidak rata seharusnya memiliki pengaruh besar pada kecerahan Eros. Akibatnya, kecerahan minimum Eros diamati tepat ketika asteroid itu menghadap kita dengan penampang hampir maksimum! Selain itu, periode revolusi Eros ternyata sama dengan dua periode fluktuasi kecerahan - 5 jam 16 menit. Ternyata, asteroid ini berbentuk memanjang dengan rasio panjang dan tebal sekitar 1:2,5. Dia. berputar di sekitar sumbu pendek berlawanan arah jarum jam, dan sedemikian rupa sehingga sumbu hampir terletak di bidang orbitnya (Eros mengelilingi tata surya seolah-olah berbaring di "sisinya").

Fluktuasi kecerahan yang disebabkan oleh alasan yang sama (rotasi di sekitar sumbunya sendiri dari benda yang bentuknya tidak beraturan) diamati di banyak asteroid. Dan yang paling menarik, mereka semua berputar ke arah yang sama - berlawanan arah jarum jam. Itu hanya mungkin untuk membangun tahun-tahun terakhir dengan bantuan teknik pengamatan elektron-optik yang sensitif.

Bumi dan asteroid bergerak di ruang angkasa dalam orbit yang berbeda mengelilingi Matahari dan dengan kecepatan yang berbeda. Dan meskipun mereka mengorbit dalam satu arah, tampaknya bagi kita dari Bumi bahwa asteroid bergerak di langit di antara bintang-bintang baik maju (dari kanan ke kiri ketika mereka menyusul Bumi), lalu mundur (dari kiri ke kanan ketika Bumi menyusul mereka). ). Pola gerak asteroid yang berbeda ini juga mempengaruhi perubahan kecerahannya: ketika asteroid bergerak melintasi langit dari kiri ke kanan (Bumi menyusul mereka), periode perubahan kecerahannya sedikit lebih pendek.

Sangat menarik bahwa periode perubahan kecerahan asteroid cukup pendek dan hampir sama - dengan interval nilai dari 2-3 hingga 10-15 jam Apa yang membuat mereka berputar begitu cepat? Pada suatu waktu, sebuah hipotesis diajukan bahwa asteroid berbentuk tidak beraturan yang tidak terlalu besar dapat memperoleh rotasi di bawah pengaruh aliran "angin matahari" (partikel yang dikeluarkan oleh Matahari), "bertiup" selama miliaran tahun. Betapapun lemahnya "angin" ini, ia tetap harus mengirimkan ke asteroid beberapa impuls momentum, yang, karena bentuk asteroid yang tidak beraturan, didistribusikan secara tidak merata di atas asteroid dari berbagai sisi pusat gravitasinya. Akibatnya, gaya non-nol muncul, resultan gaya tekanan yang diberikan oleh "angin matahari" pada setiap 1 cm 2 permukaan asteroid, dan asteroid mulai berotasi (awalnya sangat lambat, lalu lebih cepat dan lebih cepat). lebih cepat).

Perhitungan menunjukkan bahwa beberapa asteroid (dengan bentuk yang sangat tidak beraturan) dapat diputar oleh "angin matahari" sedemikian rupa sehingga bahkan dapat terkoyak oleh gaya rotasi sentrifugal. Namun, penjelasan ini tidak cocok untuk asteroid yang lebih besar, dan orang harus berasumsi bahwa mereka memperoleh rotasi selama periode pembentukannya.

Tapi mungkin fluktuasi kecerahan bukan karena bentuknya yang tidak beraturan, tetapi karena "bercak" asteroid (jika bagian permukaan asteroid yang berbeda terdiri dari zat yang berbeda)? Tentu saja, "bercak" asteroid adalah mungkin, dan area terang dan gelap (dari zat yang berbeda) mungkin ada di permukaannya. Namun, asumsi "bercak" saja tidak cukup, dan, seperti yang telah ditunjukkan, sifat rotasi asteroid tidak dapat dijelaskan dengan bantuan "bercak" saja.

Bahkan di salah satu asteroid terbesar - Vesta, perubahan kecerahan tidak terkait dengan "bercak", tetapi dengan bentuknya yang tidak beraturan. Pada tahun 1971, pengamatan Vesta menggunakan konverter elektron-optik menunjukkan bahwa maksimum dan minimum berikutnya dari kecerahan asteroid ini sedikit berbeda besarnya, dan rotasi Vesta terjadi dengan periode - dua kali lebih lama dari yang diperkirakan sebelumnya - 10 jam 41 menit. Ahli astrofisika Amerika R. Taylor, setelah mempelajari fitur kurva cahaya asteroid ini, mengusulkan model berikut: Vesta adalah bola triaksial, salah satu diameternya 15% lebih panjang dari dua lainnya. Tepat di kutub selatannya, di sepanjang sisi panjangnya, terbentang daerah datar yang memanjang tidak lebih dari 45 derajat garis lintang dan tidak terlihat dari belahan utara Vesta. Daerah ini, menurut Taylor, bisa menjadi kawah tumbukan yang sangat besar (berdiameter hampir 400 km!).

Terbuat dari apakah asteroid? Telah lama diamati bahwa cahaya asteroid memiliki warna kekuningan, mirip dengan cahaya Bulan dan Merkurius.

Karena asteroid bersinar oleh sinar matahari yang dipantulkan, warnanya sebagian disebabkan oleh sifat reflektif permukaan asteroid itu sendiri. Oleh karena itu, muncul ide untuk menentukan bahan penyusunnya, membandingkan warna asteroid dengan warna benda terestrial dan meteorit. Salah satu studi pertama semacam itu di negara kita dilakukan pada 1930-an oleh peneliti meteorit Soviet E. L. Krinov. Ia menemukan bahwa banyak meteorit memiliki warna yang mirip dengan warna asteroid tertentu. Kemajuan besar dalam studi sifat-sifat asteroid dibuat pada akhir tahun 1960-an, ketika sekelompok ilmuwan Amerika melakukan studi polarimetri. Membandingkan polarisasi cahaya yang dipantulkan dari berbagai zat terestrial, tanah bulan dan meteorit, mereka menemukan bahwa ada hubungan tertentu antara reflektifitas (albedo) bahan dan sifat polarisasi cahaya yang dipantulkan dari bahan-bahan ini.

Terpolarisasi sebagian juga merupakan cahaya yang datang kepada kita dari asteroid. Analisisnya memungkinkan para ilmuwan untuk menarik kesimpulan penting tentang sifat permukaan asteroid (Gbr. 7).

Serangkaian besar pengamatan polarimetri asteroid diselenggarakan di AS oleh T. Gerels. Ternyata menurut sifat permukaannya, asteroid terbagi menjadi beberapa kelompok (Gbr. 8). Kelompok yang paling banyak dengan sifat yang sangat mirip ternyata adalah asteroid, polarisasi cahaya yang mirip dengan polarisasi cahaya yang dipantulkan dari zat berbatu terestrial berwarna terang, terutama terdiri dari berbagai silikat. Juno termasuk dalam kelompok asteroid ini.

Kelompok lain ternyata terdiri dari asteroid dengan permukaan yang gelap dan tidak memantulkan cahaya. Substansi mereka mirip dengan kaca basaltik gelap atau breksi (batuan klastik) dari sampel tanah bulan, serta berbagai meteorit gelap dan substansi permukaan Phobos bulan Mars. Di antara asteroid gelap ini adalah Ceres.

Ada beberapa asteroid dengan karakteristik permukaan menengah. Ada juga beberapa asteroid dengan karakteristik ekstrem (misalnya, yang lebih gelap dan lebih terang).

Metode polarimetri memungkinkan untuk menentukan dimensi asteroid yang tepat, karena memperhitungkan reflektifitas (albedo) yang sebenarnya (dan bukan rata-rata). Pertama-tama, ukuran empat asteroid pertama ditentukan. Ternyata diameter Ceres sedikit melebihi 1000 km, diameter Pallas sekitar 600 km, Juno 240 km, dan Vesta 525 km. Ketika ukuran asteroid lain yang dipelajari dengan metode polarimetri juga dihitung ulang, ternyata tidak hanya itu, tetapi setidaknya enam asteroid lagi, yang ternyata lebih besar dari Juno, dapat mengklaim hak untuk disebut yang terbesar. Semuanya memiliki reflektifitas rendah dan, meskipun ukurannya besar, memberikan sedikit cahaya. Oleh karena itu, ketika diameter asteroid diperkirakan dari kecerahannya yang tampak, ukuran enam asteroid ini ternyata sangat diremehkan. Faktanya, diameter Hygiea (asteroid ke-10) adalah 400, Interamnia (704) adalah 340, Davids (511) adalah 290, Psyche (16) adalah 250 km, dan Bambergi (324) dan Fortuny (19) - 240 km ( sama dengan Juno).

Keberuntungan adalah objek tergelap di tata surya. Dalam hal jumlah cahaya yang dipantulkan, bahkan batu bara hitam yang dihancurkan pun dapat bersaing dengan Fortuna.

Objek paling terang baik di antara asteroid dan di antara semua badan tata surya pada umumnya adalah Angelina (asteroid ke-64), yang memantulkan hampir setengah dari cahaya, dan Lisa (ke-44), sedikit lebih rendah dari Angelina. Sedikit lebih gelap dari Vesta, reflektifitasnya sekitar 1,5-2 kali lebih buruk daripada Angelina. Karena reflektifitas tinggi Vesta, berada pada jarak yang sama dari Ceres, tampaknya 20% lebih terang dari itu (di bawah kondisi pencahayaan dan pengamatan yang sama), dan Pallas dua kali lebih terang.

Hasil polarimetri dari penentuan albedo yang sebenarnya, dan akibatnya, ukuran asteroid yang lebih tepat, juga dikonfirmasi dengan metode lain, yang juga muncul dalam beberapa tahun terakhir. Ini adalah metode radiometrik yang dikembangkan dan pertama kali diterapkan pada asteroid oleh ilmuwan Amerika D. Allen dan D. Matson pada tahun 1970. Metode ini didasarkan pada pengukuran radiasi termal (inframerah) asteroid (biasanya dalam kisaran panjang gelombang 10-20). mikron). Asteroid gelap yang besar dan asteroid kecil yang terang, karena reflektifitas yang berbeda, dapat memiliki magnitudo yang sama di wilayah cahaya yang terlihat. Adapun kecerahannya dalam rentang inframerah, lebih besar untuk benda besar (karena ukuran besar permukaan yang memancar dan karena suhu benda gelap yang lebih tinggi, yang lebih baik menyerap radiasi matahari). Rasio nilai kecerahan asteroid dalam rentang terlihat dan inframerah hanya mencirikan reflektifitasnya (serta ukurannya).

Pengamatan polarimetri juga menunjukkan bahwa polarisasi cahaya dari asteroid jauh lebih besar daripada yang bisa muncul dari pantulan cahaya tunggal dari permukaannya. Dengan bantuan eksperimen yang dilakukan di laboratorium di Bumi, terungkap bahwa tingkat polarisasi cahaya yang sama dengan asteroid diperoleh ketika dipantulkan dari permukaan yang tertutup debu dan pecahan batu dengan berbagai ukuran.

Hanya selama periode penelitian, menjadi jelas bahwa permukaan "berdebu" di ruang hampa akan berperilaku sangat berbeda. Kesimpulan ini dibuat berdasarkan analisis sifat-sifat tanah bulan. Untuk alasan yang masih belum sepenuhnya jelas, debu di Bulan berperilaku berbeda dari debu di Bumi: struktur longgar yang tidak biasa terbentuk darinya, di dalamnya seberkas cahaya "bergegas" seperti di labirin, mengalami banyak pantulan, dan tingkat polarisasinya menjadi sangat besar, jauh lebih besar, daripada tingkat polarisasi cahaya yang dipantulkan dari debu terestrial atau dari asteroid.

Penelitian lebih lanjut menunjukkan bahwa permukaan asteroid, dilihat dari polarisasinya, pasti terdiri dari batu yang relatif besar yang ditutupi lapisan debu yang sangat tipis. Seperti yang akan kita lihat nanti, ini konsisten dengan konsep sifat permukaan asteroid, yang diperoleh berdasarkan metode penelitian yang sama sekali berbeda.

Sejak tahun 1970, Amerika Serikat mulai melakukan pengamatan spektral terhadap asteroid, yang meliputi keduanya bagian yang terlihat spektrum, serta rentang inframerah yang berdekatan. Spektrum radiasi dari lusinan asteroid diperoleh dan dianalisis (Gbr. 9). Hasilnya, seperti metode lain yang dijelaskan di atas, dibandingkan dengan hasil studi laboratorium batuan terestrial, materi bulan dan meteorit, serta berbagai mineral murni. Ahli astrofisika Amerika C. Chapman melakukan pekerjaan yang sangat baik dalam menafsirkan data yang diperoleh.

Saat ini aktif fitur yang berbeda spektrum, khususnya, dengan karakteristik pita penyerapan mineral tertentu dan campurannya, serta dengan tingkat penyerapan cahaya dalam pita spektrum ini, dimungkinkan untuk menentukan banyak asteroid sifat mineral yang membentuk substansi permukaannya dan, misalnya, persentase kandungan besi. Ternyata sebagian besar asteroid terdiri dari silikat besi-magnesian, seperti kebanyakan meteorit (walaupun hanya beberapa asteroid yang memiliki komposisi silikat ini).

Yang mengejutkan para peneliti, ditemukan bahwa beberapa asteroid memantulkan cahaya dan mempolarisasinya dengan cara yang sama seperti logam. Seperti, misalnya, adalah asteroid Psyche (asteroid ke-16), Lutetia (ke-21) dan Julia (ke-89). Keberadaan asteroid "logam" juga dibuktikan dengan meteorit besi yang jatuh ke Bumi. Mereka terdiri dari "larutan" nikel dalam besi dengan kotoran kecil dari beberapa zat lain. Begitulah, misalnya, meteorit Sikhote-Alin yang terkenal yang jatuh pada 12 Februari 1947 di taiga Ussuri di Primorsky Krai. Sebuah balok logam dengan berat sekitar 100 ton terbang ke atmosfer bumi dengan kecepatan sekitar 15 km / s dan, berhamburan di atmosfer karena daya tahannya yang besar, berserakan dengan pecahan besi beberapa kilometer persegi dari permukaan bumi.

Ini menunjukkan bahwa di masa lalu asteroid dipanaskan hingga suhu tinggi, yang mengarah pada pembentukan inti logam, beberapa di antaranya sekarang terbuka dan sebagian terfragmentasi. Benar, perlu dicatat bahwa sumber panas yang diperlukan untuk peleburan kembali seperti itu tidak sepenuhnya jelas. Perhitungan menunjukkan bahwa panas sangat cepat lolos ke luar angkasa dari benda-benda kecil. Oleh karena itu, sumber seperti itu pasti sangat kuat. Mungkin peluruhan unsur radioaktif berperan di sini. Namun, unsur-unsur seperti uranium, torium, dan isotop radioaktif kalium, yang tampaknya memastikan pemanasan dan peleburan kembali materi planet-planet besar (Merkurius, Venus, Bumi dan Mars), serta Bulan, meluruh terlalu lambat dan tidak dapat menaikkan suhu asteroid kecil. Oleh karena itu, dalam hal ini, diperlukan isotop radioaktif dengan waktu paruh yang cukup pendek, dan, terlebih lagi, harus ada dalam jumlah yang cukup besar (untuk memastikan pelepasan panas yang besar per satuan waktu). Isotop semacam itu, menurut para ilmuwan, mungkin merupakan isotop radioaktif aluminium 26 A1. Namun, menurut perhitungan, ternyata isotop ini relatif kecil selama pembentukan asteroid.

Sumber lain dari pemanasan asteroid dapat berupa Matahari (tentu saja, tidak dengan bantuan sinar matahari, tetapi, misalnya, di bawah pengaruh medan elektromagnetik variabel yang dibuat di ruang antarplanet oleh "angin matahari"). Matahari modern, jelas, tidak memberikan pemanasan seperti itu. Namun di masa lalu, pada tahap awal keberadaannya, Matahari diyakini jauh lebih panas daripada sekarang, dan pemanasan asteroid bisa sangat kuat.

Jika kita memplot ketergantungan jumlah asteroid pada ukurannya, ternyata jumlah asteroid berkurang dengan cepat dengan peningkatan ukurannya (yang secara umum dapat dimengerti), tetapi dalam kisaran ukurannya 50-100 km , ketergantungan yang ditemukan ini mengubah karakternya (lihat di bawah). ). Untuk beberapa alasan, jumlah asteroid dengan ukuran ini lebih besar dari yang seharusnya jika kita menggunakan karakteristik ketergantungan asteroid yang lebih kecil. Mencoba menjelaskan hal ini, K. Chapman menyarankan bahwa asteroid besar mengalami peleburan kembali sebagian atau seluruhnya di masa lalu, setelah itu inti besi-nikel terbentuk di dalamnya, dan silikat "permukaan" membentuk cangkang. Jika asteroid bertabrakan dan hancur, maka cangkang seperti itu akan mudah runtuh. Ketika inti logam yang kuat terbuka, hancur, dan akibatnya, pengurangan ukuran melambat, yang mengarah pada efek yang ditemukan.

suhu asteroid. Tidak peduli seberapa panas asteroid di masa lalu, mereka telah lama mendingin. Sekarang mereka adalah balok-balok dingin tak bernyawa yang terbang di ruang antarplanet, dan sinar matahari tidak mampu memanaskannya.

Tidak sulit untuk menghitung kira-kira suhu rata-rata asteroid. Mari kita bandingkan fluks panas yang jatuh di asteroid dan di Bumi. Mengambil Matahari sebagai sumber titik, kami menemukan bahwa fluks panas berbanding terbalik dengan kuadrat jarak Bumi dan asteroid dari Matahari. Bumi yang panas dan asteroid memancarkan energi panas ke luar angkasa. Oleh karena itu, suhu setiap benda diatur sedemikian rupa sehingga jumlah panas yang hilang untuk radiasi sama dengan jumlah panas yang diterima benda dari Matahari. Selanjutnya, dengan menggunakan hukum Stefan-Boltzmann, hubungan berikut dapat diperoleh: T 4 a /T 4 3 = sebuah 2 3 / sebuah 2 a , di mana T adalah suhu mutlak, dinyatakan dalam derajat Kelvin, dan sebuah - jarak rata-rata (sumbu utama orbit) dari benda yang dipertimbangkan dalam satuan astronomi.

Suhu rata-rata bumi diketahui. Suhunya 288 K (15°C). Mensubstitusikannya ke dalam rasio yang dihasilkan dan mengekstraksi akar keempat dari kedua sisi persamaan, setelah transformasi kecil kita mendapatkan: T a (K) \u003d 288 akar a a.

Di Ceres, misalnya, suhu (dihitung, menurut rumus yang lebih akurat) adalah 165 K (yaitu - 108 ° C). Kira-kira pada suhu ini dan pada suhu normal tekanan atmosfir amonia, alkohol, eter membeku di Bumi.

Ceres baru-baru ini ditambahkan ke daftar objek tata surya yang dapat dipelajari dengan teleskop radio. Menggunakan interferometer radio besar di Green Bank Radio Astronomy Observatory (USA), F. Briggs menentukan radiasi termal dari Ceres pada panjang gelombang 3,7 cm. Ceres ternyata merupakan sumber radio yang sangat lemah dengan fluks 0,0024 Jy. Dengan asumsi bahwa diameter Ceres adalah 1025 km, Briggs menentukan suhu mutlak Ceres dengan kecerahan radio, yang ternyata 160 ± 55 K, yang konsisten dengan perkiraan di atas. Ini menegaskan bahwa emisi radio dari Ceres berasal dari termal.

Vesta, yang, tidak seperti Ceres, terdiri dari zat yang ringan dan memantulkan cahaya, memiliki suhu permukaan yang lebih rendah dan hanya 133 K, karena asteroid ini menggunakan sebagian kecil energi matahari yang mencapai permukaannya untuk memanas. Pada asteroid yang bergerak lebih jauh dari Matahari, suhunya bahkan lebih dingin. Hanya dalam beberapa asteroid yang bergerak dalam orbit yang tidak biasa, yang dapat mendekati Matahari, menembus bahkan di dalam orbit Merkurius, permukaan memanas hingga beberapa ratus derajat Kelvin, dan, karena pijar, bahkan mulai bersinar redup. Namun, ini tidak berlangsung lama, karena asteroid, mengikuti orbitnya, sekali lagi menjauh dari Matahari, dengan cepat mendingin.

Pembentukan kawah. Selama miliaran tahun, asteroid mengelilingi Matahari dan bertabrakan satu sama lain, dan kemudian dengan pecahan yang dihasilkan. Kecepatan tabrakan di sabuk asteroid tinggi - rata-rata sekitar 5 km / s, dan oleh karena itu fenomena yang terjadi selama tabrakan ini luar biasa. Pada kecepatan ini, setiap gram materi asteroid membawa energi kinetik orde 10 11 erg (sekitar 12 kJ, atau 3 kkal). Ketika bahkan sebuah asteroid kecil "menghancurkan" ke permukaan rekannya yang besar, semua energi ini langsung dilepaskan, dan "ledakan raksasa terjadi. Lapisan asteroid yang bersentuhan pada saat tumbukan mengalami kompresi yang begitu kuat sehingga sebagian berubah menjadi gas, sebagian meleleh. Dari tempat tumbukan, gelombang kejut kompresi dan penghalusan menyimpang ke segala arah, yang menekan, menghancurkan, dan mengguncang substansi. Sebuah air mancur besar dari pecahan dan debu naik di atas asteroid. Sebuah kawah tetap berada di permukaannya, dan di bawah kawah ada zona luas bebatuan yang dihancurkan.

Studi tentang kawah meteorit di Bumi, eksperimen ledakan dan tumbukan (khususnya, "pemboman" target dari bahan yang berbeda bola berkecepatan tinggi) yang dilakukan di Uni Soviet dan di luar negeri memungkinkan kami untuk menarik sejumlah kesimpulan tentang proses selama kawah di asteroid. Ketika, khususnya, sebuah asteroid menabrak permukaan yang terdiri dari blok monolitik besar dari materi berbatu (misalnya, permukaan retakan baru yang terbentuk sebagai akibat dari penghancuran selama tumbukan kuat), kecepatan fragmen terbang harus ratusan meter per kedua. Jika kejatuhan terjadi pada permukaan asteroid yang terdiri dari materi yang terfragmentasi oleh banyak pertemuan sebelumnya dengan asteroid lain, fragmen tersebut akan menyebar dengan kecepatan yang jauh lebih rendah (puluhan meter per detik).

Perkiraan di atas hanya kecepatan rata-rata. Di antara fragmen selalu ada yang lebih cepat, terbang dengan kecepatan bahkan melebihi kecepatan asteroid yang jatuh, dan yang lebih lambat.

Meskipun massa “asteroid kecil, mereka masih mampu menahan bagian dari fragmen yang terbang terpisah dengan kecepatan kurang dari kecepatan kosmik kedua, yaitu sekitar 600 m / s di Ceres, dan lebih dari 100 m / s di Juno. . Bahkan bayi dengan diameter 10 km dapat memegang pecahan dengan kecepatan hingga 6 m/s.

Ahli astrofisika Amerika D. Gault, menganalisis data eksperimental tentang distribusi kecepatan fragmen terbang, sampai pada kesimpulan bahwa untuk asteroid dengan diameter 200 km, sekitar 85% fragmen yang terangkat di atasnya tidak dapat mengatasi daya tarik asteroid dan kembali jatuh di permukaannya. Asteroid sepanjang 100 km menampung sekitar setengah dari fragmennya. Benar, pecahan yang dikeluarkan dari kawah bisa terbang menjauh dari kawah untuk jarak yang jauh (terbang ke sisi belakang asteroid) atau bahkan bisa mulai bergerak di orbit dekat asteroid. Dengan demikian, munculnya kawah di asteroid harus disertai dengan pembentukan awan batu dan debu jangka pendek di seluruh asteroid - "atmosfer" berbatunya. Setelah beberapa waktu, pecahan dan debu mengendap di lapisan tipis di permukaan asteroid.

Perlu dicatat bahwa zat asteroid yang bertabrakan dengan Ceres akan hadir di "lapisan-" ini dalam bentuk pengotor yang sama sekali tidak terlihat, karena volume zat yang dikeluarkan dari kawah adalah ratusan dan ribuan kali lebih besar daripada volume asteroid yang "jatuh".

Sejauh ini, kami tidak memiliki satu pun foto asteroid yang diambil pada jarak kecil dari permukaannya menggunakan pesawat ruang angkasa apa pun. Tapi bisakah ada perbedaan yang signifikan? penampilan asteroid dari satelit Mars - Phobos dan Deimos? Serangkaian foto yang diambil dari pesawat ruang angkasa yang dikirim ke Mars menunjukkan bahwa bahkan benda-benda kecil ini (berukuran sekitar 15 dan 6 km), yang berputar di dekat Mars, jauh dari bagian sabuk asteroid yang paling padat penduduknya, dibombardir oleh pecahan asteroid, dan semua benar-benar berkawah , besar dan kecil, dengan diameter dari beberapa kilometer hingga beberapa puluh meter. Mungkin, ada juga yang kecil seperti itu, yang tidak bisa dilihat di foto yang diterima. Asteroid yang terbang setidaknya untuk waktu yang singkat ke bagian padat sabuk asteroid mungkin berbeda dari Phobos dan Deimos hanya karena mereka akan dipenuhi lebih banyak kawah.

Saat menghancurkan asteroid dalam tabrakan, seluruh "awan" debu terbentuk bersama dengan fragmen besar dan kecil. Oleh karena itu, sering diasumsikan bahwa sabuk asteroid benar-benar jenuh dengannya. Namun, ternyata, tidak ada lebih banyak debu di sabuk asteroid daripada di bagian dalam tata surya, tetapi bahkan lebih sedikit. Dengan demikian, sabuk asteroid harus terus dibersihkan dari debu. Ini terjadi seperti ini.

Di bawah aksi tekanan ringan sinar matahari, debu asteroid terkecil (butir debu berukuran beberapa mikrometer) akan meninggalkan Tata Surya di sepanjang orbit hiperbolik, sementara partikel yang lebih besar perlahan-lahan melambat dan bergerak ke orbit yang lebih kecil relatif terhadap Matahari. . Banyak dari mereka menetap di Mars, Bumi, Venus dan Merkurius di sepanjang jalan, sisanya "mati" di Matahari. Komponen asteroid dalam debu antarplanet adalah sekitar 2% (2 10 13 t).

Asteroid adalah benda kosmik berbatu yang relatif kecil, mirip dengan planet di tata surya. Banyak asteroid berputar mengelilingi Matahari, dan gugus terbesarnya terletak di antara orbit Mars dan Jupiter dan disebut sabuk asteroid. Di sini, adalah asteroid terbesar yang diketahui - Ceres. Dimensinya adalah 970x940 km, yaitu hampir bulat. Namun ada juga yang ukurannya sebanding dengan partikel debu. Asteroid, seperti komet, adalah sisa-sisa zat dari mana tata surya kita terbentuk miliaran tahun yang lalu.

Para ilmuwan menyarankan bahwa di galaksi kita, Anda dapat menemukan lebih dari setengah juta asteroid dengan diameter lebih dari 1,5 kilometer. Studi terbaru menunjukkan bahwa meteorit dan asteroid memiliki komposisi yang serupa, jadi asteroid mungkin merupakan benda yang membentuk meteorit.

Menjelajahi asteroid

Studi tentang asteroid dimulai pada tahun 1781, setelah William Herschel menemukan planet Uranus ke dunia. Pada akhir abad ke-18, F. Xaver mengumpulkan sekelompok astronom terkenal yang sedang mencari sebuah planet. Menurut perhitungan Xaver, seharusnya berada di antara orbit Mars dan Jupiter. Pada awalnya, pencarian tidak memberikan hasil apa pun, tetapi pada tahun 1801, asteroid pertama, Ceres, ditemukan. Tetapi penemunya adalah astronom Italia Piazzi, yang bahkan bukan bagian dari kelompok Xaver. Dalam beberapa tahun berikutnya, tiga asteroid lagi ditemukan: Pallas, Vesta dan Juno, dan kemudian pencarian dihentikan. Hanya 30 tahun kemudian, Karl Ludovik Henke, yang menunjukkan minat untuk mempelajari langit berbintang, melanjutkan pencarian mereka. Sejak periode itu, para astronom telah menemukan setidaknya satu asteroid setiap tahun.

Ciri-ciri asteroid

Asteroid diklasifikasikan menurut spektrum sinar matahari yang dipantulkan: 75% di antaranya adalah asteroid berkarbon sangat gelap kelas C, 15% adalah kelas S yang mengandung silika keabu-abuan, dan 10% sisanya adalah asteroid. kelas logam M dan beberapa spesies langka lainnya.

Bentuk asteroid yang tidak beraturan juga dikonfirmasi oleh fakta bahwa kecerahannya berkurang cukup cepat dengan meningkatnya sudut fase. Karena jarak yang jauh dari Bumi dan ukurannya yang kecil, agak sulit untuk mendapatkan data yang lebih akurat tentang asteroid.Gaya gravitasi pada asteroid sangat kecil sehingga tidak mampu memberi mereka karakteristik bentuk bulat dari semua planet. . Gravitasi ini memungkinkan asteroid yang rusak ada sebagai blok terpisah yang dipegang berdekatan satu sama lain tanpa bersentuhan. Oleh karena itu, hanya asteroid besar yang telah menghindari tabrakan dengan benda berukuran sedang yang dapat mempertahankan bentuk bola yang diperoleh selama pembentukan planet.

Asteroid? Pertama-tama, saya ingin mengatakan bahwa ini adalah nama benda padat berbatu yang bergerak di sepanjang orbit sirkumsolar berbentuk elips seperti planet. Namun, asteroid luar angkasa jauh lebih kecil daripada planet itu sendiri. Diameternya secara kondisional kira-kira dalam batas-batas berikut: dari beberapa puluh meter hingga ribuan kilometer.

Mengajukan pertanyaan tentang apa itu asteroid, seseorang tanpa sadar memikirkan dari mana istilah ini berasal, apa artinya. Ini diterjemahkan sebagai "seperti bintang", dan diperkenalkan pada abad ke-18 oleh seorang astronom bernama William Herschel.

Komet dan asteroid dapat dilihat sebagai titik sumber cahaya tertentu, kurang lebih terang. Meskipun dalam rentang yang terlihat, data tidak memancarkan apa pun - itu hanya mencerminkan sinar matahari yang jatuh pada mereka. Perlu dicatat bahwa komet berbeda dari asteroid. Yang pertama adalah penampilan mereka yang berbeda. Komet mudah dikenali dari inti dan ekornya yang bersinar terang.

Sebagian besar asteroid yang dikenal para astronom saat ini bergerak di antara orbit Jupiter dan Mars pada jarak sekitar 2,2-3,2 SA. e. (yaitu, dari Matahari. Sampai saat ini, para ilmuwan telah menemukan sekitar 20 ribu asteroid. Hanya lima puluh persen dari mereka yang telah terdaftar. Apa itu asteroid dengan registrasi? Ini adalah benda langit yang telah diberi nomor, dan kadang-kadang bahkan mereka nama mereka sendiri. Orbitnya dihitung dengan akurasi yang sangat tinggi. Perlu dicatat bahwa benda-benda angkasa ini biasanya memiliki nama yang diberikan oleh penemunya. Nama-nama asteroid biasanya diambil dari mitologi Yunani kuno.

Secara umum, dari definisi di atas menjadi jelas apa itu asteroid. Namun, apa lagi yang menjadi ciri khas mereka?

Sebagai hasil dari pengamatan yang dilakukan untuk benda-benda langit ini melalui teleskop, sebuah fakta menarik ditemukan. Kecerahan sejumlah besar asteroid dapat berubah, dan dalam waktu yang sangat singkat - dibutuhkan beberapa hari, atau bahkan beberapa jam. Para ilmuwan telah lama menyarankan bahwa perubahan kecerahan asteroid ini terkait dengan rotasinya. Perlu dicatat bahwa mereka disebabkan - pertama-tama - oleh bentuknya yang tidak beraturan. Dan foto-foto pertama di mana benda-benda langit ini diambil (gambar yang diambil dengan bantuan teori ini dikonfirmasi, dan juga menunjukkan yang berikut: permukaan asteroid benar-benar diadu dengan kawah dan corong yang dalam dengan berbagai ukuran.

Asteroid terbesar yang ditemukan di tata surya kita sebelumnya dianggap sebagai benda angkasa Ceres, yang dimensinya sekitar 975 x 909 kilometer. Namun sejak tahun 2006, dia telah menerima status yang berbeda. Dan itu mulai disebut Dan dua asteroid besar lainnya (dengan nama Pallas dan Vesta) memiliki diameter 500 kilometer! Fakta menarik lainnya juga harus diperhatikan. Faktanya adalah bahwa Vesta adalah satu-satunya asteroid yang benar-benar dapat diamati dengan mata telanjang.

> Asteroid

Semua tentang asteroid untuk anak-anak: deskripsi dan penjelasan dengan foto, Fakta Menarik apa itu asteroid dan meteorit, sabuk asteroid, jatuh ke bumi, jenis dan nama.

Untuk si kecil penting untuk diingat bahwa asteroid adalah benda berbatu kecil, tanpa udara, mengorbit bintang, dan tidak cukup besar untuk memenuhi syarat sebagai planet. Orang tua atau guru di sekolah boleh jelaskan kepada anak-anak bahwa massa total asteroid lebih rendah daripada massa bumi. Tapi jangan berpikir bahwa ukuran mereka bukanlah ancaman. Di masa lalu, banyak dari mereka menabrak planet kita, dan ini mungkin terjadi lagi. Itulah sebabnya para peneliti terus-menerus mempelajari benda-benda ini, menghitung komposisi dan lintasannya. Dan jika batu luar angkasa yang berbahaya menyerbu kita, maka lebih baik bersiap.

Pembentukan asteroid - penjelasan untuk anak-anak

Memulai penjelasan untuk anak-anak Hal ini dimungkinkan dari fakta bahwa asteroid adalah material sisa setelah pembentukan sistem kita 4,6 miliar tahun yang lalu. Ketika terbentuk, itu sama sekali tidak memungkinkan planet lain muncul di celah antara dirinya dan. Karena itu, benda-benda kecil bertabrakan di sana dan berubah menjadi asteroid.

Ini penting untuk anak-anak memahami proses ini, karena setiap hari para ilmuwan terjun lebih dalam ke masa lalu. Dua teori telah beredar akhir-akhir ini: model Nice dan Grand Tack. Mereka percaya bahwa sebelum menetap di orbitnya yang biasa, raksasa gas melakukan perjalanan melalui sistem. Gerakan ini bisa saja menarik asteroid keluar dari sabuk utama, mengubah penampilan aslinya.

Karakteristik fisik asteroid - penjelasan untuk anak-anak

Ukuran asteroid bervariasi. Beberapa mungkin sebesar Ceres (lebar 940 km). Jika kita ambil yang terkecil, maka itu adalah TC25 2015 (2 meter), terbang dekat dengan kita pada Oktober 2015. Tetapi anak-anak mungkin tidak perlu khawatir, karena dalam waktu dekat kemungkinan asteroid akan menuju ke arah kita sangat kecil.

Hampir semua asteroid terbentuk dalam bentuk yang tidak beraturan. Meskipun yang terbesar bisa mendekati bola. Mereka menunjukkan depresi dan kawah. Misalnya, Vesta memiliki kawah besar (460 km). Permukaan sebagian besar dipenuhi debu.

Asteroid juga mengelilingi bintang dalam bentuk elips, sehingga mereka membuat jungkir balik yang kacau dan berbelok di jalan mereka. Untuk si kecil akan menarik untuk mendengar bahwa beberapa memiliki satelit kecil atau dua bulan. Ada asteroid biner atau ganda, serta asteroid rangkap tiga. Mereka berukuran hampir sama. Asteroid dapat berevolusi jika mereka ditangkap oleh gravitasi planet. Kemudian mereka meningkatkan massa mereka, pergi ke orbit dan berubah menjadi satelit. Di antara kandidat: dan (satelit Mars), serta sebagian besar satelit di dekat Jupiter, dan.

Mereka berbeda tidak hanya dalam ukuran, tetapi juga dalam bentuk. Mereka adalah potongan padat atau fragmen kecil yang terikat bersama oleh gravitasi. Antara Uranus dan Neptunus ada asteroid dengan sistem cincinnya sendiri. Dan satu lagi diberkahi dengan enam ekor!

Suhu rata-rata mencapai -73°C. Selama miliaran tahun, mereka hampir tidak berubah, jadi penting untuk menjelajahinya untuk melihat dunia primitif.

Klasifikasi asteroid - penjelasan untuk anak-anak

Objek terletak di tiga zona sistem kami. Sebagian besar berkerumun di wilayah annular raksasa antara orbit Mars dan Jupiter. Ini adalah sabuk utama, dengan lebih dari 200 asteroid dengan diameter 100 km, serta 1,1-1,9 juta dengan diameter 1 km.

Orang tua atau di sekolah Sebaiknya jelaskan kepada anak-anak bahwa tidak hanya asteroid tata surya yang hidup di sabuk. Sebelumnya, Ceres dianggap sebagai asteroid hingga dipindahkan ke kelas planet kerdil. Selain itu, para ilmuwan baru-baru ini menemukan kelas baru- asteroid sabuk utama. Ini adalah benda batu kecil dengan ekor. Ekornya muncul saat mereka menabrak, putus, atau di depan Anda ada komet yang tersembunyi.

Banyak batu terletak di luar sabuk utama. Mereka berkumpul di dekat planet-planet besar di tempat-tempat tertentu (titik Lagrange) di mana gravitasi matahari dan planet seimbang. Sebagian besar perwakilan adalah Trojan Jupiter (dalam hal jumlah, mereka hampir mencapai jumlah sabuk asteroid). Mereka juga memiliki Neptunus, Mars dan Bumi.

Asteroid Dekat Bumi mengorbit lebih dekat dengan kita daripada . Cupid mendekati orbit, tetapi tidak berpotongan dengan bumi. Apolos berpotongan dengan orbit kita, tetapi sebagian besar waktu mereka berada di kejauhan. Aton juga melintasi orbit, tetapi berada di dalamnya. Atyr adalah yang paling dekat. Menurut Badan Antariksa Eropa, kita dikelilingi oleh 10.000 objek dekat Bumi yang diketahui.

Selain pembagian ke dalam orbit, mereka juga datang dalam tiga kelas dalam komposisi. Tipe-C (berkarbon) berwarna abu-abu dan menempati 75% asteroid yang diketahui. Kemungkinan besar, mereka terbentuk dari tanah liat dan batuan silikat berbatu dan menghuni zona luar sabuk utama. Tipe-S (silika) - hijau dan merah, mewakili 17% objek. Dibuat dari bahan silikat dan nikel-besi dan mendominasi sabuk bagian dalam. Tipe-M (logam) - merah dan menjadi perwakilan lainnya. Terdiri dari nikel-besi. Tentu, anak-anak harus menyadari bahwa ada lebih banyak varietas berdasarkan komposisi (tipe V - Vesta, yang memiliki kerak vulkanik basal).

Serangan asteroid - penjelasan untuk anak-anak

4,5 miliar tahun telah berlalu sejak pembentukan planet kita, dan jatuhnya asteroid ke Bumi sering terjadi. Untuk menyebabkan kerusakan serius pada Bumi, sebuah asteroid harus memiliki lebar mil. Karena itu, sejumlah debu akan naik ke atmosfer yang akan membentuk kondisi "musim dingin nuklir". Rata-rata, dampak kuat terjadi setiap 1000 tahun sekali.

Benda-benda yang lebih kecil jatuh pada interval 1000-10000 tahun dan dapat menghancurkan seluruh kota atau menciptakan tsunami. Jika asteroid tidak mencapai 25 meter, kemungkinan besar akan terbakar di atmosfer.

Lusinan penyerang potensial berbahaya melakukan perjalanan di luar angkasa, yang terus-menerus dipantau. Beberapa cukup dekat, sementara yang lain sedang mempertimbangkan untuk melakukannya di masa depan. Untuk punya waktu bereaksi, harus ada margin 30-40 tahun. Meskipun sekarang semakin banyak orang berbicara tentang teknologi menangani benda-benda tersebut. Tetapi ada bahaya kehilangan ancaman dan kemudian tidak akan ada waktu untuk bereaksi.

Penting jelaskan pada si kecil bahwa kemungkinan ancaman penuh dengan manfaat. Lagi pula, pernah itu adalah dampak asteroid yang menyebabkan penampilan kami. Saat terbentuk, planet itu kering dan tandus. Komet dan asteroid yang jatuh meninggalkan air dan molekul berbasis karbon lainnya di atasnya, yang memungkinkan kehidupan terbentuk. Selama pembentukan tata surya, benda-benda distabilkan dan dibiarkan berpijak bentuk modern kehidupan.

Jika asteroid atau bagiannya jatuh di planet, maka itu disebut meteorit.

Komposisi asteroid - penjelasan untuk anak-anak

• Meteorit besi: besi (91%), nikel (8,5% ), kobalt (0,6%).
• Meteorit berbatu: oksigen (6%), besi (26%), silikon (18%), magnesium (14%), aluminium (1,5%), nikel (1,4%), kalsium (1,3%) .

Penemuan dan nama asteroid - penjelasan untuk anak-anak

Pada tahun 1801, seorang pendeta Italia, Giuseppe Piazzi, membuat peta bintang. Secara kebetulan, antara Mars dan Jupiter, ia melihat asteroid Ceres yang pertama dan besar. Meskipun saat ini ia sudah menjadi planet kerdil, karena massanya menyumbang massa semua asteroid yang dikenal di sabuk utama atau di dekatnya.

Pada paruh pertama abad ke-19, banyak benda seperti itu ditemukan, tetapi semuanya diklasifikasikan sebagai planet. Baru pada tahun 1802 William Herschel mengusulkan kata "asteroid", meskipun yang lain terus menyebut mereka sebagai "planet kecil". Pada tahun 1851, 15 asteroid baru telah ditemukan, sehingga prinsip penamaan harus diubah dengan menambahkan angka. Misalnya, Ceres menjadi (1) Ceres.

Persatuan Astronomi Internasional tidak ketat tentang penamaan asteroid, jadi sekarang Anda dapat menemukan objek yang dinamai Spock Star Trek atau musisi rock Frank Happa. 7 asteroid diberi nama setelah awak pesawat ruang angkasa Columbia yang meninggal pada tahun 2003.

Juga, angka ditambahkan ke mereka - 99942 Apophis.

Eksplorasi asteroid - penjelasan untuk anak-anak

Pesawat ruang angkasa Galileo mengambil bidikan asteroid jarak dekat untuk pertama kalinya pada tahun 1991. Pada tahun 1994, ia juga berhasil menemukan satelit yang mengorbit asteroid. NASA telah mempelajari objek dekat Bumi Eros sejak lama. Setelah banyak pertimbangan, mereka memutuskan untuk mengirim perangkat kepadanya. DEKAT membuat pendaratan yang sukses, menjadi yang pertama dalam hal ini.

Hayabusa adalah pesawat ruang angkasa pertama yang mendarat dan lepas landas dari asteroid. Dia berangkat pada 2006 dan kembali pada Juni 2010, membawa sampel bersamanya. NASA meluncurkan misi Dawn pada 2007 untuk mempelajari Vesta pada 2011. Setahun kemudian, mereka meninggalkan asteroid menuju Ceres dan mencapainya pada 2015. Pada September 2016, NASA mengirim OSIRIS-REx untuk menjelajahi asteroid Bennu.

Pada Januari 2017, NASA memilih dua proyek, Lucy dan Psyche, untuk program Discovery. Mereka dijadwalkan untuk diluncurkan pada Oktober 2021. Lucy akan melakukan perjalanan ke sabuk asteroid dan mempelajari 6 Trojan. Psyche akan terbang ke 16 Psyche, asteroid metalik raksasa. Hal ini penting karena mungkin menjadi inti dari sebuah planet kuno tanpa kerak karena tabrakan yang kuat.

Pada tahun 2012, Planetary Resources, Inc. mengumumkan keinginan untuk mengirim perangkat untuk mengekstrak air dan material dari asteroid. Setelah itu, NASA mulai membicarakan aspirasi tersebut. Ini poin penting, karena sabuk asteroid menyimpan sejumlah besar sumber daya berharga, yang setara dengan 100 miliar dolar untuk setiap penduduk bumi.

Anak-anak dan anak sekolah dari segala usia harus memahami bahwa jatuhnya asteroid atau komet tidak menimbulkan ancaman bagi Bumi saat ini. NASA terus-menerus memantau objek luar angkasa yang berpotensi berbahaya, mengetahui orbit, jarak, dan ukuran pasti asteroid besar selama beberapa dekade dan bahkan berabad-abad yang akan datang. Pastikan untuk membaca dengan cermat semua fakta menarik tentang asteroid, serta melihat foto dan gambar untuk mengenal objek ini lebih baik.

(2 peringkat, rata-rata: 5,00 dari 5)

Sebagian besar asteroid yang ditemukan oleh para ilmuwan (sekitar 98%) terletak di antara orbit planet Jupiter dan Mars. Jarak mereka dari bintang berfluktuasi antara 2,06-4,30 AU. Artinya, untuk periode sirkulasi, fluktuasi memiliki kisaran berikut - 2,9-8,92 tahun. Dalam kelompok planet minor, ada yang memiliki orbit unik. Asteroid ini biasanya mendapatkan nama maskulin. Yang paling populer adalah nama-nama pahlawan mitologi Yunani - Eros, Icarus, Adonis, Hermes. Planet-planet kecil ini bergerak di luar sabuk asteroid. Jarak mereka dari Bumi berfluktuasi, asteroid dapat mendekatinya pada 6 - 23 juta km. Pendekatan unik ke Bumi terjadi pada tahun 1937. Planet kecil Hermes mendekatinya sejauh 580 ribu km. Jarak ini 1,5 kali jarak Bulan dari Bumi.

Yang paling terang dari asteroid yang diketahui adalah Vesta (sekitar 6m). Massa besar planet kecil memiliki kecemerlangan yang kuat selama oposisi (7m - 16m).

Perhitungan diameter asteroid dilakukan berdasarkan kecerahan, kemampuan untuk memantulkan sinar tampak dan inframerah.
Dari 3,5 ribu daftar, hanya 14 asteroid yang memiliki ukuran melintang melebihi 250 km. Selebihnya jauh lebih sederhana, bahkan ada asteroid dengan diameter 0,7 km. Asteroid terbesar yang diketahui- Ceres, Pallas, Vesta, dan Hygia (dari 1000 hingga 450 km). Asteroid kecil tidak memiliki bentuk bulat, mereka lebih seperti balok tak berbentuk.

Massa asteroid juga berfluktuasi. Massa terbesar ditentukan untuk Ceres, itu 4000 kali lebih kecil dari ukuran planet Bumi. Massa semua asteroid juga lebih kecil dari massa planet kita dan merupakan seperseribu.
Semua planet kecil tidak memiliki atmosfer. Beberapa di antaranya memiliki rotasi aksial, yang ditentukan oleh perubahan kecerahan yang direkam secara teratur. Jadi, Pallas memiliki periode rotasi 7,9 jam, dan Icarus berputar hanya dalam 2 jam 16 menit.

Menurut reflektifitas asteroid, mereka digabungkan menjadi 3 kelompok - logam, terang dan gelap. Kelompok terakhir termasuk asteroid, yang permukaannya mampu memantulkan tidak lebih dari 5% cahaya datang dari Matahari. Permukaannya dibentuk oleh batuan yang mirip dengan karbon dan basal hitam. Itulah sebabnya asteroid gelap disebut karbon.

Reflektifitas cahaya asteroid adalah yang tertinggi (10-25%). Benda langit ini memiliki permukaan yang mirip dengan senyawa silikon. Mereka disebut asteroid batu. Asteroid logam adalah yang paling tidak umum. Mereka mirip dengan cahaya, permukaan benda ini lebih mengingatkan pada paduan besi dan nikel.

Kebenaran klasifikasi ini dikonfirmasi oleh komposisi kimia meteorit yang jatuh ke permukaan bumi. Sekelompok kecil asteroid dipilih yang tidak dapat diklasifikasikan menurut fitur ini. Rasio persentase dari 3 kelompok asteroid yang diberikan adalah sebagai berikut: gelap (tipe C) - 75%, terang (tipe S) - 15% dan 10% metalik (tipe M).

Reflektivitas minimum asteroid adalah 3-4%, dan maksimum mencapai 40% dari jumlah total cahaya yang datang. Asteroid berukuran kecil berputar paling cepat, bentuknya sangat beragam. Agaknya mereka terdiri dari zat yang membentuk tata surya. Dugaan ini diperkuat dengan perubahan jenis asteroid dominan yang termasuk dalam sabuk asteroid dengan jarak dari Matahari.
Dalam pergerakannya, asteroid mau tidak mau saling bertabrakan, sambil berhamburan menjadi potongan-potongan kecil.

Tekanan di dalam asteroid tidak tinggi, jadi tidak ada pemanasan di dalamnya. Permukaannya mungkin sedikit memanas di bawah pengaruh sinar matahari, tetapi panas ini tidak ditahan dan pergi ke luar angkasa. Diperkirakan suhu permukaan asteroid berfluktuasi dari -120 °С hingga -100 °С. Peningkatan suhu yang signifikan, misalnya, hingga +730 °C (Icarus), hanya dapat direkam pada saat mendekati Matahari. Setelah asteroid dikeluarkan darinya, pendinginan yang tajam terjadi.