En av asteroidene i solsystemet. Trussel fra bane

Astronomer har studert asteroider i lang tid, men verdenssamfunnet ble interessert i dem for bare 10 år siden, etter massemedia rapporterte fare for kollisjon med himmellegemet Apophis. Denne katastrofen ville være døden til en fjerdedel av verdens befolkning. Senere, da forskere beregnet asteroidens bane på nytt, gikk panikken over, men interessen for himmelske småstein og astronomi forble. Hvilke asteroider er de mest "merkbare"?

Størrelsen på denne asteroiden når nesten 950 kilometer. Oppdagelsen av dette himmellegemet skjedde i 1801, og siden har det ikke fått navn. Først en fullverdig planet, deretter en asteroide, og i 2006 ble den gjenkjent dvergplanet, siden Ceres er det kraftigste objektet i asteroidebeltet. Ceres ser ut som en kule, noe som er litt overraskende for en asteroide, og dens steinete kjerne og skorpe er laget av mineraler og frossent vann. Jordboere trenger ikke å være redd for en kollisjon med Ceres i de kommende årtusener, siden banepunktet er så mye som 263 millioner kilometer unna Jorden.

Den kan også skryte av sin størrelse – 532 kilometer. Pallas er også en del av asteroidebeltet, og det er store forhåpninger til det på grunn av silisiumet det er rikt på. Kanskje en dag vil Pallas være en verdifull kilde til silisium for oss.

Diameteren til denne asteroiden er 530 kilometer. Men selv med sin mindre størrelse har Vesta ledelsen i "tungvekten". Asteroidens kjerne er tungmetall, og jordskorpen er stein. På grunn av forskjellene er Vesta i stand til å reflektere fire ganger mer sollys enn andre asteroider. Det er på grunn av dette at det noen ganger kan sees fra jorden. Denne hendelsen skjer en gang hvert tredje til fjerde år.

Denne asteroiden kan ikke kalles liten, dens diameter er omtrent 400 kilometer. Men Hygiea er veldig svak, så den ble oppdaget senere enn kollegene. Hygea er helt typisk for den vanligste typen asteroide og har karbonholdig innhold. Når Hygeia er nærmest planeten Jorden, kan den sees med kikkert.

En asteroide med en diameter på 326 kilometer, selv om den anses som ganske stor, er fortsatt et lite studert himmelobjekt den dag i dag. Og grunnen er at Interamnia er himmelsk kropp en sjelden spektralklasse F. Moderne forskere har fortsatt ikke funnet ut hva astronomiske objekter av denne klassen er laget av, og er også i mørket om deres indre struktur. Hva kan jeg si, selv formen for interamnia er fortsatt et mysterium! Her er et så lite kjent himmelobjekt.

Denne asteroiden ble oppdaget for lenge siden, mer enn hundre og femti år har gått siden den gang. Diameteren er omtrent 302 kilometer. Europa utmerker seg ved sin langstrakte bane, og det er grunnen til at avstanden fra asteroiden til solen svinger hele tiden. Hvis det fantes liv på Europa, ville det vært bebodd av mutanter med økt tilpasningsevne. Europas tetthet er nesten den samme som vann, så overflaten til asteroiden er porøs. Se for deg en flygende pimpstein som spinner i den store asteroideringen.

Diameteren til dette himmelobjektet er estimert annerledes; den varierer fra 270-326 kilometer. Davida skylder navnet sitt til oppdageren, Raymond Dugan, som dedikerte asteroiden til astronomiprofessor David Todd. Deretter ble "David" omgjort til et kvinnenavn, siden det på den tiden var vanlig å bare gi himmellegemer kvinnelige navn, og prøvde å ta dem fra gresk mytologi.

Et himmellegeme med en diameter på 232 kilometer. Silvia, som Europa, er porøs, men av forskjellige grunner. Asteroiden er laget av steinsprut, holdt sammen bare av tyngdekraften. Sylvia er også kjent for å være den første trippelasteroiden som har så mange som to måner.

En fantastisk asteroide som ser ut som enten peanøtter eller manualer. Takket være den merkelige formen har den forårsaket kontrovers om opprinnelsen, noen anser den som menneskeskapt, andre forskere beviser det naturlig opprinnelse. Hector har sin egen, ennå ikke navngitte, måne. Hector er også interessant på grunn av sin opprinnelse, den inneholder steiner og is. Denne sammensetningen finnes blant asteroider i Kuiperbeltet, noe som betyr at Hector kom derfra.

Et himmellegeme med en diameter på 248-270 kilometer roterer veldig raskt. Dens tetthet er veldig høy, men forskere forklarer dette med "storheten" til Euphrosyne. Forresten, asteroider slutter aldri å forbløffe publikum! Ganske nylig passerte himmellegemet UW-158 i en avstand på 2,4 millioner kilometer fra planeten vår. Overraskende nok inneholder kjernen nesten 100 millioner tonn platina! Det er til og med litt trist at slik rikdom bokstavelig talt fløt bort fra oss!

Formen og overflaten til asteroiden Ida.
Nord er på toppen.
Animasjonen ble gjort av Typhoon Oner.
(Opphavsrettsbeskyttet © 1997 av A. Tayfun Oner).

1. Generelle ideer

Asteroider er solide steinlegemer som, i likhet med planeter, beveger seg i elliptiske baner rundt solen. Men størrelsen på disse kroppene er mye mindre enn vanlige planeter, så de kalles også mindre planeter. Diametrene til asteroider varierer fra flere titalls meter (konvensjonelt) til 1000 km (størrelsen til den største asteroiden Ceres). Begrepet "asteroide" (eller "stjernelignende") ble laget av den berømte astronomen William Herschel fra 1700-tallet for å beskrive utseendet til disse objektene når de ble observert gjennom et teleskop. Selv med de største bakkebaserte teleskopene er det umulig å skille de synlige skivene til de største asteroidene. De blir observert som punktkilder til lys, selv om de, som andre planeter, selv ikke avgir noe i det synlige området, men bare reflekterer det innfallende sollys. Diametrene til noen asteroider ble målt ved å bruke "stjerneokkultasjonsmetoden", i de heldige øyeblikkene da de var i samme siktelinje med tilstrekkelig klare stjerner. I de fleste tilfeller estimeres deres størrelser ved hjelp av spesielle astrofysiske målinger og beregninger. Hovedtyngden av for tiden kjente asteroider beveger seg mellom banene til Mars og Jupiter i en avstand fra Solen på 2,2-3,2 astronomiske enheter (heretter - AU). Totalt er det til dags dato oppdaget omtrent 20 000 asteroider, hvorav omtrent 10 000 er registrert, det vil si at de er tildelt nummer eller til og med egennavn, og banene er beregnet med stor nøyaktighet. Egennavn for asteroider blir vanligvis tildelt av oppdagerne, men i samsvar med etablerte internasjonale regler. Til å begynne med, da lite var kjent om de mindre planetene, ble navnene deres hentet, som for andre planeter, fra gammel gresk mytologi. Det ringformede området av rommet som disse kroppene okkuperer kalles hovedasteroidebeltet. Med en gjennomsnittlig lineær banehastighet på rundt 20 km/s bruker hovedbelteasteroider én omdreining rundt solen fra 3 til 9 jordår, avhengig av avstanden fra den. Hellingene til planene i banene deres i forhold til ekliptikkplanet når noen ganger 70°, men er vanligvis i området 5-10°. På dette grunnlaget er alle kjente hovedbelteasteroider delt omtrent likt inn i flate (med banehellinger på opptil 8°) og sfæriske delsystemer.

Under teleskopiske observasjoner av asteroider ble det oppdaget at lysstyrken til det absolutte flertallet av dem endres over tid. en kort tid(fra flere timer til flere dager). Astronomer har lenge antatt at disse endringene i lysstyrken til asteroider er relatert til deres rotasjon og bestemmes først og fremst av deres uregelmessige form. De aller første fotografiene av asteroider tatt med romfartøy bekreftet dette og viste også at overflatene til disse kroppene er fylt med kratere eller kratere forskjellige størrelser. Figurene 1-3 viser de første rombildene av asteroider tatt med forskjellige romfartøyer. Det er åpenbart at slike former og overflater av små planeter ble dannet under deres tallrike kollisjoner med andre faste himmellegemer. Generelt, når formen til en asteroide observert fra jorden er ukjent (siden den er synlig som et punktobjekt), prøver de å tilnærme den ved hjelp av en triaksial ellipsoide.

Tabell 1 gir grunnleggende informasjon om de største eller ganske enkelt interessante asteroidene.

Tabell 1. Informasjon om noen asteroider.

N	Asteroide Navn russisk/lat.	Diameter (km)	Vekt (10 15 kg)	Periode rotasjon (time)	Orbital. periode (år)	Område. Klasse	Stor p/akse kule. (au)	Eksentrisitet baner
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/ Ikaros	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 asteroiden som ble oppdaget først. Den ble oppdaget av den italienske astronomen Giuseppe Piazzi 1. januar 1801 og oppkalt etter den romerske gudinnen for fruktbarhet.

2 Pallas er den nest største asteroiden, også den andre oppdaget. Dette ble gjort av den tyske astronomen Heinrich Olbers 28. mars 1802.

3 Juno - oppdaget av K. Harding i 1804.

4 Vesta er den tredje største asteroiden, også oppdaget av G. Olbers i 1807. Denne kroppen har observasjonsbevis på tilstedeværelsen av en basaltisk skorpe som dekker en olivinmantel, noe som kan være en konsekvens av smelting og differensiering av stoffet. Bildet av den synlige disken til denne asteroiden ble først tatt i 1995 ved hjelp av American Space Telescope. Hubble, opererer i lav bane rundt jorden.

8 Flora er den største asteroiden i en stor familie av asteroider med samme navn, med flere hundre medlemmer, som først ble karakterisert av den japanske astronomen K. Hirayama. Asteroider av denne familien har svært nære baner, noe som sannsynligvis bekrefter deres felles opprinnelse fra en felles foreldrekropp som ble ødelagt under en kollisjon med en annen kropp.

243 Ida er en hovedbelteasteroide, bilder av denne ble tatt med romfartøyet Galileo 28. august 1993. Disse bildene gjorde det mulig å oppdage en liten satellitt av Ida, senere kalt Dactyl. (Se figur 2 og 3).

253 Matilda er en asteroide, bilder av denne ble tatt med romfartøyet NIAR i juni 1997 (se fig. 4).

433 Eros er en jordnær asteroide, bilder av denne ble tatt med romfartøyet NIAR i februar 1999.

951 Gaspra er en hovedbelteasteroide som først ble avbildet av romfartøyet Galileo 29. oktober 1991 (se fig. 1).

1566 Icarus er en asteroide som nærmer seg jorden og krysser dens bane, med en veldig stor eksentrisitet i bane (0,8268).

1620 Geograph er en jordnær asteroide som enten er et binært objekt eller har en veldig uregelmessig form. Dette følger av lysstyrkens avhengighet av rotasjonsfasen rundt sin egen akse, så vel som fra radarbildene.

1862 Apollo - den største asteroiden av samme familie av kropper som nærmer seg jorden og krysser dens bane. Eksentrisiteten til Apollos bane er ganske stor - 0,56.

2060 Chiron er en asteroide-komet som viser periodisk kometaktivitet (regelmessige økninger i lysstyrke nær perihelium av banen, det vil si i en minimumsavstand fra solen, noe som kan forklares ved fordampning av flyktige forbindelser inkludert i asteroiden), beveger seg langs en eksentrisk bane (eksentrisitet 0,3801) mellom banene til Saturn og Uranus.

4179 Toutatis er en binær asteroide hvis komponenter sannsynligvis er i kontakt og måler omtrent 2,5 km og 1,5 km. Bilder av denne asteroiden ble tatt ved hjelp av radarer plassert ved Arecibo og Goldstone. Av alle de for øyeblikket kjente jordnære asteroidene i det 21. århundre, bør Toutatis være på nærmeste avstand (ca. 1,5 millioner km, 29. september 2004).

4769 Castalia er en dobbel asteroide med omtrent identiske (0,75 km i diameter) komponenter i kontakt. Radiobildet ble tatt ved hjelp av radar ved Arecibo.

Bilde av asteroide 951 Gaspra

Ris. 1. Bilde av asteroide 951 Gaspra, oppnådd ved bruk av romfartøyet Galileo, i pseudofarge, det vil si som en kombinasjon av bilder gjennom fiolette, grønne og røde filtre. De resulterende fargene er spesielt forbedret for å fremheve subtile forskjeller i overflatedetaljer. Utsatte områder har en blåaktig fargetone steiner, mens områder dekket med regolit (knust materiale) har en rødlig farge. Den romlige oppløsningen på hvert punkt i bildet er 163 m. Gaspra har en uregelmessig form og omtrentlige dimensjoner langs 3 akser på 19 x 12 x 11 km. Solen lyser opp asteroiden til høyre.
NASA GAL-09 bilde.

Bilde av asteroide 243 Idas

Ris. 2 Bilde i falske farger av asteroiden 243 Ida og dens lille måne Dactyl tatt av romfartøyet Galileo. Kildebildene som ble brukt for å få bildet vist på figuren er tatt fra omtrent 10 500 km. Fargeforskjeller kan indikere variasjoner i overflateaktivt stoffsammensetning. De knallblå områdene kan være belagt med et stoff som består av jernholdige mineraler. Idas lengde er 58 km, og rotasjonsaksen er orientert vertikalt med en svak tilt til høyre.
NASA GAL-11 bilde.

Ris. 3. Bilde av Dactyl, den lille satellitten til 243 Ida. Det er foreløpig ikke kjent om han er en del av Ida, brutt fra henne under en slags kollisjon, eller et fremmedlegeme fanget av henne gravitasjonsfelt og beveger seg i en sirkulær bane. Dette bildet ble tatt 28. august 1993 gjennom et nøytralt tetthetsfilter fra en avstand på omtrent 4000 km, 4 minutter før den nærmeste tilnærmingen til asteroiden. Dimensjonene til Dactyl er omtrent 1,2 x 1,4 x 1,6 km. NASA GAL-04-bilde

Asteroide 253 Matilda

Ris. 4. Asteroide 253 Matilda. NASA-bilde fra NEAR-romfartøyet

2. Hvordan kunne hovedasteroidebeltet oppstå?

Banene til kropper konsentrert i hovedbeltet er stabile og har en nesten sirkulær eller litt eksentrisk form. Her beveger de seg i en "trygg" sone, hvor gravitasjonspåvirkningen på dem fra store planeter, og først og fremst Jupiter, er minimal. De vitenskapelige fakta som er tilgjengelige i dag viser at det var Jupiter som spilte hovedrolle er at en annen planet ikke kunne oppstå i stedet for hovedasteroidebeltet under fødselen av solsystemet. Men selv i begynnelsen av vårt århundre var mange forskere fortsatt sikre på at det pleide å være en annen stor planet mellom Jupiter og Mars, som av en eller annen grunn kollapset. Olbers var den første som uttrykte en slik hypotese, umiddelbart etter oppdagelsen av Pallas. Han kom også opp med navnet på denne hypotetiske planeten - Phaeton. La oss gjøre det liten retrett og beskriv en episode fra solsystemets historie - den historien som er basert på moderne vitenskapelige fakta. Dette er spesielt nødvendig for å forstå opprinnelsen til hovedbelteasteroider. Et stort bidrag til dannelsen av den moderne teorien om opprinnelsen til solsystemet ble gitt av sovjetiske forskere O.Yu. Schmidt og V.S. Safronov.

En av de største kroppene, dannet i bane rundt Jupiter (i en avstand på 5 AU fra Solen) for rundt 4,5 milliarder år siden, begynte å øke i størrelse raskere enn andre. Siden det er på grensen til kondensering av flyktige forbindelser (H 2, H 2 O, NH 3, CO 2, CH 4, etc.), som strømmet fra en sone på den protoplanetariske skiven nærmere solen og mer oppvarmet, ble denne kroppen senteret for akkumulering av materie bestående av hovedsakelig fra frosne gasskondensat. Da den nådde en tilstrekkelig stor masse, begynte den med gravitasjonsfeltet å fange opp tidligere kondensert stoff som ligger nærmere Solen, i sonen til foreldrekroppene til asteroider, og dermed bremse veksten til sistnevnte. På den annen side ble mindre kropper som ikke ble fanget av proto-Jupiter av noen grunn, men som var innenfor sfæren av gravitasjonspåvirkningen, effektivt spredt i forskjellige retninger. På lignende måte var det sannsynligvis en utstøting av kropper fra formasjonssonen til Saturn, om enn ikke så intenst. Disse kroppene penetrerte også beltet til foreldrekroppene til asteroider eller planetesimaler som oppsto tidligere mellom banene til Mars og Jupiter, og "feide" dem ut av denne sonen eller utsatte dem for fragmentering. Før dette var dessuten den gradvise veksten av asteroidenes overordnede kropper mulig på grunn av deres lave relative hastigheter (opptil omtrent 0,5 km/s), når kollisjoner av objekter endte i deres forening, og ikke fragmentering. Økningen i strømmen av kropper kastet inn i asteroidebeltet av Jupiter (og Saturn) under veksten førte til at de relative hastighetene til asteroidenes foreldrekropper økte betydelig (opptil 3-5 km/s) og ble mer kaotisk. Til syvende og sist ble prosessen med akkumulering av asteroide foreldrelegemer erstattet av prosessen med deres fragmentering under gjensidige kollisjoner, og den potensielle muligheten for å danne en tilstrekkelig stor planet i en gitt avstand fra solen forsvant for alltid.

3. Asteroidebaner

tilbake til nåværende situasjon asteroidebelte, bør det understrekes at Jupiter fortsatt spiller en primær rolle i utviklingen av asteroidebaner. Den langsiktige gravitasjonspåvirkningen (mer enn 4 milliarder år) av denne gigantiske planeten på asteroidene i hovedbeltet har ført til at det er en rekke "forbudte" baner eller til og med soner der det praktisk talt ikke finnes små planeter. , og hvis de kommer dit, kan de ikke bli der lenge. De kalles gaps eller Kirkwood-luker, oppkalt etter Daniel Kirkwood, forskeren som først oppdaget dem. Slike baner er resonans, siden asteroider som beveger seg langs dem opplever sterk gravitasjonspåvirkning fra Jupiter. Omløpsperiodene som tilsvarer disse banene er i enkle forhold til Jupiters omløpsperiode (for eksempel 1:2; 3:7; 2:5; 1:3, etc.). Hvis en asteroide eller dens fragment, som et resultat av en kollisjon med et annet legeme, faller inn i en resonans eller nær dens bane, endres den semimajor aksen og eksentrisiteten til dens bane ganske raskt under påvirkning av det jovianske gravitasjonsfeltet. Det hele ender med at asteroiden enten forlater resonansbanen og kan til og med forlate hovedasteroidebeltet, eller den er dømt til nye kollisjoner med nabokropper. Dette rydder det tilsvarende Kirkwood-rommet for alle objekter. Imidlertid bør det understrekes at i hovedasteroidebeltet er det ingen hull eller tomme rom hvis vi forestiller oss den øyeblikkelige fordelingen av alle kroppene som er inkludert i det. Alle asteroider, til enhver tid, fyller asteroidebeltet ganske jevnt, siden de beveger seg langs elliptiske baner og tilbringer mesteparten av tiden sin i den "fremmede" sonen. Et annet, "motsatt" eksempel på gravitasjonspåvirkningen til Jupiter: ved den ytre grensen til hovedasteroidebeltet er det to smale ekstra "ringer", tvert imot, sammensatt av banene til asteroider, hvis omløpsperiode er i proporsjoner på 2:3 og 1:1 i forhold til omløpsperioden Jupiter. Det er åpenbart at asteroider med en omløpsperiode som tilsvarer forholdet 1:1 befinner seg direkte i Jupiters bane. Men de beveger seg i en avstand fra den lik radiusen til den Jupiteriske bane, enten foran eller bak. De asteroidene som er foran Jupiter i sin bevegelse kalles "grekere", og de som følger den kalles "trojanere" (så de er oppkalt etter heltene fra den trojanske krigen). Bevegelsen til disse små planetene er ganske stabil, siden de er plassert ved de såkalte "Lagrange-punktene", hvor gravitasjonskreftene som virker på dem utjevnes. Det generelle navnet på denne gruppen av asteroider er "trojanere". I motsetning til trojanere, som gradvis kunne akkumuleres i nærheten av Lagrange-punkter under den lange kollisjonsutviklingen av forskjellige asteroider, er det familier av asteroider med svært nære baner for kroppene deres, som mest sannsynlig ble dannet som et resultat av relativt nylige forfall av deres kropper. tilsvarende overordnede organer. Dette er for eksempel asteroidefamilien Flora, som allerede har rundt 60 medlemmer, og en rekke andre. Nylig har forskere forsøkt å bestemme det totale antallet slike familier av asteroider for dermed å estimere det opprinnelige antallet av deres foreldrekropper.

4. Jordnære asteroider

På nært hold indre kant I hovedasteroidebeltet er det andre grupper av kropper hvis baner strekker seg langt utover hovedbeltet og til og med kan krysse banene til Mars, Jorden, Venus og til og med Merkur. Først av alt er dette gruppene av asteroider Amur, Apollo og Aten (med navnene på de største representantene inkludert i disse gruppene). Banene til slike asteroider er ikke lenger like stabile som de til hovedbeltekropper, men utvikler seg relativt raskt under påvirkning av gravitasjonsfeltene til ikke bare Jupiter, men også de terrestriske planetene. Av denne grunn kan slike asteroider flytte fra en gruppe til en annen, og inndelingen av asteroider i gruppene ovenfor er betinget, basert på data om asteroiders moderne baner. Spesielt beveger amurianerne seg i elliptiske baner, hvis perihelavstand (minimumsavstand til solen) ikke overstiger 1,3 AU. Apolloner beveger seg i baner med en perihelavstand på mindre enn 1 AU. (husk at dette er den gjennomsnittlige avstanden til jorden fra solen) og trenge inn i jordens bane. Hvis for Amurians og Apollonians halvhovedaksen til banen overstiger 1 AU, så er den for Atonians mindre enn eller i størrelsesorden denne verdien, og disse asteroidene beveger seg derfor hovedsakelig innenfor jordens bane. Det er åpenbart at Apollons og Atonians, som krysser jordens bane, kan skape en trussel om kollisjon med den. Det er til og med en generell definisjon av denne gruppen av små planeter som "nær-jorden-asteroider" - disse er kropper hvis orbitalstørrelser ikke overstiger 1,3 AU. Til dags dato har rundt 800 slike objekter blitt oppdaget, men deres totale antall kan være betydelig større - opptil 1500-2000 med dimensjoner på mer enn 1 km og opptil 135 000 med dimensjoner på mer enn 100 m. Den eksisterende trusselen mot jorden fra asteroider og andre kosmiske kropper som befinner seg eller kan ende opp i terrestriske omgivelser er mye diskutert i vitenskapelige og offentlige kretser. Flere detaljer om dette, samt om tiltakene som er foreslått for å beskytte planeten vår, finnes i den nylig utgitte boken redigert av A.A. Boyarchuk.

5. Om andre asteroidebelter

Asteroidelignende kropper eksisterer også utenfor Jupiters bane. I følge de siste dataene viste det seg dessuten at det er mange slike kropper i periferien av solsystemet. Dette ble først foreslått av den amerikanske astronomen Gerard Kuiper tilbake i 1951. Han formulerte hypotesen om at utenfor Neptuns bane, i avstander på rundt 30-50 AU. det kan være et helt belte med kropper som tjener som en kilde til korttidskometer. Faktisk, siden begynnelsen av 90-tallet (med introduksjonen av de største teleskopene med en diameter på opptil 10 m på Hawaii-øyene), har mer enn hundre asteroidelignende objekter med diametere på omtrent 100 til 800 km blitt oppdaget utenfor banen. av Neptun. Samlingen av disse kroppene ble kalt "Kuiper-beltet", selv om de ennå ikke er nok til å danne et "fullverdig" belte. Imidlertid, ifølge noen estimater, kan antallet kropper i den ikke være mindre (om ikke flere) enn i hovedasteroidebeltet. Basert på deres orbitale parametere ble de nyoppdagede kroppene delt inn i to klasser. Omtrent en tredjedel av alle trans-neptunske objekter ble tilordnet den første, såkalte "Plutino-klassen". De beveger seg i en 3:2-resonans med Neptun i ganske elliptiske baner (halvhovedakser ca. 39 AU; eksentrisiteter 0,11-0,35; banehellinger til ekliptikken 0-20 grader), lik Pluto-banen, hvor de oppsto navnet på denne klassen. For tiden er det til og med diskusjoner blant forskere om hvorvidt Pluto skal betraktes som en fullverdig planet eller bare ett av objektene til den ovennevnte klassen. Imidlertid vil Plutos status mest sannsynlig ikke endre seg, siden dens gjennomsnittlige diameter (2390 km) er betydelig større enn diametrene til kjente trans-neptunske objekter, og i tillegg, som de fleste andre planeter i solsystemet, har den en stor satellitt ( Charon) og en atmosfære . Den andre klassen inkluderer de såkalte "typiske Kuiper-belteobjektene", siden de fleste av dem (de resterende 2/3) er kjente og de beveger seg i baner nær sirkulære med semi-hovedakser i området 40-48 AU. og ulike helninger (0-40°). Så langt har store avstander og relativt små størrelser forhindret oppdagelsen av nye lignende kropper i en raskere hastighet, selv om de største teleskopene og den mest moderne teknologien brukes til dette. Basert på en sammenligning av disse kroppene med kjente asteroider basert på deres optiske egenskaper, antas det nå at førstnevnte er de mest primitive i planetsystemet vårt. Dette betyr at materien deres, fra øyeblikket den ble kondensert fra den protoplanetariske tåken, erfarte fullstendig Små forandringer sammenlignet for eksempel med stoffet til de terrestriske planetene. Faktisk kan det absolutte flertallet av disse kroppene i deres sammensetning være kometkjerner, som også vil bli diskutert i delen "Kometer".

En rekke asteroidelegemer er blitt oppdaget (dette antallet vil sannsynligvis øke over tid) mellom Kuiperbeltet og hovedasteroidebeltet - dette er "Centaur-klassen" - i analogi med de gamle greske mytologiske kentaurene (halvt menneske, halvt). -hest). En av deres representanter er asteroiden Chiron, som mer korrekt ville blitt kalt en kometasteroide, siden den med jevne mellomrom viser kometaktivitet i form av en fremvoksende gassatmosfære (koma) og hale. De er dannet av flyktige forbindelser som utgjør stoffet i denne kroppen når den passerer gjennom periheldelene av sin bane. Chiron er en av de illustrerende eksempler fraværet av en skarp grense mellom asteroider og kometer når det gjelder sammensetningen av materie og muligens opprinnelse. Den er omtrent 200 km stor og dens bane overlapper banene til Saturn og Uranus. Et annet navn på gjenstander i denne klassen er "Kazimirchak-Polonskaya-beltet" - oppkalt etter E.I. Polonskaya, som beviste eksistensen av asteroidelegemer mellom gigantiske planeter.

6. Litt om asteroideforskningsmetoder

Vår forståelse av asteroidenes natur er nå basert på tre hovedkilder til informasjon: bakkebaserte teleskopiske observasjoner (optiske og radar), bilder hentet fra romfartøyer som nærmer seg asteroider, og laboratorieanalyse av kjente terrestriske bergarter og mineraler, samt meteoritter som har falt til jorden, som (som vil bli diskutert i avsnittet "Meteoritter") hovedsakelig anses å være fragmenter av asteroider, kometkjerner og overflatene til jordiske planeter. Men vi får fortsatt den største mengden informasjon om små planeter ved hjelp av bakkebaserte teleskopiske målinger. Derfor er asteroider delt inn i såkalte "spektraltyper" eller klasser i henhold til først og fremst deres observerbare optiske egenskaper. For det første er dette albedo (andelen lys som reflekteres av en kropp fra mengden sollys som faller inn på den per tidsenhet, hvis vi betrakter innfallsretningene og reflekterte stråler som de samme) og den generelle formen til kroppens refleksjonsspekteret i de synlige og nær-infrarøde områdene (som oppnås ved ganske enkelt å dele lysbølgelengden til den spektrale lysstyrken til overflaten til det observerte legemet ved hver av dem med den spektrale lysstyrken ved samme bølgelengde til selve solen). Disse optiske egenskapene brukes til å vurdere den kjemiske og mineralogiske sammensetningen av stoffet som utgjør asteroidene. Noen ganger tas ytterligere data (hvis noen) i betraktning, for eksempel om radarreflektiviteten til asteroiden, hastigheten på dens rotasjon rundt sin egen akse, etc.

Ønsket om å dele asteroider i klasser forklares av forskernes ønske om å forenkle eller skjematisere beskrivelsen av et stort antall små planeter, selv om, som mer grundige studier viser, dette ikke alltid er mulig. Nylig har det allerede vært behov for å introdusere underklasser og mindre inndelinger av spektraltypene til asteroider for å karakterisere noen generelle trekk ved deres individuelle grupper. Før du gir generelle egenskaper asteroider av forskjellige spektraltyper, vil vi forklare hvordan sammensetningen av asteroidestoff kan vurderes ved hjelp av fjernmålinger. Som allerede nevnt, antas det at asteroider av en bestemt type har omtrent de samme albedoverdiene og reflektansspektra som er like i form, som kan erstattes av gjennomsnittlige (for en gitt type) verdier eller egenskaper. Disse gjennomsnittsverdiene for en gitt type asteroide sammenlignes med lignende verdier for terrestriske bergarter og mineraler, så vel som de meteorittene som prøver er tilgjengelige fra i terrestriske samlinger. Kjemisk og mineralsammensetning s prøver, som kalles "analoge prøver," sammen med deres spektrale og andre fysiske egenskaper, som regel, har allerede blitt godt studert i terrestriske laboratorier. Basert på en slik sammenligning og utvalg av analoge prøver, bestemmes en viss gjennomsnittlig kjemisk og mineralsammensetning av stoffet for asteroider av denne typen til en første tilnærming. Det viste seg at, i motsetning til terrestriske bergarter, er substansen til asteroider som helhet mye enklere eller til og med primitiv. Dette tyder på at de fysiske og kjemiske prosessene som asteroide materie var involvert i gjennom hele solsystemets historie ikke var så mangfoldige og komplekse som på jordiske planeter. Hvis rundt 4000 mineralarter nå anses som pålitelig etablert på jorden, kan det på asteroider være bare noen få hundre av dem. Dette kan bedømmes ut fra antall mineralarter (ca. 300) funnet i meteoritter som falt til jordoverflaten, som kan være fragmenter av asteroider. Et bredt utvalg av mineraler på jorden oppsto ikke bare fordi dannelsen av planeten vår (så vel som andre jordiske planeter) fant sted i en protoplanetær sky mye nærmere Solen, og derfor mer høye temperaturer. I tillegg til at silikatstoffet, metaller og deres forbindelser, som var i flytende eller plastisk tilstand ved slike temperaturer, ble separert eller differensiert ved egenvekt i jordens gravitasjonsfelt, viste de rådende temperaturforholdene seg å være gunstige for fremveksten av et konstant gass eller flytende oksiderende miljø, hvor hovedkomponentene det var oksygen og vann. Deres lange og konstante interaksjon med primære mineraler og bergarter i jordskorpen førte til rikdommen av mineraler som vi observerer. Tilbake til asteroider, bør det bemerkes at de ifølge fjernmålingsdata hovedsakelig består av enklere silikatforbindelser. Først av alt er dette vannfrie silikater, for eksempel pyroksener (deres generelle formel er ABZ 2 O 6, hvor posisjonene "A" og "B" er okkupert av kationer forskjellige metaller, og "Z" - Al eller Si), oliviner (A 2+ 2 SiO 4, hvor A 2+ = Fe, Mg, Mn, Ni) og noen ganger plagioklaser (med generell formel(Na,Ca)Al(Al,Si)Si208). De kalles steindannende mineraler fordi de danner grunnlaget for de fleste bergarter. En annen type silikatforbindelse som vanligvis finnes på asteroider, er hydrosilikater eller lagdelte silikater. Disse inkluderer serpentiner (med den generelle formelen A 3 Si 2 O 5? (OH), hvor A = Mg, Fe 2+, Ni), kloritt (A 4-6 Z 4 O 10 (OH, O) 8, hvor A og Z er hovedsakelig kationer av forskjellige metaller) og en rekke andre mineraler som inneholder hydroksyl (OH). Det kan antas at asteroider ikke bare inneholder enkle oksider, forbindelser (for eksempel svoveldioksid) og legeringer av jern og andre metaller (spesielt FeNi), karbon (organiske) forbindelser, men til og med metaller og karbon i fri stat. Dette er bevist av resultatene fra en studie av meteorittstoff som stadig faller på jorden (se avsnittet "Meteoritter").

7. Spektraltyper av asteroider

Til dags dato har følgende hovedspektralklasser eller typer av små planeter blitt identifisert, utpekt med latinske bokstaver: A, B, C, F, G, D, P, E, M, Q, R, S, V og T. La oss gi en kort beskrivelse av dem.

Type A-asteroider har en ganske høy albedo og den rødeste fargen, som bestemmes av en betydelig økning i deres reflektivitet mot lange bølgelengder. De kan bestå av høytemperaturoliviner (som har et smeltepunkt i området 1100-1900 °C) eller en blanding av olivin med metaller som samsvarer med spektralegenskapene til disse asteroidene. I motsetning til dette har små planeter av typene B, C, F og G en lav albedo (kropper av B-type er noe lettere) og nesten flate (eller fargeløse) i det synlige området, men et reflektansspekter som faller kraftig av ved kort tid. bølgelengder. Derfor antas det at disse asteroidene hovedsakelig er sammensatt av lavtemperatur hydratiserte silikater (som kan dekomponere eller smelte ved temperaturer på 500-1500 ° C) med en blanding av karbon eller organiske forbindelser, som har lignende spektrale egenskaper. Asteroider med lav albedo og rødlig farge har blitt klassifisert som D- og P-typer (D-kropper er rødere). Slike egenskaper har silikater rike på karbon eller organiske stoffer. De består for eksempel av partikler av interplanetært støv, som sannsynligvis fylte den circumsolar protoplanetariske skiven allerede før dannelsen av planeter. Basert på denne likheten kan det antas at D- og P-asteroider er de eldste, lite endrede kroppene i asteroidebeltet. Mindre planeter av E-type har de høyeste albedoverdiene (overflatematerialet deres kan reflektere opptil 50 % av lyset som faller på dem) og er litt rødlige i fargen. Mineralet enstatitt (dette er en høytemperaturvariasjon av pyroksen) eller andre silikater som inneholder jern i en fri (uoksidert) tilstand, som derfor kan være en del av E-type asteroider, har de samme spektrale egenskapene. Asteroider som er like i refleksjonsspektra som kropper av P- og E-type, men som er mellom dem i albedoverdi, er klassifisert som M-type. Det viste seg at de optiske egenskapene til disse gjenstandene er svært like egenskapene til metaller i fri tilstand eller metallforbindelser blandet med enstatitt eller andre pyroksener. Det er nå rundt 30 slike asteroider Ved hjelp av bakkebaserte observasjoner er det nylig etablert et så interessant faktum som tilstedeværelsen av hydratiserte silikater på en betydelig del av disse. Selv om årsaken til fremveksten av en så uvanlig kombinasjon av høytemperatur- og lavtemperaturmaterialer ennå ikke er fullt ut fastslått, kan det antas at hydrosilikater kunne ha blitt introdusert til M-type asteroider under deres kollisjoner med mer primitive legemer. Av de gjenværende spektralklassene i albedo og generell form Refleksspektra i det synlige området av asteroider av Q-, R-, S- og V-type er ganske like: de har en relativt høy albedo (kropper av S-type er litt lavere) og en rødlig farge. Forskjellene mellom dem koker ned til det faktum at det brede absorpsjonsbåndet på omtrent 1 mikron som er tilstede i deres refleksjonsspektre i det nær-infrarøde området har forskjellige dybder. Dette absorpsjonsbåndet er karakteristisk for en blanding av pyroksener og oliviner, og plasseringen av senteret og dybden avhenger av fraksjons- og totalinnholdet av disse mineralene i overflatematerialet til asteroider. På den annen side reduseres dybden av ethvert absorpsjonsbånd i refleksjonsspekteret til et silikatstoff hvis det inneholder ugjennomsiktige partikler (for eksempel karbon, metaller eller deres forbindelser) som skjermer det diffust reflekterte (det vil si transmittert gjennom stoffet) og informasjonsbærende om sammensetningen) lys. For disse asteroidene øker dybden av absorpsjonsbåndet ved 1 μm fra S- til Q-, R- og V-typer. I samsvar med ovenstående kan kropper av de listede typene (unntatt V) bestå av en blanding av oliviner, pyroksener og metaller. Stoffet til asteroider av V-type kan inkludere, sammen med pyroksener, feltspat, og i sammensetningen være lik terrestriske basalter. Og til slutt, den siste, T-typen, inkluderer asteroider som har en lav albedo og et rødlig refleksjonsspektrum, som ligner på spektrene til P- og D-type kropper, men når det gjelder helning, inntar det en mellomposisjon mellom deres spektre. Derfor anses den mineralogiske sammensetningen av asteroider av T-, P- og D-type å være omtrent den samme og tilsvarer silikater rike på karbon eller organiske forbindelser.

Når man studerte fordelingen av asteroider av forskjellige typer i verdensrommet, ble det oppdaget en klar sammenheng mellom deres antatte kjemiske og mineralske sammensetning og avstanden til solen. Det viste seg at jo enklere mineralsammensetningen til et stoff (jo mer flyktige forbindelser det inneholder) disse kroppene har, jo lenger unna er de som regel plassert. Generelt er mer enn 75 % av alle asteroider C-type og befinner seg hovedsakelig i den perifere delen av asteroidebeltet. Omtrent 17 % er S-type og dominerer den indre delen av asteroidebeltet. De fleste av de gjenværende asteroidene er M-type og beveger seg også hovedsakelig i den midtre delen av asteroideringen. Fordelingsmaksima for asteroider av disse tre typene er plassert innenfor hovedbeltet. Maksimum av den totale fordelingen av asteroider av E- og R-typen strekker seg noe utover den indre grensen til beltet mot Solen. Det er interessant at den totale fordelingen av asteroider av P- og D-type tenderer til sitt maksimale mot periferien av hovedbeltet og strekker seg ikke bare utover asteroideringen, men også utenfor Jupiters bane. Det er mulig at fordelingen av P- og D-asteroider i hovedbeltet overlapper med Kazimirchak-Polonskaya-asteroidebeltene som ligger mellom banene til de gigantiske planetene.

For å avslutte gjennomgangen av mindre planeter, vil vi kort skissere betydningen av den generelle hypotesen om opprinnelsen til asteroider av forskjellige klasser, som finner mer og mer bekreftelse.

8. Om opprinnelsen til mindre planeter

Ved begynnelsen av dannelsen av solsystemet, for rundt 4,5 milliarder år siden, fra gass-støvskiven som omgir solen, som et resultat av turbulente og andre ikke-stasjonære fenomener, oppsto det klumper av materie, som gjennom gjensidige uelastiske kollisjoner og gravitasjonsinteraksjoner, forent til planetesimaler. Med økende avstand fra solen sank gjennomsnittstemperaturen til gassstøvstoffet, og følgelig endret dens generelle kjemiske sammensetning. Den ringformede sonen til den protoplanetariske skiven, hvorfra hovedasteroidebeltet senere ble dannet, viste seg å være nær kondenseringsgrensen til flyktige forbindelser, spesielt vanndamp. For det første førte denne omstendigheten til den akselererte veksten av Jupiter-embryoet, som lå nær den angitte grensen og ble sentrum for akkumulering av hydrogen, nitrogen, karbon og deres forbindelser, og forlot den mer oppvarmede sentrale delen av solsystemet. For det andre viste gassstøvstoffet som asteroidene ble dannet fra å være svært heterogent i sammensetning avhengig av avstanden fra solen: det relative innholdet av de enkleste silikatforbindelsene i den sank kraftig, og innholdet av flyktige forbindelser økte med avstand fra solen i regionen fra 2.0 til 3.5 a.u. Som allerede nevnt, forhindret kraftige forstyrrelser fra det raskt voksende embryoet til Jupiter til asteroidebeltet dannelsen av et tilstrekkelig stort proto-planetarisk legeme i det. Prosessen med akkumulering av materie der ble stoppet da bare noen få titalls planetesimaler av preplanetær størrelse (ca. 500-1000 km) rakk å dannes, som så begynte å fragmentere under kollisjoner pga. hurtig vekst deres relative hastigheter (fra 0,1 til 5 km/s). I løpet av denne perioden var imidlertid noen asteroide-foreldrekropper, eller i det minste de som inneholdt en høy andel silikatforbindelser og var lokalisert nærmere solen, allerede varmet opp eller til og med opplevd gravitasjonsdifferensiering. For øyeblikket vurderes to mulige mekanismer for oppvarming av det indre av slike proto-asteroider: som en konsekvens av forfallet av radioaktive isotoper, eller som et resultat av virkningen av induksjonsstrømmer indusert i disse legemer av kraftige strømmer av ladet partikler fra den unge og aktive solen. Foreldrene til asteroider, som av en eller annen grunn har overlevd til i dag, ifølge forskere, er de største asteroidene 1 Ceres og 4 Vesta, grunnleggende informasjon om hvilke er gitt i tabellen. 1. I prosessen med gravitasjonsdifferensiering av proto-asteroider, som opplevde tilstrekkelig oppvarming til å smelte silikatmaterialet, ble metallkjerner og andre lettere silikatskall frigjort, og i noen tilfeller til og med basaltisk skorpe (for eksempel 4 Vesta), som terrestriske planeter. Men likevel, siden stoffet i asteroidesonen inneholdt en betydelig mengde flyktige forbindelser, er det gjennomsnittstemperatur smeltingen var relativt lav. Som vist med matematisk modellering og numeriske beregninger, kan smeltepunktet til et slikt silikatstoff være i området 500-1000 ° C. Så, etter differensiering og avkjøling, opplevde foreldrekroppene til asteroidene mange kollisjoner ikke bare med hverandre og deres fragmenter, men også med kropper som invaderte asteroidebeltet fra sonene Jupiter, Saturn og den fjernere periferien av solsystemet. Som et resultat av langsiktig påvirkningsutvikling ble proto-asteroider fragmentert i et stort antall mindre kropper, nå observert som asteroider. På relative hastigheter Med omtrent flere kilometer i sekundet førte kollisjoner av kropper bestående av flere silikatskall med forskjellige mekaniske styrker (jo flere metaller et fast stoff inneholder, jo mer holdbart er det), førte til at de ble "rivet av" og knust til små fragmenter, primært de minst sterke ytre silikatskallene. Dessuten antas det at asteroider av de spektraltypene som tilsvarer høytemperatursilikater stammer fra forskjellige silikatskall av deres foreldrelegemer som har gjennomgått smelting og differensiering. Spesielt kan M- og S-type asteroider representere hele kjernene til deres foreldrekropper (som S-asteroiden 15 Eunomia og M-asteroiden 16 Psyche med diametere på omtrent 270 km) eller fragmentene deres på grunn av deres høye metall innhold . Asteroider av A- og R-spektraltyper kan være fragmenter av mellomliggende silikatskall, og E- og V-typer kan være de ytre skallene til slike foreldrelegemer. Basert på analysen av de romlige fordelingene til asteroider av typen E-, V-, R-, A-, M- og S-type, kan vi også konkludere med at de har gjennomgått den mest intense termiske og påvirkningsprosessen. Dette kan sannsynligvis bekreftes av sammenfallet med den indre grensen til hovedbeltet eller nærheten til det av fordelingsmaksima for asteroider av denne typen. Når det gjelder asteroider av andre spektraltyper, anses de enten delvis endret (metamorfe) på grunn av kollisjoner eller lokal oppvarming, som ikke førte til deres generelle smelting (T, B, G og F), eller primitive og lite endrede (D, P, C og Q). Som allerede nevnt, øker antallet asteroider av disse typene mot periferien av hovedbeltet. Det er ingen tvil om at de alle også opplevde kollisjoner og fragmentering, men denne prosessen var sannsynligvis ikke så intens at den i betydelig grad påvirket deres observerte egenskaper og følgelig deres kjemiske og mineralske sammensetning. (Dette problemet vil også bli diskutert i delen "Meteoritter"). Imidlertid, som numerisk modellering av kollisjoner av silikatlegemer av asteroidestørrelser viser, kan mange av de eksisterende asteroidene akkumuleres etter gjensidige kollisjoner (det vil si kombinere fra de gjenværende fragmentene) og er derfor ikke monolittiske kropper, men bevegelige "hauger av brostein. ” Det er mange observasjonsbevis (basert på spesifikke endringer i lysstyrke) på tilstedeværelsen av små satellitter av en rekke asteroider gravitasjonsmessig assosiert med dem, som sannsynligvis også oppsto under sammenstøt som fragmenter av kolliderende kropper. Dette faktum, selv om det var heftig debattert blant forskere tidligere, ble overbevisende bekreftet av eksemplet med asteroiden 243 Ida. Ved å bruke romfartøyet Galileo var det mulig å få bilder av denne asteroiden sammen med satellitten (som senere ble kalt Dactyl), som er presentert i figur 2 og 3.

9. Hva vi ikke vet ennå

Det er fortsatt mye som er uklart og til og med mystisk i asteroideforskningen. For det første dette vanlige problemer, relatert til opprinnelsen og utviklingen av fast stoff i hoved- og andre asteroidebelter og assosiert med fremveksten av hele solsystemet. Løsningen deres er viktig ikke bare for riktige ideer om systemet vårt, men også for å forstå årsakene og mønstrene til fremveksten av planetsystemer i nærheten av andre stjerner. Takket være egenskapene til moderne observasjonsteknologi var det mulig å fastslå at en rekke nabostjerner har store planeter som Jupiter. Neste på rad er oppdagelsen av mindre jordiske planeter rundt disse og andre stjerner. Det er også spørsmål som bare kan besvares gjennom en detaljert studie av individuelle mindre planeter. I hovedsak er hver av disse kroppene unik, siden den har sin egen, noen ganger spesifikke, historie. For eksempel, asteroider som er medlemmer av noen dynamiske familier (for eksempel Themis, Flora, Gilda, Eos og andre), som har, som nevnt, felles opphav, kan avvike merkbart i optiske egenskaper, noe som indikerer noen av funksjonene deres. På den annen side er det åpenbart at en detaljert studie av alle tilstrekkelig store asteroider kun i hovedbeltet vil kreve mye tid og krefter. Og likevel, sannsynligvis, bare ved å samle og akkumulere detaljert og nøyaktig informasjon om hver av asteroidene, og deretter bruke dens generalisering, er det mulig gradvis å avklare forståelsen av naturen til disse kroppene og de grunnleggende mønstrene for deres utvikling.

BIBLIOGRAFI:

1. Trussel fra himmelen: skjebne eller tilfeldighet? (Red. A.A. Boyarchuk). M: "Cosmosinform", 1999, 218 s.

2. Fleisher M. Ordbok over mineralarter. M: "Mir", 1990, 204 s.

Asteroider er små, steinete verdener i bane rundt verdensrommet rundt vår sol. De er for små til å kalles planeter. De er også kjent som planetoider eller små planeter. Totalt er massen til alle asteroider mindre enn massen til jordens måne. Deres størrelse og relativt lille masse gjør dem imidlertid ikke til trygge romobjekter. Mange av dem har falt til jordens overflate tidligere og vil falle i fremtiden. Dette er en av grunnene til at astronomer studerer asteroider og er klare til å lære deres baner og fysiske egenskaper.

De fleste asteroidene befinner seg i en enorm ring mellom banene til Mars og Jupiter. Dette stedet er mer kjent som Main Asteroid Belt. Forskere anslår at asteroidebeltet inneholder rundt 200 asteroider som er større enn 100 kilometer i diameter, mer enn 75 000 asteroider som er større enn 1 kilometer i diameter, og millioner av mindre kropper.

Omtrentlig antall asteroider N med diameter større enn 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

Imidlertid er ikke alle objekter i hovedasteroidebeltet asroider - nylig ble det oppdaget kometer der, og i tillegg er det Ceres, en asteroide som på grunn av sin størrelse ble hevet til status som en dvergplanet.

Plasseringen, så vel som størrelsen på asteroidene, kan også variere. For eksempel finnes asteroider kalt trojanere langs Jupiters bane. Asteroider fra Amur- og Apollo-gruppene kan, på grunn av deres nære plassering til sentrum av solsystemet, krysse jordens bane.

Hvordan dannes asteroider?

Asteroider er restmateriale fra dannelsen av solsystemet vårt for rundt 4,6 milliarder år siden.

Prosessen med dannelsen deres ligner prosessen med dannelsen av planeter, men til Jupiter har fått sin nåværende masse. Etter dette ble mer enn 99 % av den totale massen til de dannede asteroidene kastet utenfor hovedbeltet av gravitasjonspåvirkningen fra Jupiter. De resterende 1 % er det vi ser i hovedasteroidebeltet.

Hvordan klassifiseres asteroider?

Asteroider er klassifisert avhengig av plasseringen av deres bane og elementene de er sammensatt av. For tiden har tre hovedklasser av asteroider blitt nøyaktig identifisert avhengig av deres kjemiske sammensetning.

C - klasse: Mer enn 75 % av kjente asteroider tilhører denne klassen. I deres sammensetning i store mengder karbon og dets forbindelser er tilstede. Denne typen asteroider er utbredt i den ytre delen av hovedasteroidebeltet;

S - klasse: Denne typen asteroider utgjør omtrent 17 % av kjente asteroider, som hovedsakelig befinner seg i det indre området av asteroidebeltet. Grunnlaget deres er steinete rock.

M - klasse: Denne typen asteroider består hovedsakelig av metalliske forbindelser og opptar resten av de kjente asteroidene.

Jeg vil merke meg at klassifiseringen ovenfor dekker de fleste asteroider. Men det finnes andre ganske sjeldne arter.

Funksjoner av asteroider.

Asteroider kan variere mye i størrelse. Ceres, det største medlemmet av hovedasteroidebeltet, måler omtrent 940 kilometer i diameter. En av de minste representantene for beltet, kalt 1991 BA, ble funnet i 1991 og er bare 6 meter i diameter.

10 første oppdagede asteroider

Nesten alle asteroider har en uregelmessig form. Bare de største er tilnærmet sfæriske i form. Oftest er overflaten deres fullstendig dekket av kratere - for eksempel på Vesta er det et krater med en diameter på omtrent 460 kilometer. Overflaten til de fleste asteroider er dekket med et dypt lag med kosmisk støv.

De fleste asteroider roterer stille i elliptiske baner rundt Solen, men dette hindrer ikke individuelle representanter i å skape mer kaotiske baner for deres bevegelse. For tiden kjenner astronomene til rundt 150 asteroider som har små satellitter. Det er også binære eller doble asteroider av omtrent samme størrelse som roterer rundt massesenteret de skapte. Forskere vet også eksistensen av trippelasteroidesystemer.

Ifølge forskere ble mange asteroider under dannelsen av solsystemet fanget av gravitasjonsattraksjonen til andre planeter. Så, som et eksempel, kan vi sitere månene til Mars - Deimos og Phobos, som i den fjerne fortiden mest sannsynlig var asteroider. Den samme historien kan skje med de fleste av de små månene som ligger i bane rundt gassgigantene - Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun.

Temperaturen på overflaten til de fleste asteroider overstiger ikke -73 grader Celsius. Asteroider forble for det meste uberørt av kosmiske kropper i milliarder av år. Dette faktum gjør det mulig for forskere, gjennom sin forskning, å forstå og studere prosessen med dannelse og utvikling av solsystemet.

Er asteroider farlige for jorden?

Siden jorden ble dannet for 4,5 milliarder år siden, har asteroider stadig falt ned på overflaten. Fall av store gjenstander er imidlertid en ganske sjelden hendelse.

Fall av asteroider med en størrelse på rundt 400 meter i diameter kan føre til en global katastrofe på jorden. Forskere anslår at virkningen av en asteroide av denne størrelsen kan få nok støv opp i atmosfæren til å skape en "atomvinter" på jorden. Fall av slike gjenstander skjer i gjennomsnitt en gang hvert 100.000 år.

Små asteroider, som kan ødelegge for eksempel en by eller forårsake en enorm tsunami, men som ikke vil føre til en global katastrofe, faller til jorden litt oftere, omtrent hvert 1000. - 10.000. år.

Siste et lysende eksempel, er fallet til en asteroide med en diameter på rundt 20 meter in Chelyabinsk-regionen. Slaget skapte en sjokkbølge over overflaten, som skadet mer enn 1600 mennesker, de fleste fra knust glass. Den totale kraften til eksplosjonen, ifølge ulike estimater, var rundt 100 - 200 kilotonn TNT.

Nyttige artikler som vil svare på det meste interessante spørsmål om asteroider.

Deep space objekter

Asteroider har vært kjent for astronomer i lang tid, men verdenssamfunnet begynte å snakke om dem på alvor først etter 2004, da det dukket opp informasjon i media om at dette kunne ha vært en katastrofe som ødela omtrent 25% av livet på planeten. Så ble banen til asteroiden beregnet på nytt, alle roet seg ned, men interessen for asteroider og andre forble. Så, ?
1

Diameteren er ca 950 km. Hva dette himmellegemet har vært siden det ble oppdaget (som skjedde et øyeblikk i 1801!): en fullverdig planet, en asteroide, og siden 2006 har den blitt ansett som en dvergplanet - for å være den største i asteroidebeltet . Ceres er sfærisk i formen, noe som er helt ukarakteristisk for asteroider, kjernen består av stein, og skorpen er laget av mineraler og vannis. Det nærmeste punktet i dens bane er i en avstand på 263 millioner km fra Jorden, så det er usannsynlig at en kollisjon kan forventes - i hvert fall i løpet av de neste tusen årene.

Diameteren er 532 km. Den utgjør også en del av asteroidebeltet og er svært rik på silisium – i fremtiden kan den bli en kilde til mineraler for jordboere.

530 km i diameter. Selv om Vesta er mindre i størrelse enn tidligere asteroider, er det den tyngste asteroiden. Kjernen består av tungmetall, skorpen er laget av stein. På grunn av egenskapene til denne steinen, reflekterer Vesta 4 ganger mer sollys enn lederen av toppen vår - Ceres, så noen ganger, en gang hvert 3-4 år, kan Vestas bevegelser observeres fra jorden med det blotte øye.

Diameteren er betydelig - 407 km, men denne asteroiden er så svak at den ble oppdaget senere enn de andre. Hygea er en typisk representant for den vanligste typen asteroide - med karbonholdig innhold. I øyeblikket av sin maksimale tilnærming til jorden, kan dette himmellegemet observeres ikke gjennom et teleskop, men gjennom en kikkert.

Diameter – 326 km. Til tross for at Interamnia er en veldig stor asteroide, er den fortsatt et veldig lite studert himmellegeme. Først av alt, fordi de tilhører asteroider av den sjeldne spektralklassen F - verken deres nøyaktige sammensetning eller intern struktur moderne vitenskap ukjent. Når det gjelder interamnia, er selv dens eksakte form ukjent! Fullstendige mysterier...

Diameteren til denne asteroiden er 302,5 km, og den ble oppdaget for lenge siden - i 1858. Den har en veldig langstrakt bane, så avstanden fra Europa til Solen kan endre seg veldig betydelig (hvis det var liv her, ville det være noen superadaptive mutanter!). Dens tetthetsindeks er bare litt større enn vann, noe som betyr at overflaten til dette himmellegemet er porøs. Det er som en gigantisk pimpstein som roterer i den store asteroideringen.

Diameteren varierer ifølge forskjellige estimater fra 270 til 326 km. Hvor kommer et så merkelig navn fra? Oppdageren av denne asteroiden, Raymond Dugan, kalte himmellegemet han oppdaget etter astronomiprofessor David Todd, men navnet ble omgjort til en "kvinnelig" versjon - "David", siden det på den tiden bare ble gitt kvinnelige navn til asteroider (og , som du kanskje allerede har lagt merke til, er de fleste fra gresk mytologi).

Diameter – 232 km. Denne asteroiden, som Europa, har en stor porøsitet - i hovedsak er det en haug med steinsprut som holdes sammen av tyngdekraften. Sylvia er den første trippelasteroiden vi kjenner til, fordi den har minst 2 satellitter!

Et veldig merkelig romobjekt med dimensjoner på 370 × 195 × 205 og en form som ser ut som enten en peanøtt eller en manual, og i tillegg til alt har den også sin egen (ennå ikke navngitte) måne. Opprinnelsen er interessant: faktum er at Hector består av en blanding av stein og is. Kuiper-belteobjektene Pluto og satellitten Triton har denne sammensetningen. Dette betyr at Hector ankom fra Kuiperbeltet (området i verdensrommet utenfor Pluto), mest sannsynlig ved begynnelsen av dannelsen av solsystemet, da planetene aktivt migrerte.

Størrelse - ifølge ulike kilder, fra 248 til 270 km - er en stor og raskt roterende asteroide. Den har en veldig høy tetthet, men dette er på grunn av dens store størrelse.
Og nylig – den 19. juli – passerte asteroiden UW-158 med en kjerne som inneholder rundt 100 millioner tonn platina svært nær Jorden (2,4 millioner km, ingenting for verdensrommet)! Slik rikdom er borte... Så asteroider fortsetter å overraske oss!

Sammensatt bilde (i skala) av asteroider tatt i høy oppløsning. Fra og med 2011 var disse, fra største til minste: (4) Vesta, (21) Lutetia, (253) Matilda, (243) Ida og hans følgesvenn Dactyl, (433) Eros, (951) Gaspra, (2867) Steins , (25143) Itokawa

Asteroide (et synonym vanlig frem til 2006 - mindre planet) er et relativt lite himmellegeme som beveger seg i bane rundt. Asteroider er betydelig dårligere i masse og størrelse, har en uregelmessig form og har ikke, selv om de også kan ha det.

Definisjoner

Sammenlignende størrelser på asteroide (4) Vesta, dvergplaneten Ceres og månen. Oppløsning 20 km per piksel

Begrepet asteroide (fra gammelgresk ἀστεροειδής - "som en stjerne", fra ἀστήρ - "stjerne" og εἶδος - "utseende, utseende, kvalitet") ble laget av komponisten som Charles Burney-objektet introduserte og introduserte av Charles Burney. observert som punkter - i motsetning til planetene, som når de observeres gjennom et teleskop ser ut som disker. Nøyaktig definisjon Begrepet "asteroide" er fortsatt ikke etablert. Fram til 2006 ble asteroider også kalt mindre planeter.

Hovedparameteren som klassifisering utføres med er kroppsstørrelse. Asteroider regnes som kropper med en diameter på mer enn 30 m kalles .

I 2006 klassifiserte International Astronomical Union de fleste asteroider som .

Asteroider i solsystemet

Hovedasteroidebelte ( hvit farge) og trojanske asteroider av Jupiter (grønn)

For tiden er hundretusenvis av asteroider oppdaget i solsystemet. Per 11. januar 2015 var det 670 474 objekter i databasen, hvorav 422 636 hadde nøyaktig bestemte baner og tildelt et offisielt nummer, mer enn 19 000 av dem hadde offisielt godkjente navn. Det er anslått at det kan være fra 1,1 til 1,9 millioner objekter i solsystemet som er større enn 1 km. Mest kjent på dette øyeblikket asteroider er konsentrert innenfor, plassert mellom banene og.

Den ble ansett som den største asteroiden i solsystemet, med dimensjoner på omtrent 975 × 909 km, men siden 24. august 2006 fikk den statusen. De to andre største asteroidene er (2) Pallas og har en diameter på ~500 km. (4) Vesta er det eneste asteroidebelteobjektet som kan observeres det blotte øyet. Asteroider som beveger seg i andre baner kan også observeres under nære passasjer (for eksempel (99942) Apophis).

Den totale massen til alle hovedbelteasteroider er estimert til 3,0-3,6 10 21 kg, som bare er omtrent 4 % av massen. Massen til Ceres er 9,5 10 20 kg, det vil si omtrent 32 % av totalen, og sammen med de tre største asteroidene (4) Vesta (9%), (2) Pallas (7%), (10) Hygiea ( 3%) - 51%, det vil si at det store flertallet av asteroider har en ubetydelig masse etter astronomiske standarder.

Utforskning av asteroider

Studiet av asteroider begynte etter oppdagelsen av planeten i 1781 av William Herschel. Dens gjennomsnittlige heliosentriske avstand viste seg å samsvare med Titius-Bode-regelen.

På slutten av 1700-tallet organiserte Franz Xaver en gruppe på 24 astronomer. Siden 1789 har denne gruppen lett etter en planet som ifølge Titius-Bode-regelen skulle ligge i en avstand på rundt 2,8 astronomiske enheter fra Solen – mellom banene til Mars og Jupiter. Oppgaven var å beskrive koordinatene til alle stjerner i området av dyrekretsen konstellasjoner på et bestemt tidspunkt. De påfølgende nettene ble koordinatene kontrollert og gjenstander som hadde beveget seg lengre avstander ble identifisert. Den estimerte forskyvningen av den ønskede planeten skal ha vært omtrent 30 buesekunder i timen, noe som burde vært lett å legge merke til.

Ironisk nok ble den første asteroiden, Ceres, oppdaget ved et uhell av den italienske Piazzi, som ikke var involvert i dette prosjektet, i 1801, den første natten av århundret. Tre andre - (2) Pallas, (3) Juno og (4) Vesta - ble oppdaget i løpet av de neste årene - den siste, Vesta, i 1807. Etter ytterligere 8 år med resultatløse søk, bestemte de fleste astronomer at det ikke var noe mer der og stoppet forskningen.

Karl Ludwig Henke holdt imidlertid på, og i 1830 gjenopptok han letingen etter nye asteroider. Femten år senere oppdaget han Astraea, den første nye asteroiden på 38 år. Han oppdaget også Hebe mindre enn to år senere. Etter dette ble andre astronomer med på søket, og deretter ble minst én ny asteroide oppdaget per år (med unntak av 1945).

I 1891 var Max Wolf den første som brukte astrofotograferingsmetoden for å søke etter asteroider, der asteroider etterlot korte lyslinjer på fotografier med lang eksponeringstid. Denne metoden satte betydelig fart på oppdagelsen av nye asteroider sammenlignet med tidligere brukte visuelle observasjonsmetoder: Max Wolf oppdaget på egenhånd 248 asteroider, og startet med (323) Brusius, mens litt mer enn 300 hadde blitt oppdaget før ham nå, et århundre senere , 385 tusen asteroider har offisielt nummer, og 18 tusen av dem er også et navn.

I 2010 kunngjorde to uavhengige team av astronomer fra USA, Spania og Brasil at de samtidig hadde oppdaget vannis på overflaten av en av de største hovedbelteasteroidene, Themis. Denne oppdagelsen gir innsikt i opprinnelsen til vann på jorden. I begynnelsen av sin eksistens var jorden for varm til å holde nok vann. Dette stoffet skulle komme senere. Det ble antatt at kometer kunne ha brakt vann til jorden, men den isotopiske sammensetningen av terrestrisk vann og vann i kometer stemmer ikke overens. Derfor kan det antas at vann ble brakt til jorden under kollisjonen med asteroider. Forskere oppdaget også komplekse hydrokarboner på Themis, inkludert molekyler som er forløpere til liv.

Asteroide navn

Først ble asteroider gitt navnene på helter fra romersk og gresk mytologi, senere oppdagere fikk rett til å kalle dem hva de ville - for eksempel ved sitt eget navn. Først ble asteroider gitt overveiende kvinnelige navn, bare asteroider med uvanlige baner (for eksempel Icarus, som nærmet seg nærmere Solen) fikk mannlige navn. Senere ble denne regelen ikke lenger overholdt.

Ikke en hvilken som helst asteroide kan motta et navn, men bare en hvis bane er mer eller mindre pålitelig beregnet. Det har vært tilfeller der en asteroide fikk et navn flere tiår etter oppdagelsen. Inntil banen er beregnet, får asteroiden en midlertidig betegnelse som gjenspeiler datoen for oppdagelsen, for eksempel 1950 DA. Tallene indikerer året, den første bokstaven er nummeret på halvmånen i året hvor asteroiden ble oppdaget (i eksemplet som er gitt, er dette andre halvdel av februar). Den andre bokstaven indikerer serienummeret til asteroiden i den angitte halvmånen i vårt eksempel, asteroiden ble oppdaget først. Siden det er 24 halvmåner, og 26 engelske bokstaver, brukes ikke to bokstaver i betegnelsen: I (på grunn av likheten med enheten) og Z. Hvis antallet asteroider oppdaget under halvmånen overstiger 24, går de tilbake til begynnelsen av alfabetet, tilordne sekundet bokstavindeksen er 2, neste gang den returnerer - 3, osv.

Etter å ha mottatt et navn, består det offisielle navnet på asteroiden av nummeret ( serienummer) og navn - (1) Ceres, (8) Flora, etc.

Bestemme formen og størrelsen på en asteroide

Asteroide (951) Gaspra. Et av de første bildene av en asteroide tatt fra et romfartøy. Overført av romsonden Galileo under flybyen til Gaspra i 1991 (farger forbedret)

De første forsøkene på å måle diameteren til asteroider ved hjelp av metoden direkte måling synlige disker med et filamentmikrometer ble utført av William Herschel i 1802 og Johann Schröter i 1805. Etter dem, på 1800-tallet, målte andre astronomer de lyseste asteroidene på lignende måte. Den største ulempen med denne metoden var de betydelige avvikene i resultatene (for eksempel var minimums- og maksimumsstørrelsene på Ceres oppnådd av forskjellige forskere tidoblet).

Moderne metoder for å bestemme størrelsen på asteroider inkluderer metoder for polarimetri, radar, flekkinterferometri, transitt og termisk radiometri.

En av de enkleste og høyeste kvalitetene er transittmetoden. Når en asteroide beveger seg i forhold til jorden, passerer den noen ganger mot bakgrunnen til en fjern stjerne. Dette fenomenet kalles asteroideokkultasjon. Ved å måle varigheten av reduksjonen i lysstyrken til en gitt stjerne og vite avstanden til asteroiden, kan du ganske nøyaktig bestemme størrelsen. Denne metoden gjør det mulig å ganske nøyaktig bestemme størrelsen på store asteroider, som Pallas.

Polarimetrimetoden innebærer å bestemme størrelsen basert på lysstyrken til asteroiden. Jo større asteroiden er, jo mer sollys reflekterer den. Imidlertid avhenger lysstyrken til en asteroide sterkt av albedoen til asteroidens overflate, som igjen bestemmes av sammensetningen av bergartene. For eksempel reflekterer asteroiden Vesta, på grunn av overflatens høye albedo, 4 ganger mer lys enn Ceres og er den mest synlige asteroiden på himmelen, som noen ganger kan observeres med det blotte øye.

Imidlertid kan selve albedoen også bestemmes ganske enkelt. Faktum er at jo lavere lysstyrken til asteroiden er, det vil si, jo mindre reflekterer den solstråling i det synlige området, jo mer absorberer det det og, oppvarmes, avgir det det i form av varme i det infrarøde området.

Polarimetrimetoden kan også brukes til å bestemme formen til en asteroide, ved å registrere endringer i lysstyrken under rotasjon, og for å bestemme perioden for denne rotasjonen, samt for å identifisere store strukturer på overflaten. I tillegg brukes resultater oppnådd fra infrarøde teleskoper for å bestemme dimensjoner ved hjelp av termisk radiometri.

Asteroide klassifisering

Den generelle klassifiseringen av asteroider er basert på egenskapene til banene deres og en beskrivelse av det synlige spekteret av sollys som reflekteres av overflaten deres.

Orbit grupper og familier

Asteroider er gruppert i grupper og familier basert på egenskapene til banene deres. Vanligvis er gruppen oppkalt etter den første asteroiden som ble oppdaget i en gitt bane. Grupper er relativt løse formasjoner, mens familier er tettere, dannet tidligere under ødeleggelsen av store asteroider fra kollisjoner med andre objekter.

Spektralklasser

I 1975 utviklet Clark R. Chapman, David Morrison og Ben Zellner et system for klassifisering av asteroider basert på farge, albedo og karakteristika til spekteret av reflektert sollys. Opprinnelig definerte denne klassifiseringen bare tre typer asteroider:

Klasse C - karbon, 75% av kjente asteroider.
Klasse S - silikat, 17% av kjente asteroider.
Klasse M - metall, de fleste andre.

Denne listen ble senere utvidet og antallet typer fortsetter å vokse etter hvert som flere asteroider studeres i detalj:

Klasse A - preget av en ganske høy albedo (mellom 0,17 og 0,35) og en rødlig farge i den synlige delen av spekteret.
Klasse B - generelt tilhører de klasse C-asteroider, men de absorberer nesten ikke bølger under 0,5 mikron, og spekteret deres er litt blåaktig. Albedoen er generelt høyere enn for andre karbonasteroider.
Klasse D - karakterisert ved en svært lav albedo (0,02−0,05) og et jevnt rødlig spektrum uten klare absorpsjonslinjer.
Klasse E - overflaten til disse asteroidene inneholder et mineral som enstatitt og kan ligne på akondritt.
Klasse F - generelt lik klasse B-asteroider, men uten spor av "vann".
Klasse G - karakterisert ved en lav albedo og et nesten flatt (og fargeløst) reflektansspekter i det synlige området, noe som indikerer sterk ultrafiolett absorpsjon.
Klasse P - som klasse D asteroider, de er preget av en ganske lav albedo, (0,02−0,07) og et jevnt rødlig spektrum uten klare absorpsjonslinjer.
Klasse Q - ved en bølgelengde på 1 mikron inneholder spekteret til disse asteroidene lyse og brede linjer av olivin og pyroksen og i tillegg funksjoner som indikerer tilstedeværelsen av metall.
Klasse R - karakterisert ved en relativt høy albedo og et rødlig reflektansspekter ved en lengde på 0,7 µm.
Klasse T - karakterisert ved en lav albedo og et rødlig spektrum (med moderat absorpsjon ved en bølgelengde på 0,85 μm), som ligner på spekteret til P- og D-klasse asteroider, men som opptar en mellomposisjon i helning.
Klasse V - asteroider av denne klassen er moderat lyse og ganske nær den mer generelle S-klassen, som også hovedsakelig består av stein, silikater og jern (kondritter), men utmerker seg ved sitt høyere pyrokseninnhold.
Klasse J er en klasse av asteroider som antas å ha dannet seg fra det indre av Vesta. Spektrene deres er nære de til klasse V-asteroider, men de utmerker seg ved spesielt sterke absorpsjonslinjer ved en bølgelengde på 1 μm.

Man bør huske på at antallet kjente asteroider klassifisert som en bestemt type ikke nødvendigvis samsvarer med virkeligheten. Noen typer er ganske vanskelig å bestemme, og typen av en gitt asteroide kan endres med mer nøye forskning.

Problemer med spektral klassifisering

I utgangspunktet ble spektral klassifisering basert på tre typer materiale som utgjør asteroider:

Klasse C - karbon (karbonater).
Klasse S - silisium (silikater).
Klasse M - metall.

Det er imidlertid tvil om at en slik klassifisering entydig bestemmer sammensetningen av asteroiden. Mens den forskjellige spektralklassen av asteroider indikerer deres forskjellige sammensetning, er det ingen bevis for at asteroider av samme spektralklasse er sammensatt av de samme materialene. Som et resultat aksepterte ikke forskere nytt system, og implementeringen av spektralklassifisering stoppet.

Størrelsesfordeling

Antallet asteroider avtar merkbart ettersom størrelsen øker. Selv om dette generelt følger en kraftlov, er det topper ved 5 km og 100 km der det er flere asteroider enn det som forventes fra en logaritmisk fordeling.

Asteroideformasjon

I juli 2015 ble DECam-kameraet til Victor Blanco Telescope rapportert å ha oppdaget Neptuns 11. og 12. trojanere, 2014 QO441 og 2014 QP441. Dette økte antallet trojanere ved Neptuns L4-punkt til 9. Denne undersøkelsen oppdaget også 20 andre objekter utpekt som Minor Planet Center, inkludert 2013 RF98, som har en av de lengste omløpsperiodene.

Gjenstander i denne gruppen får navn på kentaurer fra gammel mytologi.

Den første kentauren som ble oppdaget var Chiron (1977). Når den nærmer seg perihelium, viser den en koma som er karakteristisk for kometer, så Chiron er klassifisert som både en komet (95P/Chiron) og en asteroide (2060 Chiron), selv om den er betydelig større enn en typisk komet.