En af asteroiderne i solsystemet. Trussel fra kredsløb

Astronomer har studeret asteroider i lang tid, men verdenssamfundet blev interesseret i dem for kun 10 år siden, efter massemedier rapporterede en risiko for kollision med himmellegemet Apophis. Denne katastrofe ville være døden for en fjerdedel af verdens befolkning. Senere, da videnskabsmænd genberegnede asteroidens bane, gik panikken, men interessen for himmelske småsten og astronomi forblev. Hvilke asteroider er de mest "mærkelige"?

Størrelsen af denne asteroide når næsten 950 kilometer. Opdagelsen af dette himmellegeme fandt sted i 1801, og siden er det ikke blevet navngivet. Først en fuldgyldig planet, så en asteroide, og i 2006 blev den genkendt dværgplanet, da Ceres er det kraftigste objekt i asteroidebæltet. Ceres ligner en kugle, hvilket er lidt overraskende for en asteroide, og dens stenede kerne og skorpe er lavet af mineraler og frosset vand. Jordboerne behøver ikke at være bange for en kollision med Ceres i de kommende årtusinder, da punktet af dens kredsløb er så meget som 263 millioner kilometer væk fra Jorden.

Den kan også prale af sin størrelse – 532 kilometer. Pallas er også en del af asteroidebæltet, og der er store forhåbninger til det på grund af det silicium, det er rigt på. Måske vil Pallas en dag være en værdifuld kilde til silicium for os.

Diameteren af denne asteroide er 530 kilometer. Men selv med sin mindre størrelse har Vesta føringen i den "tunge vægt". Kernen i asteroiden er heavy metal, og skorpen er sten. På grund af sine forskelle er Vesta i stand til at reflektere fire gange mere sollys end andre asteroider. Det er på grund af dette, at det nogle gange kan ses fra Jorden. Denne hændelse opstår en gang hvert tredje til fjerde år.

Denne asteroide kan ikke kaldes lille, dens diameter er omkring 400 kilometer. Men Hygiea er meget svag, så den blev opdaget senere end sine kolleger. Hygea er absolut typisk for den mest almindelige type asteroide og har kulstofindhold. Når Hygeia er tættest på planeten Jorden, kan den ses med en kikkert.

En asteroide med en diameter på 326 kilometer, selvom den anses for at være ret stor, er stadig et lidt undersøgt himmelobjekt den dag i dag. Og grunden er, at Interamnia er himmelsk legeme en sjælden spektral klasse F. Moderne videnskabsmænd har stadig ikke fundet ud af, hvad astronomiske objekter i denne klasse er lavet af, og er også i mørke om deres indre struktur. Hvad kan jeg sige, selv formen for interamnia er stadig et mysterium! Her er sådan et lidt kendt himmelobjekt.

Denne asteroide blev opdaget for lang tid siden, der er gået mere end hundrede og halvtreds år siden. Dens diameter er omkring 302 kilometer. Europa er kendetegnet ved sin aflange bane, hvorfor afstanden fra asteroiden til Solen svinger hele tiden. Hvis der eksisterede liv på Europa, ville det være beboet af mutanter med øget tilpasningsevne. Europas tæthed er næsten den samme som vand, så overfladen af asteroiden er porøs. Forestil dig en flyvende pimpsten, der spinder i Den Store Asteroidering.

Diameteren af dette himmelske objekt estimeres forskelligt, den spænder fra 270-326 kilometer. Davida skylder sit navn til sin opdager, Raymond Dugan, som dedikerede asteroiden til astronomiprofessor David Todd. Efterfølgende blev "David" omdannet til et kvindenavn, da det på det tidspunkt var sædvanligt kun at give himmellegemer kvindelige navne, og forsøgte at tage dem fra græsk mytologi.

Et himmellegeme med en diameter på 232 kilometer. Silvia er ligesom Europa porøs, men af forskellige årsager. Asteroiden er lavet af murbrokker, kun holdt sammen af tyngdekraften. Sylvia er også berømt for at være den første tredobbelte asteroide, der har så mange som to måner.

En fantastisk asteroide, der ligner enten jordnødder eller håndvægte. Takket være dens mærkelige form har den forårsaget kontroverser om dens oprindelse, nogle anser den for menneskeskabt, andre forskere beviser det naturlig oprindelse. Hector har sin egen, endnu unavngivne, måne. Hector er også interessant på grund af sin oprindelse, den indeholder sten og is. Denne sammensætning findes blandt asteroider i Kuiperbæltet, hvilket betyder, at Hector kom derfra.

Et himmellegeme med en diameter på 248-270 kilometer roterer meget hurtigt. Dens tæthed er meget høj, men videnskabsmænd forklarer dette med Euphrosynes "størrelse". Forresten holder asteroider aldrig op med at forbløffe offentligheden! For ganske nylig passerede himmellegemet UW-158 i en afstand af 2,4 millioner kilometer fra vores planet. Overraskende nok indeholder dens kerne næsten 100 millioner tons platin! Det er endda lidt trist, at sådan rigdom bogstaveligt talt svævede væk fra os!

Formen og overfladen af asteroiden Ida.
Nord er øverst.
Animationen blev lavet af Typhoon Oner.
(Copyrighted © 1997 af A. Tayfun Oner).

1. Generelle ideer

Asteroider er faste klippelegemer, der ligesom planeter bevæger sig i elliptiske baner omkring solen. Men størrelsen af disse kroppe er meget mindre end almindelige planeters størrelse, så de kaldes også mindre planeter. Diametrene på asteroider spænder fra flere titusinder af meter (konventionelt) til 1000 km (størrelsen af den største asteroide Ceres). Udtrykket "asteroide" (eller "stjernelignende") blev opfundet af den berømte astronom fra det 18. århundrede William Herschel for at beskrive udseendet af disse objekter, når de observeres gennem et teleskop. Selv med de største jordbaserede teleskoper er det umuligt at skelne de synlige skiver af de største asteroider. De observeres som punktlyskilder, selvom de ligesom andre planeter ikke selv udsender noget i det synlige område, men kun reflekterer det indfaldende sollys. Diametrene på nogle asteroider blev målt ved hjælp af "stjerneokkultationsmetoden" på de heldige tidspunkter, hvor de var i samme sigtelinje med tilstrækkeligt klare stjerner. I de fleste tilfælde estimeres deres størrelser ved hjælp af specielle astrofysiske målinger og beregninger. Størstedelen af aktuelt kendte asteroider bevæger sig mellem Mars og Jupiters kredsløb i en afstand fra Solen på 2,2-3,2 astronomiske enheder (herefter - AU). I alt er der til dato blevet opdaget cirka 20.000 asteroider, hvoraf omkring 10.000 er registreret, det vil sige, at de tildeles numre eller endda egennavne, og banerne er beregnet med stor nøjagtighed. Egennavne for asteroider tildeles normalt af deres opdagere, men i overensstemmelse med etablerede internationale regler. Først, da man vidste lidt om de mindre planeter, blev deres navne, som for andre planeter, hentet fra oldgræsk mytologi. Det ringformede område af rummet, som disse kroppe optager, kaldes det vigtigste asteroidebælte. Med en gennemsnitlig lineær kredsløbshastighed på omkring 20 km/s bruger hovedbælte-asteroider en omdrejning omkring Solen fra 3 til 9 jordår, afhængigt af afstanden fra den. Hældningen af deres baners planer i forhold til ekliptikplanet når nogle gange 70°, men er generelt i området 5-10°. På dette grundlag er alle kendte hovedbælte-asteroider opdelt omtrent ligeligt i flade (med kredsløbshældninger på op til 8°) og sfæriske undersystemer.

Under teleskopiske observationer af asteroider blev det opdaget, at lysstyrken af det absolutte flertal af dem ændrer sig over tid. kort tid(fra flere timer til flere dage). Astronomer har længe antaget, at disse ændringer i asteroiders lysstyrke er relateret til deres rotation og primært bestemmes af deres uregelmæssige form. De allerførste fotografier af asteroider opnået ved hjælp af rumfartøjer bekræftede dette og viste også, at overfladerne af disse kroppe er fyldt med kratere eller kratere forskellige størrelser. Figur 1-3 viser de første rumbilleder af asteroider opnået ved brug af forskellige rumfartøjer. Det er indlysende, at sådanne former og overflader af små planeter blev dannet under deres talrige kollisioner med andre faste himmellegemer. Generelt, når formen på en asteroide observeret fra Jorden er ukendt (da den er synlig som et punktobjekt), så forsøger de at tilnærme den ved hjælp af en triaksial ellipsoide.

Tabel 1 giver grundlæggende oplysninger om de største eller ganske enkelt interessante asteroider.

Tabel 1. Oplysninger om nogle asteroider.

N	Asteroide Navn russisk/lat.	Diameter (km)	Vægt (10 15 kg)	Periode rotation (time)	Orbital. periode (flere år)	Rækkevidde. klasse	Stor p/akse kugle. (au)	Excentricitet kredsløb
1	Ceres/ Ceres	960 x 932	87000	9,1	4,6	MED	2,766	0,078
2	Pallas/ Pallas	570 x 525 x 482	318000	7,8	4,6	U	2,776	0,231
3	Juno/ Juno	240	20000	7,2	4,4	S	2,669	0,258
4	Vesta/ Vesta	530	300000	5,3	3,6	U	2,361	0,090
8	Flora/ Flora	141		13,6	3,3	S		0,141
243	Ida/ Ida	58 x 23	100	4,6	4,8	S	2,861	0,045
253	Matilda/ Mathilde	66 x 48 x 46	103	417,7	4,3	C	2,646	0,266
433	Eros/Eros	33 x 13 x 13	7	5,3	1,7	S	1,458	0,223
951	Gaspra/ Gaspra	19 x 12 x 11	10	7,0	3,3	S	2,209	0,174
1566	Ikarus/ Icarus	1,4	0,001	2,3	1,1	U	1,078	0,827
1620	Geograf/ Geographos	2,0	0,004	5,2	1,4	S	1,246	0,335
1862	Apollo/ Apollo	1,6	0,002	3,1	1,8	S	1,471	0,560
2060	Chiron/ Chiron	180	4000	5,9	50,7	B	13,633	0,380
4179	Toutatis/ Toutatis	4,6 x 2,4 x 1,9	0,05	130	1,1	S	2,512	0,634
4769	Castalia/ Castalia	1,8 x 0,8	0,0005		0,4		1,063	0,483

Forklaringer til tabellen.

1 Ceres er den største asteroide, der blev opdaget først. Den blev opdaget af den italienske astronom Giuseppe Piazzi den 1. januar 1801 og opkaldt efter den romerske gudinde for frugtbarhed.

2 Pallas er den næststørste asteroide, også den anden opdaget. Dette blev gjort af den tyske astronom Heinrich Olbers den 28. marts 1802.

3 Juno - opdaget af K. Harding i 1804.

4 Vesta er den tredjestørste asteroide, også opdaget af G. Olbers i 1807. Denne krop har observationsbeviser for tilstedeværelsen af en basaltisk skorpe, der dækker en olivinkappe, hvilket kan være en konsekvens af smeltningen og differentieringen af dets stof. Billedet af den synlige skive af denne asteroide blev først taget i 1995 ved hjælp af det amerikanske rumteleskop. Hubble, der opererer i lavt kredsløb om Jorden.

8 Flora er den største asteroide af en stor familie af asteroider af samme navn, der tæller flere hundrede medlemmer, som først blev karakteriseret af den japanske astronom K. Hirayama. Asteroider af denne familie har meget tætte baner, hvilket sandsynligvis bekræfter deres fælles oprindelse fra et fælles moderlegeme, der blev ødelagt under en kollision med en anden krop.

243 Ida er en hovedbælteasteroide, hvoraf billeder blev taget ved hjælp af Galileo-rumfartøjet den 28. august 1993. Disse billeder gjorde det muligt at opdage en lille satellit af Ida, senere navngivet Dactyl. (Se figur 2 og 3).

253 Matilda er en asteroide, hvis billeder blev taget med NIAR-rumfartøjet i juni 1997 (se fig. 4).

433 Eros er en jordnær asteroide, hvoraf billeder blev taget med NIAR-rumfartøjet i februar 1999.

951 Gaspra er en hovedbælteasteroide, der første gang blev fotograferet af Galileo-rumfartøjet den 29. oktober 1991 (se fig. 1).

1566 Icarus er en asteroide, der nærmer sig Jorden og krydser dens bane, med en meget stor orbital excentricitet (0,8268).

1620 Geograph er en jordnær asteroide, der enten er et binært objekt eller har en meget uregelmæssig form. Dette følger af dens lysstyrkes afhængighed af rotationsfasen omkring dens egen akse, såvel som fra dens radarbilleder.

1862 Apollo - den største asteroide af samme familie af kroppe, der nærmer sig Jorden og krydser dens kredsløb. Excentriciteten af Apollos bane er ret stor - 0,56.

2060 Chiron er en asteroide-komet, der udviser periodisk kometaktivitet (regelmæssige stigninger i lysstyrke nær perihelium af kredsløbet, det vil sige i en minimumsafstand fra Solen, hvilket kan forklares ved fordampningen af flygtige forbindelser inkluderet i asteroiden), bevæger sig langs en excentrisk bane (excentricitet 0,3801) mellem baner for Saturn og Uranus.

4179 Toutatis er en binær asteroide, hvis komponenter sandsynligvis er i kontakt og måler cirka 2,5 km og 1,5 km. Billeder af denne asteroide blev taget ved hjælp af radarer placeret ved Arecibo og Goldstone. Af alle de aktuelt kendte jordnære asteroider i det 21. århundrede burde Toutatis være i den nærmeste afstand (ca. 1,5 millioner km, 29. september 2004).

4769 Castalia er en dobbelt asteroide med omtrent identiske (0,75 km i diameter) komponenter i kontakt. Dets radiobillede blev taget ved hjælp af radar ved Arecibo.

Billede af asteroide 951 Gaspra

Ris. 1. Billede af asteroide 951 Gaspra, opnået ved brug af Galileo-rumfartøjet, i pseudo-farve, det vil sige som en kombination af billeder gennem violette, grønne og røde filtre. De resulterende farver er specifikt forbedret for at fremhæve subtile forskelle i overfladedetaljer. Udsatte områder har en blålig farvetone klipper, mens områder dækket med regolit (knust materiale) har en rødlig farve. Den rumlige opløsning på hvert punkt af billedet er 163 m. Gaspra har en uregelmæssig form og omtrentlige dimensioner langs 3 akser på 19 x 12 x 11 km. Solen oplyser asteroiden til højre.
NASA GAL-09 billede.

Billede af asteroide 243 Idas

Ris. 2 Billede i falsk farve af asteroiden 243 Ida og dens lille måne Dactyl taget af rumfartøjet Galileo. Kildebillederne, der blev brugt til at få billedet vist på figuren, er taget fra cirka 10.500 km. Farveforskelle kan indikere variationer i overfladeaktivt stofsammensætning. De klare blå områder kan være belagt med et stof bestående af jernholdige mineraler. Idas længde er 58 km, og dens rotationsakse er orienteret lodret med en let hældning til højre.
NASA GAL-11 billede.

Ris. 3. Billede af Dactyl, den lille satellit på 243 Ida. Det vides endnu ikke, om han er et stykke af Ida, der er brækket af hende under en slags kollision, eller et fremmedlegeme fanget af hende gravitationsfelt og bevæger sig i en cirkulær bane. Dette billede blev taget den 28. august 1993 gennem et neutralt tæthedsfilter fra en afstand på cirka 4000 km, 4 minutter før den nærmeste tilgang til asteroiden. Dimensionerne på Dactyl er cirka 1,2 x 1,4 x 1,6 km. NASA GAL-04 billede

Asteroide 253 Matilda

Ris. 4. Asteroide 253 Matilda. NASA-billede fra NEAR-rumfartøjet

2. Hvordan kunne det vigtigste asteroidebælte opstå?

Banerne for kroppe koncentreret i hovedbæltet er stabile og har en næsten cirkulær eller let excentrisk form. Her bevæger de sig i en "sikker" zone, hvor tyngdekraftens indflydelse på dem af store planeter, og primært Jupiter, er minimal. De videnskabelige fakta, der er tilgængelige i dag, viser, at det var Jupiter, der spillede hovedrolle er, at en anden planet ikke kunne opstå i stedet for hovedasteroidebæltet under solsystemets fødsel. Men selv i begyndelsen af vores århundrede var mange videnskabsmænd stadig sikre på, at der plejede at være en anden stor planet mellem Jupiter og Mars, som af en eller anden grund kollapsede. Olbers var den første til at udtrykke en sådan hypotese, umiddelbart efter hans opdagelse af Pallas. Han fandt også på navnet på denne hypotetiske planet - Phaeton. Lad os gøre det lille tilbagetog og beskriv en episode fra solsystemets historie - den historie, der er baseret på moderne videnskabelige fakta. Dette er især nødvendigt for at forstå oprindelsen af hovedbælteasteroider. Et stort bidrag til dannelsen af den moderne teori om solsystemets oprindelse blev lavet af sovjetiske videnskabsmænd O.Yu. Schmidt og V.S. Safronov.

En af de største kroppe, dannet i Jupiters kredsløb (i en afstand af 5 AU fra Solen) for omkring 4,5 milliarder år siden, begyndte at stige i størrelse hurtigere end andre. Da det var på grænsen til kondensation af flygtige forbindelser (H 2, H 2 O, NH 3, CO 2, CH 4, etc.), som strømmede fra en zone af den protoplanetariske skive tættere på Solen og mere opvarmet, blev dette legeme centrum for akkumulering af stof, der hovedsageligt består af frosne gaskondensater. Da den nåede en tilstrækkelig stor masse, begyndte den med sit tyngdefelt at fange tidligere kondenseret stof, der var placeret tættere på Solen, i zonen af asteroidernes forældrelegemer, og dermed bremse væksten af sidstnævnte. På den anden side blev mindre kroppe, der ikke blev fanget af proto-Jupiter af nogen grund, men var inden for sfæren af dens gravitationspåvirkning, effektivt spredt i forskellige retninger. På lignende måde var der sandsynligvis en udslyngning af kroppe fra Saturns dannelseszone, dog ikke så intenst. Disse kroppe trængte også ind i bæltet af asteroider eller planetesimals forældrelegemer, der opstod tidligere mellem Mars og Jupiters kredsløb, og "fejede" dem ud af denne zone eller udsatte dem for fragmentering. Desuden, før dette, var den gradvise vækst af asteroidernes forældrelegemer mulig på grund af deres lave relative hastigheder (op til omkring 0,5 km/s), når kollisioner af objekter endte i deres forening, og ikke fragmentering. Stigningen i strømmen af kroppe kastet ind i asteroidebæltet af Jupiter (og Saturn) under dets vækst førte til, at de relative hastigheder af asteroidernes forældrelegemer steg betydeligt (op til 3-5 km/s) og blev mere kaotisk. I sidste ende blev processen med akkumulering af asteroide forældrelegemer erstattet af processen med deres fragmentering under gensidige kollisioner, og den potentielle mulighed for at danne en tilstrækkelig stor planet i en given afstand fra Solen forsvandt for altid.

3. Asteroidebaner

vender tilbage til nuværende tilstand asteroidebælte, skal det understreges, at Jupiter stadig spiller en primær rolle i udviklingen af asteroidebaner. Den langsigtede gravitationspåvirkning (mere end 4 milliarder år) af denne gigantiske planet på asteroiderne i hovedbæltet har ført til, at der er en række "forbudte" baner eller endda zoner, hvor der praktisk talt ikke er små planeter. , og hvis de kommer dertil, kan de ikke blive der i lang tid. De kaldes huller eller Kirkwood luger, opkaldt efter Daniel Kirkwood, videnskabsmanden, der først opdagede dem. Sådanne baner er resonante, da asteroider, der bevæger sig langs dem, oplever stærk gravitationspåvirkning fra Jupiter. De kredsløbsperioder, der svarer til disse kredsløb, er i simple forhold til Jupiters kredsløbsperiode (f.eks. 1:2; 3:7; 2:5; 1:3 osv.). Hvis en asteroide eller dens fragment, som et resultat af en kollision med et andet legeme, falder ind i en resonans eller tæt på dens kredsløb, ændres dens banes semimajor akse og excentricitet ret hurtigt under indflydelse af det jovianske gravitationsfelt. Det hele ender med, at asteroiden enten forlader resonansbanen og måske endda forlader hovedasteroidebæltet, eller også er den dømt til nye kollisioner med nabolegemer. Dette rydder det tilsvarende Kirkwood-rum for alle objekter. Det skal dog understreges, at i hovedasteroidebæltet er der ingen huller eller tomme rum, hvis vi forestiller os den øjeblikkelige fordeling af alle de kroppe, der er inkluderet i det. Alle asteroider på et givet tidspunkt fylder asteroidebæltet nogenlunde jævnt, da de bevæger sig langs elliptiske baner, tilbringer det meste af deres tid i den "fremmede" zone. Et andet "modsat" eksempel på Jupiters gravitationspåvirkning: ved den ydre grænse af hovedasteroidebæltet er der to smalle yderligere "ringe", tværtimod, der består af asteroidernes baner, hvis omløbsperioder er i proportioner på 2:3 og 1:1 i forhold til omløbsperioden Jupiter. Det er klart, at asteroider med en omløbsperiode svarende til forholdet 1:1 er placeret direkte i Jupiters kredsløb. Men de bevæger sig i en afstand fra den, der svarer til radius af den Jupiteriske bane, enten foran eller bagved. De asteroider, der er foran Jupiter i deres bevægelse, kaldes "grækere", og dem, der følger den, kaldes "trojanere" (så de er opkaldt efter heltene fra den trojanske krig). Bevægelsen af disse små planeter er ret stabil, da de er placeret ved de såkaldte "Lagrange-punkter", hvor tyngdekraften, der virker på dem, udlignes. Det generelle navn for denne gruppe af asteroider er "trojanere". I modsætning til trojanske heste, som gradvist kunne akkumulere i nærheden af Lagrange-punkter under den lange kollisionsudvikling af forskellige asteroider, er der familier af asteroider med meget tætte kredsløb om deres bestanddele, som højst sandsynligt er dannet som et resultat af relativt nylige henfald af deres krop. tilsvarende forældreorganer. Dette er for eksempel asteroidefamilien Flora, som allerede har omkring 60 medlemmer, og en række andre. For nylig har forskere forsøgt at bestemme det samlede antal af sådanne familier af asteroider for således at estimere det oprindelige antal af deres forældrekroppe.

4. Jordnære asteroider

Tæt inderkant I hovedasteroidebæltet er der andre grupper af kroppe, hvis kredsløb strækker sig langt ud over hovedbæltet og endda kan krydse banerne om Mars, Jorden, Venus og endda Merkur. Først og fremmest er disse grupper af asteroider Amur, Apollo og Aten (ved navnene på de største repræsentanter inkluderet i disse grupper). Banerne for sådanne asteroider er ikke længere så stabile som hovedbæltelegemernes kredsløb, men udvikler sig relativt hurtigt under påvirkning af gravitationsfelterne fra ikke kun Jupiter, men også de jordiske planeter. Af denne grund kan sådanne asteroider bevæge sig fra en gruppe til en anden, og opdelingen af asteroider i de ovennævnte grupper er betinget, baseret på data om asteroiders moderne baner. Især amurerne bevæger sig i elliptiske baner, hvis perihelionafstand (minimumsafstand til Solen) ikke overstiger 1,3 AU. Apolloner bevæger sig i kredsløb med en perihelionafstand på mindre end 1 AU. (husk, at dette er Jordens gennemsnitlige afstand fra Solen) og trænge ind i Jordens kredsløb. Hvis for amurianerne og apollonerne den semi-hovedakse i kredsløbet overstiger 1 AU, så er den for atonierne mindre end eller af størrelsesordenen af denne værdi, og disse asteroider bevæger sig derfor hovedsageligt inden for jordens bane. Det er indlysende, at Apollonerne og Atonians, der krydser Jordens kredsløb, kan skabe en trussel om kollision med den. Der er endda en generel definition af denne gruppe af små planeter som "nær-jorden-asteroider" - disse er kroppe, hvis orbitalstørrelser ikke overstiger 1,3 AU. Til dato er omkring 800 sådanne objekter blevet opdaget, men deres samlede antal kan være betydeligt større - op til 1500-2000 med dimensioner på mere end 1 km og op til 135.000 med dimensioner på mere end 100 m. Den eksisterende trussel mod Jorden fra asteroider og andre kosmiske kroppe, der befinder sig eller kan ende i de terrestriske omgivelser, diskuteres bredt i videnskabelige og offentlige kredse. Flere detaljer om dette, såvel som om de foreslåede foranstaltninger til at beskytte vores planet, kan findes i den nyligt udgivne bog redigeret af A.A. Boyarchuk.

5. Om andre asteroidebælter

Asteroidelignende kroppe eksisterer også uden for Jupiters kredsløb. Desuden viste det sig ifølge de seneste data, at der er mange sådanne kroppe i periferien af solsystemet. Dette blev først foreslået af den amerikanske astronom Gerard Kuiper tilbage i 1951. Han formulerede hypotesen, at ud over Neptuns kredsløb, i afstande på omkring 30-50 AU. der kan være et helt bælte af kroppe, der tjener som en kilde til korttidskometer. Siden begyndelsen af 90'erne (med introduktionen af de største teleskoper med en diameter på op til 10 m på Hawaii-øerne) er mere end hundrede asteroidelignende objekter med en diameter på ca. 100 til 800 km blevet opdaget ud over kredsløbet af Neptun. Samlingen af disse kroppe blev kaldt "Kuiperbæltet", selvom de endnu ikke er nok til at danne et "fuldgyldigt" bælte. Ifølge nogle skøn kan antallet af kroppe i den dog ikke være mindre (hvis ikke flere) end i hovedasteroidebæltet. Baseret på deres orbitale parametre blev de nyopdagede kroppe opdelt i to klasser. Omkring en tredjedel af alle trans-neptunske objekter blev tildelt den første, såkaldte "Plutino-klasse". De bevæger sig i en 3:2-resonans med Neptun i ret elliptiske baner (halvstørre akser omkring 39 AU; excentriciteter 0,11-0,35; kredsløbshældninger til ekliptika 0-20 grader), svarende til Plutos bane, hvor de stammer fra navnet på denne klasse. I øjeblikket er der endda diskussioner blandt videnskabsmænd om, hvorvidt Pluto skal betragtes som en fuldgyldig planet eller blot et af objekterne i den ovennævnte klasse. Plutos status vil dog højst sandsynligt ikke ændre sig, da dens gennemsnitlige diameter (2390 km) er væsentligt større end diametrene på kendte trans-neptunske objekter, og derudover, ligesom de fleste andre planeter i solsystemet, har den en stor satellit ( Charon) og en atmosfære . Den anden klasse omfatter de såkaldte "typiske Kuiperbælteobjekter", da de fleste af dem (de resterende 2/3) er kendte, og de bevæger sig i baner tæt på cirkulære med semi-hovedakser i området 40-48 AU. og forskellige hældninger (0-40°). Hidtil har store afstande og relativt små størrelser forhindret opdagelsen af nye lignende kroppe i et hurtigere tempo, selvom de største teleskoper og den mest moderne teknologi bruges til dette. Baseret på en sammenligning af disse kroppe med kendte asteroider baseret på deres optiske egenskaber, menes det nu, at førstnævnte er de mest primitive i vores planetsystem. Dette betyder, at deres stof, lige fra dets kondensation fra den protoplanetariske tåge, oplevede fuldstændigt mindre ændringer sammenlignet for eksempel med de jordiske planeters substans. Faktisk kan det absolutte flertal af disse kroppe i deres sammensætning være kometkerner, som også vil blive diskuteret i afsnittet "Kometer".

En række asteroidelegemer er blevet opdaget (dette antal vil sandsynligvis stige over tid) mellem Kuiperbæltet og hovedasteroidebæltet - dette er "Centaur-klassen" - i analogi med de antikke græske mytologiske kentaurer (halvt menneske, halvt). -hest). En af deres repræsentanter er asteroiden Chiron, som mere korrekt ville blive kaldt en kometasteroide, da den med jævne mellemrum udviser kometaktivitet i form af en fremkommende gasatmosfære (koma) og hale. De er dannet af flygtige forbindelser, der udgør stoffet i denne krop, når den passerer gennem perihel-delene af dens bane. Chiron er en af de illustrative eksempler fraværet af en skarp grænse mellem asteroider og kometer med hensyn til stoffets sammensætning og muligvis i oprindelse. Den er omkring 200 km stor, og dens kredsløb overlapper med Saturns og Uranus baner. Et andet navn for genstande af denne klasse er "Kazimirchak-Polonskaya bæltet" - opkaldt efter E.I. Polonskaya, der beviste eksistensen af asteroidelegemer mellem gigantiske planeter.

6. Lidt om asteroideforskningsmetoder

Vores forståelse af asteroidernes natur er nu baseret på tre hovedkilder til information: jordbaserede teleskopiske observationer (optiske og radar), billeder fra rumfartøjer, der nærmer sig asteroider, og laboratorieanalyse af kendte terrestriske klipper og mineraler samt meteoritter, der er faldet til Jorden, som (som vil blive diskuteret i afsnittet "Meteoritter") hovedsageligt anses for at være fragmenter af asteroider, kometkerner og overfladerne af jordiske planeter. Men vi får stadig den største mængde information om små planeter ved hjælp af jordbaserede teleskopiske målinger. Derfor opdeles asteroider i såkaldte "spektraltyper" eller klasser efter først og fremmest deres observerbare optiske egenskaber. Først og fremmest er dette albedo (andelen af lys, der reflekteres af et legeme fra mængden af sollys, der falder ind på det pr. tidsenhed, hvis vi betragter retningerne for indfaldende og reflekterede stråler som de samme) og den generelle form af kroppens reflektionsspektrum i det synlige og nær-infrarøde område (som opnås ved blot at dividere lysbølgelængden af den spektrale lysstyrke af overfladen af det observerede legeme ved hver af dem med den spektrale lysstyrke ved den samme bølgelængde af selve Solen). Disse optiske egenskaber bruges til at vurdere den kemiske og mineralogiske sammensætning af det stof, der udgør asteroider. Nogle gange tages yderligere data (hvis nogen) i betragtning, for eksempel om asteroidens radarreflektivitet, hastigheden af dens rotation omkring sin egen akse osv.

Ønsket om at opdele asteroider i klasser forklares af videnskabsmænds ønske om at forenkle eller skematisere beskrivelsen af et stort antal små planeter, selvom det, som mere grundige undersøgelser viser, ikke altid er muligt. For nylig har der allerede været behov for at indføre underklasser og mindre opdelinger af spektraltyperne af asteroider for at karakterisere nogle generelle træk ved deres individuelle grupper. Før du giver generelle karakteristika asteroider af forskellige spektraltyper, vil vi forklare, hvordan sammensætningen af asteroidestof kan vurderes ved hjælp af fjernmålinger. Som allerede bemærket, menes det, at asteroider af en bestemt type har omtrent de samme albedoværdier og reflektansspektre, der er ens i form, som kan erstattes af gennemsnitlige (for en given type) værdier eller karakteristika. Disse gennemsnitsværdier for en given type asteroide sammenlignes med lignende værdier for terrestriske klipper og mineraler, såvel som de meteoritter, hvorfra prøver er tilgængelige i terrestriske samlinger. Kemisk og mineralsammensætning s prøver, som kaldes "analoge prøver", sammen med deres spektrale og andre fysiske egenskaber, er som regel allerede blevet godt undersøgt i terrestriske laboratorier. Baseret på en sådan sammenligning og udvælgelse af analoge prøver bestemmes en vis gennemsnitlig kemisk og mineralsk sammensætning af stof for asteroider af denne type til en første tilnærmelse. Det viste sig, at i modsætning til terrestriske klipper er substansen af asteroider som helhed meget enklere eller endda primitiv. Dette tyder på, at de fysiske og kemiske processer, som asteroidalt stof var involveret i gennem hele solsystemets historie, ikke var så forskelligartede og komplekse som på de jordiske planeter. Hvis omkring 4.000 mineralarter nu anses for at være pålideligt etableret på Jorden, så er der på asteroider måske kun et par hundrede af dem. Dette kan bedømmes ud fra antallet af mineralarter (ca. 300) fundet i meteoritter, der faldt til jordens overflade, som kan være fragmenter af asteroider. En lang række mineraler på Jorden opstod ikke kun fordi dannelsen af vores planet (såvel som andre jordiske planeter) fandt sted i en protoplanetarisk sky meget tættere på Solen, og derfor mere høje temperaturer. Ud over at silikatstoffet, metaller og deres forbindelser, der er i flydende eller plastisk tilstand ved sådanne temperaturer, var adskilt eller differentieret ved specifik vægt i Jordens gravitationsfelt, viste de fremherskende temperaturforhold sig at være gunstige for fremkomsten af et konstant gas- eller væskeoxiderende miljø, hvis hovedkomponenter der var ilt og vand. Deres lange og konstante interaktion med primære mineraler og klipper i jordskorpen førte til den rigdom af mineraler, som vi observerer. For at vende tilbage til asteroider, skal det bemærkes, at de ifølge fjernmålingsdata hovedsageligt består af simplere silikatforbindelser. Først og fremmest er disse vandfri silicater, såsom pyroxener (deres generelle formel er ABZ 2 O 6, hvor positionerne "A" og "B" er optaget af kationer forskellige metaller og "Z" - Al eller Si), oliviner (A2+2SiO4, hvor A2+ = Fe, Mg, Mn, Ni) og nogle gange plagioklaser (med generel formel(Na,Ca)Al(Al,Si)Si208). De kaldes stendannende mineraler, fordi de danner grundlaget for de fleste sten. En anden type silikatforbindelse, der almindeligvis findes på asteroider, er hydrosilikater eller lagdelte silikater. Disse omfatter serpentiner (med den generelle formel A 3 Si 2 O 5? (OH), hvor A = Mg, Fe 2+, Ni), chloritter (A 4-6 Z 4 O 10 (OH, O) 8, hvor A og Z er hovedsageligt kationer af forskellige metaller) og en række andre mineraler, der indeholder hydroxyl (OH). Det kan antages, at asteroider ikke kun indeholder simple oxider, forbindelser (f.eks. svovldioxid) og legeringer af jern og andre metaller (især FeNi), kulstof (organiske) forbindelser, men endda metaller og kulstof i fri stat. Dette bevises af resultaterne af en undersøgelse af meteoritstof, der konstant falder på Jorden (se afsnittet "Meteoritter").

7. Spektraltyper af asteroider

Til dato er følgende hovedspektralklasser eller typer af små planeter blevet identificeret, betegnet med latinske bogstaver: A, B, C, F, G, D, P, E, M, Q, R, S, V og T. Lad os give en kort beskrivelse af dem.

Type A-asteroider har en ret høj albedo og den rødeste farve, som bestemmes af en betydelig stigning i deres reflektionsevne mod lange bølgelængder. De kan bestå af højtemperaturoliviner (som har et smeltepunkt i området 1100-1900 °C) eller en blanding af olivin med metaller, der matcher disse asteroiders spektrale karakteristika. I modsætning hertil har små planeter af typerne B, C, F og G en lav albedo (legemer af B-typen er noget lysere) og næsten flade (eller farveløse) i det synlige område, men et reflektansspektrum, der falder skarpt med kort tid. bølgelængder. Derfor menes det, at disse asteroider hovedsageligt er sammensat af lavtemperatur hydratiserede silikater (som kan nedbrydes eller smelte ved temperaturer på 500-1500 °C) med en blanding af kulstof eller organiske forbindelser med lignende spektrale egenskaber. Asteroider med lav albedo og rødlig farve er blevet klassificeret som D- og P-typer (D-legemer er rødere). Sådanne egenskaber har silikater rige på kulstof eller organiske stoffer. De består for eksempel af partikler af interplanetarisk støv, som sandsynligvis fyldte den cirkumsolare protoplanetariske skive allerede før dannelsen af planeter. Baseret på denne lighed kan det antages, at D- og P-asteroider er de ældste, lidt ændrede kroppe i asteroidebæltet. Mindre planeter af E-type har de højeste albedoværdier (deres overflademateriale kan reflektere op til 50% af det lys, der falder på dem) og er lidt rødlige i farven. Mineralet enstatit (dette er en højtemperaturvariant af pyroxen) eller andre silikater indeholdende jern i en fri (uoxideret) tilstand, som derfor kan være en del af E-type asteroider, har de samme spektrale egenskaber. Asteroider, der i reflektionsspektre ligner P- og E-type legemer, men er mellem dem i albedoværdi, klassificeres som M-type. Det viste sig, at de optiske egenskaber af disse objekter er meget lig egenskaberne af metaller i fri tilstand eller metalforbindelser blandet med enstatit eller andre pyroxener. Der er nu omkring 30 sådanne asteroider. Ved hjælp af jordbaserede observationer er der for nylig blevet fastslået et så interessant faktum som tilstedeværelsen af hydrerede silikater på en betydelig del af disse kroppe. Selvom årsagen til fremkomsten af en så usædvanlig kombination af højtemperatur- og lavtemperaturmaterialer endnu ikke er fuldt ud fastslået, kan det antages, at hydrosilikater kunne være blevet introduceret til M-type asteroider under deres kollisioner med mere primitive legemer. Af de resterende spektralklasser i albedo og generel form Reflektansspektre i det synlige område af Q-, R-, S- og V-type asteroider er ret ens: de har en relativt høj albedo (S-type kroppe er lidt lavere) og en rødlig farve. Forskellene mellem dem bunder i, at det brede absorptionsbånd på omkring 1 mikron, der er til stede i deres reflektionsspektre i det nær-infrarøde område, har forskellige dybder. Dette absorptionsbånd er karakteristisk for en blanding af pyroxener og oliviner, og placeringen af dets centrum og dybde afhænger af fraktioneret og det samlede indhold af disse mineraler i overfladen af asteroider. På den anden side falder dybden af ethvert absorptionsbånd i reflektionsspektret af et silikatstof, hvis det indeholder uigennemsigtige partikler (f.eks. kulstof, metaller eller deres forbindelser), der skærmer det diffust reflekterede (det vil sige transmitteret gennem stoffet) og informationsbærende om dets sammensætning) lys. For disse asteroider stiger dybden af absorptionsbåndet ved 1 μm fra S- til Q-, R- og V-typer. I overensstemmelse med ovenstående kan legemer af de anførte typer (undtagen V) bestå af en blanding af oliviner, pyroxener og metaller. Stoffet af V-type asteroider kan sammen med pyroxener omfatte feldspat og i sammensætning ligne terrestriske basalter. Og endelig inkluderer den sidste, T-type, asteroider, der har en lav albedo og et rødligt reflektionsspektrum, som ligner spektrene af P- og D-type legemer, men med hensyn til hældning indtager det en mellemposition mellem deres spektre. Derfor anses den mineralogiske sammensætning af T-, P- og D-type asteroider for at være nogenlunde den samme og svarer til silikater rige på kulstof eller organiske forbindelser.

Når man studerede fordelingen af asteroider af forskellige typer i rummet, blev der opdaget en klar sammenhæng mellem deres formodede kemiske og mineralske sammensætning og afstanden til Solen. Det viste sig, at jo enklere mineralsammensætningen af et stof (jo mere flygtige forbindelser det indeholder) disse kroppe har, jo længere væk er de som regel placeret. Generelt er mere end 75 % af alle asteroider C-type og er hovedsageligt placeret i den perifere del af asteroidebæltet. Cirka 17% er S-type og dominerer den indre del af asteroidebæltet. De fleste af de resterende asteroider er M-type og bevæger sig også hovedsageligt i den midterste del af asteroideringen. Fordelingsmaksima for asteroider af disse tre typer er placeret inden for hovedbæltet. Det maksimale af den samlede fordeling af asteroider af E- og R-typen strækker sig noget ud over bæltets indre grænse mod Solen. Det er interessant, at den samlede fordeling af asteroider af P- og D-typen tenderer til sit maksimale mod periferien af hovedbæltet og strækker sig ikke kun ud over asteroideringen, men også ud over Jupiters kredsløb. Det er muligt, at fordelingen af P- og D-asteroider i hovedbæltet overlapper med Kazimirchak-Polonskaya-asteroidebælterne, der er placeret mellem de gigantiske planeters baner.

For at afslutte gennemgangen af mindre planeter vil vi kort skitsere betydningen af den generelle hypotese om oprindelsen af asteroider af forskellige klasser, som finder mere og mere bekræftelse.

8. Om mindre planeters oprindelse

Ved begyndelsen af solsystemets dannelse, for omkring 4,5 milliarder år siden, fra gasstøvskiven, der omgiver Solen, opstod der som følge af turbulente og andre ikke-stationære fænomener klumper af stof, som gennem gensidige uelastiske kollisioner og gravitationsinteraktioner, forenet til planetesimaler. Med stigende afstand fra Solen faldt den gennemsnitlige temperatur af gasstøvstoffet, og følgelig ændredes dets overordnede kemiske sammensætning. Den ringformede zone af den protoplanetariske skive, hvorfra hovedasteroidebæltet efterfølgende blev dannet, viste sig at være nær kondenseringsgrænsen for flygtige forbindelser, især vanddamp. For det første førte denne omstændighed til den accelererede vækst af Jupiter-embryoet, som var placeret nær den angivne grænse og blev centrum for akkumulering af brint, nitrogen, kulstof og deres forbindelser, hvilket efterlod den mere opvarmede centrale del af solsystemet. For det andet viste det sig, at gasstøvstoffet, hvorfra asteroiderne blev dannet, var meget heterogent i sammensætning afhængigt af afstanden fra Solen: det relative indhold af de simpleste silikatforbindelser i det faldt kraftigt, og indholdet af flygtige forbindelser steg med afstand fra Solen i området fra 2.0 til 3.5 a.u. Som allerede nævnt forhindrede kraftige forstyrrelser fra Jupiters hurtigt voksende embryo til asteroidebæltet dannelsen af et tilstrækkeligt stort proto-planetarisk legeme i det. Processen med akkumulering af stof dér blev stoppet, da kun et par dusin planetesimaler af præplanetarisk størrelse (ca. 500-1000 km) nåede at dannes, som så begyndte at fragmentere under kollisioner pga. hurtig vækst deres relative hastigheder (fra 0,1 til 5 km/s). Men i løbet af denne periode var nogle asteroide forældrelegemer, eller i det mindste dem, der indeholdt en høj andel af silikatforbindelser og var placeret tættere på Solen, allerede varmet op eller oplevede endda gravitationsdifferentiering. I øjeblikket overvejes to mulige mekanismer til opvarmning af det indre af sådanne proto-asteroider: som en konsekvens af henfaldet af radioaktive isotoper eller som et resultat af virkningen af induktionsstrømme induceret i disse legemer af kraftige strømme af ladede partikler fra den unge og aktive Sol. Forældrekropperne af asteroider, som af en eller anden grund har overlevet til denne dag, ifølge videnskabsmænd, er de største asteroider 1 Ceres og 4 Vesta, hvis grundlæggende oplysninger er givet i tabel. 1. I processen med gravitationsdifferentiering af proto-asteroider, som oplevede tilstrækkelig opvarmning til at smelte deres silikatstof, blev metalkerner og andre lettere silikatskaller frigivet, og i nogle tilfælde endda basaltisk skorpe (f.eks. 4 Vesta), som f.eks. terrestriske planeter. Men stadig, da stoffet i asteroidezonen indeholdt en betydelig mængde flygtige forbindelser, er det gennemsnitstemperatur smeltningen var relativt lav. Som vist med matematisk modellering og numeriske beregninger kunne smeltepunktet for et sådant silikatstof være i området 500-1000 ° C. Så efter differentiering og afkøling oplevede asteroidernes forældrekroppe adskillige kollisioner ikke kun med hinanden og deres fragmenter, men også med kroppe, der invaderede asteroidebæltet fra zonerne Jupiter, Saturn og den fjernere periferi af Solsystemet. Som et resultat af langsigtet påvirkningsudvikling blev proto-asteroider fragmenteret i et stort antal mindre kroppe, nu observeret som asteroider. På relative hastigheder Med omkring flere kilometer i sekundet førte kollisioner af kroppe bestående af flere silikatskaller med forskellige mekaniske styrker (jo flere metaller et fast stof indeholder, jo mere holdbart er det), førte det til, at de blev "revnet af" og knust i små fragmenter, primært de mindst stærke ydre silikatskaller. Desuden menes det, at asteroider af de spektraltyper, der svarer til højtemperatursilicater, stammer fra forskellige silikatskaller af deres moderlegemer, der har gennemgået smeltning og differentiering. Især kan M- og S-type asteroider repræsentere hele kernerne i deres forældrelegemer (såsom S-asteroiden 15 Eunomia og M-asteroiden 16 Psyche med diametre på omkring 270 km) eller deres fragmenter på grund af deres høje metal indhold . Asteroider af A- og R-spektraltyper kan være fragmenter af mellemliggende silikatskaller, og E- og V-typer kan være de ydre skaller af sådanne forældrelegemer. Baseret på analysen af de rumlige fordelinger af E-, V-, R-, A-, M- og S-type asteroider, kan vi også konkludere, at de har gennemgået den mest intense termiske og påvirkningsbehandling. Dette kan sandsynligvis bekræftes af sammenfaldet med hovedbæltets indre grænse eller nærheden til den af fordelingsmaksima for asteroider af disse typer. Hvad angår asteroider af andre spektraltyper, betragtes de som enten delvist ændrede (metamorfe) på grund af kollisioner eller lokal opvarmning, som ikke førte til deres generelle smeltning (T, B, G og F), eller primitive og lidt ændrede (D, P, C og Q). Som allerede nævnt stiger antallet af asteroider af disse typer mod periferien af hovedbæltet. Der er ingen tvivl om, at de alle også oplevede kollisioner og fragmentering, men denne proces var sandsynligvis ikke så intens, at den i væsentlig grad påvirkede deres observerede egenskaber og dermed deres kemiske og mineralske sammensætning. (Dette spørgsmål vil også blive diskuteret i afsnittet "Meteoritter"). Men som numerisk modellering af kollisioner af silikatlegemer af asteroidestørrelser viser, kunne mange af de nuværende eksisterende asteroider akkumulere efter gensidige kollisioner (det vil sige kombinere fra de resterende fragmenter) og er derfor ikke monolitiske kroppe, men bevægende "bunker af brosten. ” Der er talrige observationsbeviser (baseret på specifikke ændringer i lysstyrke) for tilstedeværelsen af små satellitter af en række asteroider, der er gravitationsmæssigt forbundet med dem, som sandsynligvis også er opstået under sammenstødsbegivenheder som fragmenter af kolliderende kroppe. Denne kendsgerning, selvom den tidligere har været meget debatteret blandt videnskabsmænd, blev overbevisende bekræftet af eksemplet med asteroiden 243 Ida. Ved at bruge Galileo-rumfartøjet var det muligt at få billeder af denne asteroide sammen med dens satellit (som senere blev navngivet Dactyl), som er præsenteret i figur 2 og 3.

9. Hvad ved vi ikke endnu

Der er stadig meget, der er uklart og endda mystisk i asteroideforskning. For det første dette almindelige problemer, relateret til oprindelsen og udviklingen af fast stof i hoved- og andre asteroidebælter og forbundet med fremkomsten af hele solsystemet. Deres løsning er vigtig ikke kun for korrekte ideer om vores system, men også for at forstå årsagerne og mønstrene til fremkomsten af planetsystemer i nærheden af andre stjerner. Takket være den moderne observationsteknologis muligheder var det muligt at fastslå, at en række nabostjerner har store planeter som Jupiter. Næste i rækken er opdagelsen af mindre jordiske planeter omkring disse og andre stjerner. Der er også spørgsmål, som kun kan besvares gennem en detaljeret undersøgelse af individuelle mindre planeter. I det væsentlige er hver af disse kroppe unikke, da den har sin egen, nogle gange specifikke, historie. For eksempel asteroider, der er medlemmer af nogle dynamiske familier (f.eks. Themis, Flora, Gilda, Eos og andre), som har, som nævnt, fælles oprindelse, kan afvige mærkbart i optiske egenskaber, hvilket indikerer nogle af deres funktioner. På den anden side er det indlysende, at en detaljeret undersøgelse af alle tilstrækkeligt store asteroider kun i hovedbæltet vil kræve meget tid og kræfter. Og alligevel, sandsynligvis, kun ved at indsamle og akkumulere detaljerede og nøjagtige oplysninger om hver af asteroiderne og derefter bruge dens generalisering, er det muligt gradvist at afklare forståelsen af arten af disse kroppe og de grundlæggende mønstre for deres udvikling.

BIBLIOGRAFI:

1. Trussel fra himlen: skæbne eller tilfældighed? (Red. A.A. Boyarchuk). M: "Cosmosinform", 1999, 218 s.

2. Fleisher M. Ordbog over mineralske arter. M: "Mir", 1990, 204 s.

Asteroider er små, stenede verdener, der kredser om ydre rum omkring vores sol. De er for små til at blive kaldt planeter. De er også kendt som planetoider eller små planeter. I alt er massen af alle asteroider mindre end massen af Jordens Måne. Men deres størrelse og relativt lille masse gør dem ikke til sikre rumobjekter. Mange af dem er faldet til jordens overflade i fortiden og vil falde i fremtiden. Dette er en af grundene til, at astronomer studerer asteroider og er klar til at lære deres baner og fysiske egenskaber at kende.

De fleste asteroider er placeret i en enorm ring mellem Mars og Jupiters kredsløb. Dette sted er mere kendt som Main Asteroid Belt. Forskere anslår, at asteroidebæltet indeholder omkring 200 asteroider, der er større end 100 kilometer i diameter, mere end 75.000 asteroider, der er større end 1 kilometer i diameter, og millioner af mindre kroppe.

Omtrentligt antal asteroider N med diameter større end D

D	100 m	300 m	1 km	3 km	10 km	30 km	50 km	100 km	300 km	500 km	900 km
N	25 000 000	4 000 000	750 000	200 000	10 000	1100	600	200	5	3	1

Det er dog ikke alle objekter i hovedasteroidebæltet, der er asroider - for nylig blev der opdaget kometer der, og derudover er der Ceres, en asteroide, der på grund af sin størrelse blev hævet til status som en dværgplanet.

Placeringen, såvel som størrelsen af asteroiderne, kan også variere. For eksempel findes asteroider kaldet trojanske heste langs Jupiters kredsløb. Asteroider fra Amur- og Apollo-grupperne kan på grund af deres tætte placering til midten af solsystemet krydse jordens kredsløb.

Hvordan dannes asteroider?

Asteroider er restmateriale fra dannelsen af vores solsystem for omkring 4,6 milliarder år siden.

Processen med deres dannelse ligner processen med dannelse af planeter, men indtil Jupiter har fået sin nuværende masse. Herefter blev mere end 99% af den samlede masse af de dannede asteroider kastet uden for hovedbæltet af Jupiters gravitationspåvirkning. De resterende 1% er, hvad vi ser i hovedasteroidebæltet.

Hvordan klassificeres asteroider?

Asteroider klassificeres afhængigt af placeringen af deres kredsløb og de elementer, de er sammensat af. I øjeblikket er tre hovedklasser af asteroider blevet præcist identificeret afhængigt af deres kemiske sammensætning.

C - klasse: Mere end 75% af kendte asteroider tilhører denne klasse. I deres sammensætning i store mængder kulstof og dets forbindelser er til stede. Denne type asteroide er udbredt i det ydre område af Main Asteroid Belt;

S - klasse: Denne type asteroide tegner sig for omkring 17% af kendte asteroider, som hovedsageligt er placeret i det indre område af asteroidebæltet. Deres grundlag er stenet rock.

M - klasse: Denne type asteroide består hovedsageligt af metalliske forbindelser og optager resten af de kendte asteroider.

Jeg vil gerne bemærke, at ovenstående klassifikation dækker de fleste asteroider. Men der er andre ret sjældne arter.

Funktioner af asteroider.

Asteroider kan variere meget i størrelse. Ceres, det største medlem af hovedasteroidebæltet, måler omkring 940 kilometer i diameter. En af de mindste repræsentanter for bæltet, kaldet 1991 BA, blev fundet i 1991 og er kun 6 meter i diameter.

10 første opdagede asteroider

Næsten alle asteroider har en uregelmæssig form. Kun de største er tilnærmelsesvis kugleformede. Oftest er deres overflade helt dækket af kratere - for eksempel er der på Vesta et krater med en diameter på omkring 460 kilometer. Overfladen på de fleste asteroider er dækket af et dybt lag af kosmisk støv.

De fleste asteroider roterer stille og roligt i elliptiske baner omkring Solen, men dette forhindrer ikke individuelle repræsentanter i at skabe mere kaotiske baner for deres bevægelse. I øjeblikket kender astronomer omkring 150 asteroider, der har små satellitter. Der er også binære eller dobbelte asteroider af omtrent samme størrelse, der roterer rundt om det massecenter, de har skabt. Forskere kender også eksistensen af tredobbelte asteroidesystemer.

Ifølge videnskabsmænd blev mange asteroider under dannelsen af solsystemet fanget af andre planeters gravitationstiltrækning. Så som et eksempel kan vi nævne månerne på Mars - Deimos og Phobos, som i en fjern fortid højst sandsynligt var asteroider. Den samme historie kunne ske for de fleste af de små måner, der er placeret i kredsløb om gasgiganterne - Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun.

Temperaturen på overfladen af de fleste asteroider overstiger ikke -73 grader Celsius. Asteroider forblev for det meste uberørte af kosmiske kroppe i milliarder af år. Denne kendsgerning gør det muligt for videnskabsmænd gennem deres forskning at forstå og studere processen med dannelse og evolution af solsystemet.

Er asteroider farlige for Jorden?

Siden Jorden blev dannet for 4,5 milliarder år siden, er asteroider konstant faldet ned på dens overflade. Imidlertid er faldet af store genstande en ret sjælden begivenhed.

Faldet af asteroider med en størrelse på omkring 400 meter i diameter kan føre til en global katastrofe på Jorden. Forskere vurderer, at virkningen af en asteroide af denne størrelse kan rejse nok støv op i atmosfæren til at skabe en "atomvinter" på Jorden. Faldet af sådanne genstande sker i gennemsnit én gang hvert 100.000 år.

Små asteroider, som kan ødelægge for eksempel en by eller forårsage en enorm tsunami, men ikke vil føre til en global katastrofe, falder til Jorden lidt oftere, cirka hvert 1000 - 10.000 år.

Sidst et lysende eksempel, er faldet af en asteroide med en diameter på omkring 20 meter in Chelyabinsk-regionen. Nedslaget skabte en chokbølge hen over overfladen, som sårede mere end 1.600 mennesker, de fleste fra knust glas. Den samlede kraft af eksplosionen var ifølge forskellige skøn omkring 100 - 200 kilotons TNT.

Nyttige artikler, der vil besvare de fleste interessante spørgsmål om asteroider.

Deep space objekter

Asteroider har været kendt af astronomer i lang tid, men verdenssamfundet begyndte at tale om dem seriøst først efter 2004, da der dukkede oplysninger op i medierne om, at dette kunne have været en katastrofe, der ødelagde omkring 25% af livet på planeten. Derefter blev asteroidens bane genberegnet, alle faldt til ro, men interessen for asteroider og andre forblev. Så, ?
1

Diameteren er omkring 950 km. Hvad dette himmellegeme har været siden dets opdagelse (hvilket skete et øjeblik i 1801!): en fuldgyldig planet, en asteroide, og siden 2006 er den blevet betragtet som en dværgplanet - for at være den største i asteroidebæltet . Ceres er kugleformet, hvilket er helt ukarakteristisk for asteroider, kernen består af sten, og skorpen er lavet af mineraler og vandis. Det nærmeste punkt i dens kredsløb er i en afstand af 263 millioner km fra Jorden, så det er usandsynligt, at der skal forventes en kollision - i hvert fald inden for de næste par tusinde år.

Dens diameter er 532 km. Den indgår også i asteroidebæltet og er meget rig på silicium - i fremtiden kan den blive en kilde til mineraler for jordboerne.

530 km i diameter. Selvom Vesta er mindre i størrelse end tidligere asteroider, er det den tungeste asteroide. Dens kerne består af tungmetal, dens skorpe er lavet af sten. På grund af denne stens egenskaber reflekterer Vesta 4 gange mere sollys end lederen af vores top - Ceres, så nogle gange, en gang hvert 3-4 år, kan Vestas bevægelser observeres fra Jorden med det blotte øje.

Dens diameter er betydelig - 407 km, men denne asteroide er så svag, at den blev opdaget senere end de andre. Hygea er en typisk repræsentant for den mest almindelige type asteroide - med kulstofindhold. I det øjeblik, hvor det maksimalt nærmer sig Jorden, kan dette himmellegeme ikke observeres gennem et teleskop, men gennem en kikkert.

Diameter – 326 km. På trods af at Interamnia er en meget stor asteroide, er den stadig et meget lidt undersøgt himmellegeme. Først og fremmest fordi de tilhører asteroider af den sjældne spektralklasse F - hverken deres nøjagtige sammensætning eller indre struktur moderne videnskab ukendt. Hvad angår interamnia, er selv dens nøjagtige form ukendt! Fuldstændige mysterier...

Diameteren af denne asteroide er 302,5 km, og den blev opdaget for lang tid siden - i 1858. Den har en meget langstrakt bane, så afstanden fra Europa til Solen kan ændre sig meget betydeligt (hvis der var liv her, ville det være nogle superadaptive mutanter!). Dens tæthedsindeks er kun lidt større end vands, hvilket betyder, at overfladen af dette himmellegeme er porøs. Det er som en kæmpe pimpsten, der roterer i Den Store Asteroidering.

Dens diameter varierer ifølge forskellige skøn fra 270 til 326 km. Hvor kommer sådan et mærkeligt navn fra? Opdageren af denne asteroide, Raymond Dugan, opkaldte det himmellegeme, han opdagede efter astronomiprofessor David Todd, men navnet blev omdannet til en "kvindelig" version - "David", da der på det tidspunkt kun blev givet kvindelige navne til asteroider (og , som du måske allerede har bemærket, er de fleste fra græsk mytologi).

Diameter – 232 km. Denne asteroide har ligesom Europa en stor porøsitet - i det væsentlige er det en bunke murbrokker, der holdes sammen af tyngdekraften. Sylvia er den første tredobbelte asteroide, vi kender, fordi den har mindst 2 satellitter!

Et meget mærkeligt rumobjekt med dimensioner på 370 × 195 × 205 og en form, der ligner enten en jordnød eller en håndvægt, og udover alting har den også sin egen (endnu unavngivne) måne. Dens oprindelse er interessant: faktum er, at Hector består af en blanding af sten og is. Kuiperbælteobjekterne Pluto og dens satellit Triton har denne sammensætning. Det betyder, at Hector ankom fra Kuiperbæltet (området i rummet hinsides Pluto), højst sandsynligt ved begyndelsen af solsystemets dannelse, da planeterne aktivt migrerede.

Størrelse - ifølge forskellige kilder, fra 248 til 270 km - er en stor og hurtigt roterende asteroide. Den har en meget høj tæthed, men det skyldes dens store størrelse.
Og netop for nylig - den 19. juli - passerede asteroiden UW-158 med en kerne indeholdende omkring 100 millioner tons platin meget tæt på Jorden (2,4 millioner km, intet for rummet)! Sådan rigdom er væk... Så asteroider fortsætter med at overraske os!

Sammensat billede (i skala) af asteroider taget i høj opløsning. Fra 2011 var disse, fra største til mindste: (4) Vesta, (21) Lutetia, (253) Matilda, (243) Ida og hans ledsager Dactyl, (433) Eros, (951) Gaspra, (2867) Steins , (25143) Itokawa

Asteroide (et synonym almindeligt indtil 2006 - mindre planet) er et relativt lille himmellegeme, der bevæger sig i kredsløb omkring. Asteroider er væsentligt ringere i masse og størrelse, har en uregelmæssig form og har ikke, selvom de måske også har.

Definitioner

Sammenlignende størrelser af asteroide (4) Vesta, dværgplaneten Ceres og Månen. Opløsning 20 km pr. pixel

Udtrykket asteroide (fra oldgræsk ἀστεροειδής - "som en stjerne", fra ἀστήρ - "stjerne" og εἶδος - "udseende, udseende, kvalitet") blev opfundet af komponisten af Charles Burneys genstande, som William Herney introducerede. observeret som punkter - i modsætning til planeterne, der, når de observeres gennem et teleskop, ligner diske. Præcis definition Udtrykket "asteroide" er stadig ikke etableret. Indtil 2006 blev asteroider også kaldt mindre planeter.

Hovedparameteren, hvormed klassificeringen udføres, er kropsstørrelse. Asteroider betragtes som kroppe med en diameter på mere end 30 m kaldes mindre kroppe.

I 2006 klassificerede Den Internationale Astronomiske Union de fleste asteroider som .

Asteroider i solsystemet

Hovedasteroidebælte ( hvid farve) og trojanske asteroider fra Jupiter (grøn)

I øjeblikket er hundredtusindvis af asteroider blevet opdaget i solsystemet. Pr. 11. januar 2015 var der 670.474 objekter i databasen, hvoraf 422.636 havde præcist bestemte baner og tildelt et officielt nummer, mere end 19.000 af dem havde officielt godkendte navne. Det anslås, at der kan være fra 1,1 til 1,9 millioner objekter i solsystemet, der er større end 1 km. Mest kendt på dette øjeblik asteroider er koncentreret indenfor, placeret mellem banerne og.

Den blev betragtet som den største asteroide i solsystemet med dimensioner på cirka 975 × 909 km, men siden den 24. august 2006 har den fået status. De to andre største asteroider er (2) Pallas og har en diameter på ~500 km. (4) Vesta er det eneste asteroidebælteobjekt, der kan observeres det blotte øje. Asteroider, der bevæger sig i andre baner, kan også observeres under tætte passager (for eksempel (99942) Apophis).

Den samlede masse af alle hovedbælteasteroider er anslået til 3,0-3,6 10 21 kg, hvilket kun er omkring 4% af massen. Massen af Ceres er 9,5 10 20 kg, det vil sige omkring 32% af det samlede antal, og sammen med de tre største asteroider (4) Vesta (9%), (2) Pallas (7%), (10) Hygiea ( 3%) - 51%, det vil sige, at langt de fleste asteroider har en ubetydelig masse efter astronomiske standarder.

Asteroide udforskning

Studiet af asteroider begyndte efter opdagelsen af planeten i 1781 af William Herschel. Dens gennemsnitlige heliocentriske afstand viste sig at svare til Titius-Bode-reglen.

I slutningen af det 18. århundrede organiserede Franz Xaver en gruppe på 24 astronomer. Siden 1789 har denne gruppe ledt efter en planet, der ifølge Titius-Bode-reglen skulle være placeret i en afstand af omkring 2,8 astronomiske enheder fra Solen – mellem Mars og Jupiters kredsløb. Opgaven var at beskrive koordinaterne for alle stjerner i området for stjernetegnskonstellationer på et bestemt tidspunkt. På de efterfølgende nætter blev koordinaterne kontrolleret, og genstande, der havde bevæget sig længere afstande, blev identificeret. Den anslåede forskydning af den ønskede planet skulle have været omkring 30 buesekunder i timen, hvilket burde have været let at bemærke.

Ironisk nok blev den første asteroide, Ceres, opdaget ved et uheld af den italienske Piazzi, som ikke var involveret i dette projekt, i 1801, den første nat i århundredet. Tre andre - (2) Pallas, (3) Juno og (4) Vesta - blev opdaget i løbet af de næste par år - den sidste, Vesta, i 1807. Efter yderligere 8 års resultatløse søgninger besluttede de fleste astronomer, at der ikke var mere der, og stoppede forskningen.

Karl Ludwig Henke blev dog ved, og i 1830 genoptog han søgen efter nye asteroider. Femten år senere opdagede han Astraea, den første nye asteroide i 38 år. Han opdagede også Hebe mindre end to år senere. Herefter sluttede andre astronomer sig til eftersøgningen, og efterfølgende blev der opdaget mindst én ny asteroide om året (med undtagelse af 1945).

I 1891 var Max Wolf den første til at bruge astrofotograferingsmetoden til at søge efter asteroider, hvor asteroider efterlod korte lyslinjer i fotografier med en lang eksponeringsperiode. Denne metode fremskyndede opdagelsen af nye asteroider betydeligt sammenlignet med tidligere anvendte visuelle observationsmetoder: Max Wolf opdagede på egen hånd 248 asteroider, begyndende med (323) Brusius, mens lidt mere end 300 var blevet opdaget før ham , 385 tusinde asteroider har officielt nummer, og 18 tusinde af dem er også et navn.

I 2010 annoncerede to uafhængige hold af astronomer fra USA, Spanien og Brasilien, at de samtidig havde opdaget vandis på overfladen af en af de største hovedbælte-asteroider, Themis. Denne opdagelse giver indsigt i vandets oprindelse på Jorden. I begyndelsen af sin eksistens var Jorden for varm til at rumme nok vand. Dette stof skulle ankomme senere. Det blev antaget, at kometer kunne have bragt vand til Jorden, men den isotopiske sammensætning af terrestrisk vand og vand i kometer stemmer ikke overens. Derfor kan det antages, at vand blev bragt til Jorden under dets kollision med asteroider. Forskere opdagede også komplekse kulbrinter på Themis, herunder molekyler, der er forløbere for liv.

Asteroide navngivning

Først fik asteroider navnene på helte fra romersk og græsk mytologi, senere fik opdagere ret til at kalde dem, hvad de ville - for eksempel ved deres eget navn. Først fik asteroider overvejende kvindelige navne, kun asteroider med usædvanlige baner (for eksempel Icarus, der nærmede sig Solen) fik mandlige navne. Senere blev denne regel ikke længere overholdt.

Ikke nogen asteroide kan modtage et navn, men kun en, hvis kredsløb er blevet mere eller mindre pålideligt beregnet. Der har været tilfælde, hvor en asteroide fik et navn årtier efter dens opdagelse. Indtil kredsløbet er beregnet, får asteroiden en midlertidig betegnelse, der afspejler datoen for dens opdagelse, for eksempel 1950 DA. Tallene angiver året, det første bogstav er nummeret på halvmånen i det år, hvor asteroiden blev opdaget (i det givne eksempel er dette anden halvdel af februar). Det andet bogstav angiver serienummeret på asteroiden i den angivne halvmåne i vores eksempel, asteroiden blev opdaget først. Da der er 24 halvmåner og 26 engelske bogstaver, bruges to bogstaver ikke i betegnelsen: I (på grund af ligheden med enheden) og Z. Hvis antallet af asteroider opdaget under halvmånen overstiger 24, vender de igen tilbage til begyndelsen af alfabetet, tildele sekundet bogstavindekset er 2, næste gang det vender tilbage - 3 osv.

Efter at have modtaget et navn, består den officielle navngivning af asteroiden af nummeret ( serienummer) og navne - (1) Ceres, (8) Flora mv.

Bestemmelse af formen og størrelsen af en asteroide

Asteroide (951) Gaspra. Et af de første billeder af en asteroide taget fra et rumfartøj. Transmitteret af Galileo-rumsonden under dens forbiflyvning af Gaspra i 1991 (farver forbedret)

De første forsøg på at måle asteroidernes diametre ved hjælp af metoden direkte måling synlige skiver ved hjælp af et filamentmikrometer blev udført af William Herschel i 1802 og Johann Schröter i 1805. Efter dem målte andre astronomer i det 19. århundrede de lyseste asteroider på lignende måde. Den største ulempe ved denne metode var de betydelige uoverensstemmelser i resultaterne (for eksempel var de mindste og maksimale størrelser af Ceres opnået af forskellige videnskabsmænd ti gange forskellige).

Moderne metoder til at bestemme størrelsen af asteroider omfatter metoder til polarimetri, radar, speckle interferometri, transit og termisk radiometri.

En af de enkleste og højeste kvalitet er transitmetoden. Når en asteroide bevæger sig i forhold til Jorden, passerer den nogle gange mod baggrunden af en fjern stjerne. Dette fænomen kaldes asteroideokkultation. Ved at måle varigheden af faldet i lysstyrken af en given stjerne og kende afstanden til asteroiden, kan du ganske nøjagtigt bestemme dens størrelse. Denne metode gør det muligt ret præcist at bestemme størrelsen af store asteroider, som Pallas.

Polarimetrimetoden involverer bestemmelse af størrelsen baseret på asteroidens lysstyrke. Jo større asteroiden er, jo mere sollys reflekterer den. Imidlertid afhænger lysstyrken af en asteroide stærkt af albedoen på asteroidens overflade, som igen bestemmes af sammensætningen af dens bjergarter. For eksempel reflekterer asteroiden Vesta, på grund af dens overflades høje albedo, 4 gange mere lys end Ceres og er den mest synlige asteroide på himlen, som nogle gange kan observeres med det blotte øje.

Selve albedoen kan dog også bestemmes ret nemt. Faktum er, at jo lavere lysstyrken af asteroiden er, det vil sige, jo mindre reflekterer den solstråling i det synlige område, jo mere absorberer det det og opvarmer det og udsender det i form af varme i det infrarøde område.

Polarimetrimetoden kan også bruges til at bestemme formen på en asteroide, ved at registrere ændringer i dens lysstyrke under rotation, og til at bestemme perioden for denne rotation, samt til at identificere store strukturer på overfladen. Derudover bruges resultater opnået fra infrarøde teleskoper til at bestemme dimensioner ved hjælp af termisk radiometri.

Asteroid klassificering

Den generelle klassificering af asteroider er baseret på deres baners karakteristika og en beskrivelse af det synlige spektrum af sollys, der reflekteres af deres overflade.

Orbit grupper og familier

Asteroider er grupperet i grupper og familier baseret på karakteristikaene af deres baner. Normalt er gruppen opkaldt efter den første asteroide, der blev opdaget i en given bane. Grupper er relativt løse formationer, mens familier er tættere, dannet i fortiden under ødelæggelsen af store asteroider fra kollisioner med andre objekter.

Spektralklasser

I 1975 udviklede Clark R. Chapman, David Morrison og Ben Zellner et system til klassificering af asteroider baseret på farve, albedo og karakteristika for spektret af reflekteret sollys. Oprindeligt definerede denne klassifikation kun tre typer asteroider:

Klasse C - kulstof, 75% af kendte asteroider.
Klasse S - silikat, 17% af kendte asteroider.
Klasse M - metal, de fleste andre.

Denne liste blev senere udvidet, og antallet af typer fortsætter med at vokse, efterhånden som flere asteroider studeres i detaljer:

Klasse A - karakteriseret ved en ret høj albedo (mellem 0,17 og 0,35) og en rødlig farve i den synlige del af spektret.
Klasse B - generelt hører de til klasse C-asteroider, men de absorberer næsten ikke bølger under 0,5 mikron, og deres spektrum er lidt blåligt. Albedoen er generelt højere end for andre kulstofasteroider.
Klasse D - karakteriseret ved en meget lav albedo (0,02−0,05) og et glat rødligt spektrum uden klare absorptionslinjer.
Klasse E - overfladen af disse asteroider indeholder et mineral såsom enstatit og kan ligne achondritter.
Klasse F - generelt ligner klasse B-asteroider, men uden spor af "vand".
Klasse G - karakteriseret ved en lav albedo og et næsten fladt (og farveløst) reflektansspektrum i det synlige område, hvilket indikerer stærk ultraviolet absorption.
Klasse P - ligesom klasse D asteroider, de er karakteriseret ved en ret lav albedo (0,02−0,07) og et glat rødligt spektrum uden klare absorptionslinjer.
Klasse Q - ved en bølgelængde på 1 mikron indeholder spektret af disse asteroider lyse og brede linjer af olivin og pyroxen og desuden funktioner, der indikerer tilstedeværelsen af metal.
Klasse R - karakteriseret ved en relativt høj albedo og et rødligt reflektansspektrum ved en længde på 0,7 µm.
Klasse T - karakteriseret ved en lav albedo og et rødligt spektrum (med moderat absorption ved en bølgelængde på 0,85 μm), som ligner spektret af P- og D-klasse asteroider, men indtager en mellemposition i hældning.
Klasse V - asteroider af denne klasse er moderat lyse og ret tæt på den mere generelle S-klasse, som også hovedsageligt består af sten, silikater og jern (kondritter), men udmærker sig ved deres højere pyroxenindhold.
Klasse J er en klasse af asteroider, der menes at være dannet fra det indre af Vesta. Deres spektre er tæt på klasse V-asteroidernes spektre, men de er kendetegnet ved særligt stærke absorptionslinjer ved en bølgelængde på 1 μm.

Man skal huske på, at antallet af kendte asteroider, der er klassificeret som en bestemt type, ikke nødvendigvis svarer til virkeligheden. Nogle typer er ret svære at bestemme, og typen af en given asteroide kan ændre sig med mere omhyggelig forskning.

Problemer med spektral klassificering

Oprindeligt var spektral klassificering baseret på tre typer materiale, der udgør asteroider:

Klasse C - kulstof (karbonater).
Klasse S - silicium (silikater).
Klasse M - metal.

Der er dog tvivl om, at en sådan klassificering utvetydigt bestemmer sammensætningen af asteroiden. Mens den forskellige spektralklasse af asteroider indikerer deres forskellige sammensætning, er der ingen beviser for, at asteroider af samme spektralklasse er sammensat af de samme materialer. Som et resultat accepterede forskerne ikke nyt system, og implementeringen af spektral klassificering stoppede.

Størrelsesfordeling

Antallet af asteroider falder mærkbart, efterhånden som deres størrelse øges. Selvom dette generelt følger en magtlov, er der toppe ved 5 km og 100 km, hvor der er flere asteroider, end man ville forvente ud fra en logaritmisk fordeling.

Asteroide dannelse

I juli 2015 blev Victor Blanco-teleskopets DECam-kamera rapporteret at have opdaget Neptuns 11. og 12. trojaner, 2014 QO441 og 2014 QP441. Dette øgede antallet af trojanske heste ved Neptuns L4-punkt til 9. Denne undersøgelse opdagede også 20 andre objekter udpeget som Minor Planet Center, inklusive 2013 RF98, som har en af de længste omløbsperioder.

Objekter i denne gruppe får navnene på kentaurer fra gammel mytologi.

Den første kentaur, der blev opdaget, var Chiron (1977). Når den nærmer sig perihelium, udviser den en koma karakteristisk for kometer, så Chiron er klassificeret som både en komet (95P/Chiron) og en asteroide (2060 Chiron), selvom den er betydeligt større end en typisk komet.