| |||||||||||||
| Заходите к нам на форум: задавайте вопросы - получайте ответы! |
|
Исследование Солнечной Системы - Астероиды и Кометы
| |||||
Астероиды |
|||||
Многообразие |
Страница:
Многообразие астероидов,
Пояс астероидов (Part #1, Part #2, Part #3, Part #4),
Спектральные классы (Part #1, Part #2),
Характеристики, Семейства астероидов (Part #1, Part #2, Part #3), Спутники астероидов, Троянские астероиды, Астероиды Кентавры; |
|
Спектральные классы астероидов УГЛЕРОДНЫЕ АСТЕРОИДЫ: Класс B Астероиды класса B - это сравнительно редкий класс астероидов, входящие в группу углеродных астероидов. Среди астероидной популяции объекты класса B преобладают главным образом во внешней части главного пояса астероидов, кроме того преобладают астероиды наклонением орбиты, в частности семейство Паллады, которое включает в себя второй по величине астероид (2) Паллада. В них содержится исходный строительный материал, из которого формировалась наша солнечная система.
В целом они относятся к астероидам С класса, их главное отличие заключается в почти полном отсутствии поглощения на длине волны ниже 0,5 мкм, а спектр слегка голубоватый. Альбедо таких объектов в целом выше, чем у других представителей углеродных астероидов, но всё равно очень низкое. Спектроскопические исследования позволили предположить, что основными составляющими поверхности являются безводные силикаты (соли кремниевых кислот), гидратированные глинистые минералы, органические полимеры, магнититы и сульфиды. Наиболее подробно состав этих астероидов был изучен на примере углеродных хондритных метеоритов. Класс C Астероиды класса C - темные углеродистые объекты. Это наиболее распространённый класс астероидов, в него входит 75% всех известных астероидов, а во внешней части пояса астероидов процент таких тел ещё выше, за орбитой 2,7 а. е. этот тип астероидов является основным. Количество астероидов этого класса на самом деле может быть ещё больше, так как они имеют более низкую отражающую способность среди других спектральных классов и в связи с чем их сложнее обнаружить. Этот тип астероидов имеет спектр очень близкий к спектру каменных хондритных метеоритов, чей химический состав близок к составу туманности, из которой образовалось Солнце и которое служило материалом для протопланетного диска, но при этом в них отсутствуют водород, гелий и другие летучие элементы. В них возможно наличие полезных ископаемых. Углеродные астероиды чрезвычайно тёмные, их альбедо составляет всего 0,03 - 0,10 (например, у астероида (211) Изольда оно составляет всего 0,06). Поэтому, если астероид класса S можно увидеть в хороший бинокль, то для наблюдения углеродных астероидов класса С необходим уже небольшой телескоп. Наиболее ярким представителем этого класса является астероид (324) Бамберга, но так как этот объект имеет очень вытянутую орбиту своей максимальной яркости он достигает довольно ненадолго. Их спектры содержат умеренно сильное ультрафиолетовое поглощение на длинах волн примерно от 0,4 мкм до 0,5 мкм, а на более длинных волнах поглощение примерно однородное, с небольшим увеличением в красной области спектра. Имеются так называемые «водные» поглощения на длине волны около 3 мкм, которые могут свидетельствовать о присутствии воды в минералах астероида. Крупнейшим представителем астероидов C-класса является астероид (10) Гигея.
Классификация SMASS По классификации SMASS выделяют следующие подгруппы: ♦ Типовые - спектр показывает слабое или среднее поглощение в короткой части (< 0,55 мкм) и становится плоским или красноватым в остальной: (1) Церера, (10) Гигея ♦ Cb - спектр в интервале 0,44–0,92 мкм линейный, без особенностей, плоский или имеет лёгкий уклон в красной части: (253) Матильда, (515) Аталия ♦ Cg - спектр имеет яркие особенности в короткой части (< 0,55 мкм) и становится плоским или слегка красноватым в остальной: (175) Андромаха, (1300) Марсель ♦ Ch - спектр сходен с типовым C, но отмечает немного усиленное поглощение в области около 0,7 мкм: (13) Эгерия, (19) Фортуна ♦ Cgh - спектр сходен с Cg, но отмечает немного усиленное поглощение в области около 0,7 мкм: (106) Диона, (706) Гирундо Класс F Астероиды класса F - это довольно редкий класс астероидов, которые входят в состав группы углеродных астероидов. Примером астероидов этого спектрального класса могут служить астероиды (877) Валькирия и (45) Евгения. В целом схожи с астероидами класса B, но без следов "воды", поглощающей на длине волны около 3 мкм, указывающей на наличие гидратированных минералов, различающихся на длине волны низкой части ультрафиолетового спектра ниже 0,4 мкм.
По критериям классификации SMASS астероиды классов B и F (в классификации Толена) почти неразличимы между собой и соответствуют классу B. Класс G Астероиды класса G представляют собой довольно редкий тип углеродных астероидов, которые входят в состав группы углеродных астероидов и в целом по характеристикам близки к классу C. У малых планет этого класса низкое альбедо и почти плоский (или бесцветный) в видимом диапазоне спектр отражения, который на коротких длинах волн 0,5 мкм и 0,7 мкм он резко спадает, что свидетельствует о сильном ультрафиолетовом поглощении. Поэтому считается, что эти астероиды в основном сложены из низкотемпературных гидратированных силикатов, таких как слюда и глина (которые могут разлагаться или плавиться при температурах 500-1500° С) с примесью углерода или органических соединений, имеющих похожие спектральные характеристики. Астероиды этого класса считаются частично изменёнными (метаморфическими), вследствие столкновений и локальных нагреваний, что не привело к их общему плавлению. В классификации SMASS этому классу астероидов соответствуют Cgh и Cg классы, в зависимости от наличия или отсутствия поглощения на длине волны 0,7 мкм.
Именно к спектральному классу G принадлежит единственная карликовая планета главного пояса - Церера. КРЕМНИЕВЫЕ АСТЕРОИДЫ: Класс S Спектральный класс S - это класс астероидов, в который входят объекты, имеющие кремниевый (каменный) состав, поэтому астероиды этого класса также называют каменными. Они составляют 17% всех известных астероидов, образуя тем самым второй по распространённости класс астероидов, после углеродных. Астероиды класса S имеют умеренную яркость альбедо, которое составляет 0,10 - 0,22 и состоят, в основном, из железа и магния (силикатов). Они преобладают во внутренней части главного астероидного пояса на расстоянии 2,2 а. е., в средней части они встречаются в основном на удалении до 3 астрономических единиц, дальше этой границы они встречаются редко. Крупнейшим из них является астероид (15) Эвномия (около 330 км в поперечнике), к этому классу относятся также такие крупные астероиды как (3) Юнона, (29) Амфитрита, (532) Геркулина и (7) Ирида. Этих крупнейших представителей класса S можно наблюдать в обычный бинокль 10х50, так астероид (7) Ирида может достигать яркости +7,0 звёздной величины, уступая лишь самому яркому астероиду (4) Веста. К S(IV) классу относится и астероид (25143) Итокава - первый астероид, образцы грунта которого были доставлены на Землю, и второй астероид, на поверхность которого была совершена посадка космического аппарата.
Их спектр имеет умеренно глубокий спад на длине волны ниже 0,7 мкм и небольшие поглощения на длине 1-2 мкм. Поглощение на длине волны 1 мкм свидетельствует о наличии силикатов (каменистых минералов). Часто также имеется поглощение на длине волны 0,63 мкм. Состав этих астероидов схож со многими каменными метеоритами, которые имеют такие же спектральные характеристики. Классификация SMASS По классификации SMASS в классе S выделяют следующие подгруппы: ♦ Типовые (S) - спектр имеет умеренно крутой уклон в коротковолновой части (< 0,7 мкм) и содержит линии поглощения от умеренных до глубоких — в длинноволновой (>0,75 мкм). Коэффициент отражения достигает пикового значения 1,2 на 0,73 мкм. Уклон спектра почти всегда слегка круче в интервале 0,44-0,55 мкм, чем в 0,55-0,7 мкм. Часто имеется широкая, но неглубокая полоса поглощения с центром на 0,63 мкм. Примеры: (5) Астрея, (6) Геба ♦ Sa - спектр промежуточный между типами S и A. Очень крутой уклон в области <0,7 мкм. Пик коэффициента отражения обычно шире, чем у A-типа. Примеры: (63) Аузония, (189) Фтия ♦ Sk - спектр промежуточный между типами S и K. Линии поглощения в области >0,75 мкм демонстрируют умеренную выпуклость по сравнению с K-типом, у которого этот интервал приблизительно линейный. Примеры: (3) Юнона, (11) Парфенопа ♦ Sl - спектр промежуточный между типами S и L. В области >0,75 мкм линии поглощения от мелких до умеренно глубоких сравнению с L-типом, у которого этот участок практически плоский. Примеры: (17) Фетида, (30) Урания ♦ Sq - спектр промежуточный между типами S и Q. Спектр содержит относительно сильную особенность на 0,63 мкм. Примеры: (33) Полигимния, (82) Алкмена ♦ Sr - спектр промежуточный между типами S и R. Очень крутой уклон в области <0,7 мкм и глубокие линии полощения в области >0,75 мкм. Пик коэффициента отражения шире и симметричнее, чем у R-типа. Примеры: (984) Гретия, (1011) Лаодамия
Модифицированная классификация SMASS Модифицированная классификация SMASS выделяет в классе S следующие подгруппы: ♦ Типовые (Sw или S) - умеренные особенности на 1 и 2 мкм. Особенность на 2 мкм может варьироваться по глубине у разных объектов. Объединяет старые Sa, Sk, Sl и большую часть S. Примеры: (5) Астрея, (14) Ирена ♦ Sa - имеет крайне широкую полосу поглощения на 1 мкм и особенности, схожие с классом A, но менее красные. Примерно соответствует старому Sr. Примеры: (984) Гретия, (5261) Эврика ♦ Sqw или Sq - имеет широкую полосу поглощения на 1 мкм со следами особенности около 1,3 мкм как у Q-типа. Входит в старый Sq. Примеры: (3) Юнона, (11) Парфенопа ♦ Srw или Sr - имеет довольно узкие особенности на 1 и 2 мкм как у R-типа, но не столь глубокие. Входит в старый Sq. Примеры: (237) Целестина, (808) Мерксия ♦ Svw или Sv - имеет очень узкие полосы поглощения на 1 и 2 мкм как у V-типа, но не столь глубокие. Входит в старый S. Примеры: (2965) Суриков, (4451) Грив ЖЕЛЕЗНЫЕ АСТЕРОДЫ: Класс M Спектральный класс M - третий по многочисленности класс астероидов, состав данного класса изучен довольно плохо. Известно только, что они обладают умеренно большим альбедо (0,1 - 0,2) и содержат в своём составе металлы. Некоторые, но далеко не все из них, состоят из никеля и железа, с небольшой примесью камней. Эти астероиды, вероятно, являются остатками металлических ядер более крупных астероидов планетезималей, которые были разрушены в результате взаимных столкновений на ранних стадиях формирования Солнечной системы. Возможно именно они являются главным источником металлических метеоритов.
Есть также астероиды, входящие в этот класс, но чей состав на данный момент практически неизвестен. К таким астероидам относится, например, (22) Каллиопа. Точно известно, что её плотность слишком низкая для твёрдого металлического тела. Для того чтобы при такой плотности она состояла из железа и никеля, её пористость должна достигать 70%, что противоречит имеющимся сегодняшним представлениям о формировании астероидов. Астероиды (21) Лютеция и (22) Каллиопа имеют в своём спектре особенности, которые указывают на возможное присутствие гидратированных металлов и силикатов. Они обладают аномально низким альбедо для тел с металлической поверхностью и, кроме того, по некоторым характеристикам они ближе скорее к углеродным астероидам, нежели к металлическим. В данном классе имеется ещё несколько тел по своим характеристикам не вписывающихся в класс металлических астероидов.
Крупнейшим астероидом данного класса является астероид (16) Психея. Класс E Спектральный класс E - это класс астероидов, куда входят объекты, поверхность которых содержит в своём составе такой минерал, как энстатит и может иметь сходство с ахондритами. Они составляют довольно большую долю астероидов во внутренней части пояса, но во внешней части пояса становятся очень редки. Есть, однако, и такие, которые встречаются достаточно далеко от внутренней зоны пояса астероидов, например, (64) Ангелина. Предполагается, что они являются остатками внешних слоёв более крупного астероида. Астероиды данного спектрального класса имеют самые высокие значения альбедо: их поверхность может отражать до 50% падающего на них солнечного света, причём отражённый свет имеет слегка красноватый оттенок, без конкретных линий поглощения в спектре. Такие же спектральные характеристики имеет минерал энстатит (это высокотемпературная разновидность пироксена) или другие силикаты, содержащие железо в свободном (не окисленном) состоянии, которые, следовательно, могут входить в состав астероидов E-класса. Предположительно эти астероиды представляют собой фрагменты внешних оболочек родительских тел. Они были подвержены наиболее интенсивной тепловой и ударной переработке. Подтверждением этого, вероятно, может являться тот факт, что максимум распределения астероидов данного класса находится вблизи внутренней границей главного пояса. По размерам они крайне небольшие. Только три представителя этого класса достигают в поперечнике 50 км, остальные не превышают в диаметре даже 25 км.
По данным последних исследований астероиды класса E были дополнительно разделены на 3 подкласса: ♦ подкласс E (I) - семейства Венгрии, назван так в честь одноимённого астероида ((434) Венгрия) ♦ подкласс E (II) - ангелины, с сильными спектральными линиями поглощения на длине волны 0,5 мкм и 0,92 мкм ♦ подкласс E (III) - нисы, наблюдаются слабые линии поглощения на длине волны 0,9 мкм. Класс P Спектральный класс P - это класс астероидов, включающий в себя объекты с довольно низким альбедо, колеблющимся от 0,02 до 0,07, и ровным красноватым спектром без чётких линий поглощения. Такими свойствами обладают силикаты, богатые углеродом или органическими веществами. Из них состоят, например, частички межпланетной пыли, которая, вероятно, заполняла и околосолнечный протопланетный диск еще до образования планет. На основе этого сходства можно предполагать, что P-астероиды являются наиболее древними, малоизменёнными телами пояса астероидов, не претерпевшими значительных изменений с момента образования. Такие астероиды могут быть богаты углеродом и силикатами, возможно, вперемешку с водяным льдом. Астероиды этого класса встречаются на расстояниях не ближе 2,6 а. е. от Солнца, а преобладают во внешних частях пояса астероидов и распространяются не только за пределы астероидного кольца, но и за пределы орбиты Юпитера. А максимальное сосредоточение астероидов этого класса, также как и астероидов других тёмных классов, наблюдается на расстоянии 4 а. е. Наиболее заметными астероидами данного класса являются: (46) Гестия, (65) Кибела , (76) Фрейя, (87) Сильвия, (153) Хильда и (476) Гедвиг
Классификация Толена была создана в 1984 году Дэвидом Толеном на основании своей докторской диссертации, на основании широкополосных измерений спектра и альбедо группы из 110 астероидов. Первоначально все астероиды с необычными спектрами, которые невозможно было классифицировать ни к S, ни к C классам относили к отдельному классу U. Позднее в 1976 году некоторые из астероидов U класса выделили в отдельный класс железных астероидов класс M. Примерно в 1981 году астероиды, имеющие спектральные характеристики как у М класса, но обладающие более низким альбедо выделяют в отдельный класс X, которые затем переименовывается в класс DM (тёмные M) или PM (псевдо M), пока, наконец, не получают собственное постоянное обозначение в классификации как класс P (где P указывает на «псевдо-М»). ПРОЧИЕ АСТЕРОИДЫ: Класс A Спектральный класс A - это редкий класс астероидов (с 2005 года астероидов этого класса было обнаружено всего 17), которые характеризуются достаточно высоким альбедо (между 0,17 и 0,35) и красноватым цветом в видимой части спектра, что определяется значительным ростом к длинным волнам отражательной способности астероидов этого класса. У астероидов этого класса наблюдается сильное поглощение в УФ-области спектра, а также на длине волны 0,7 и 1,05 мкм в ИК-области, при этом отсутствуют полосы поглощения на длине волны 2 мкм, что свидетельствует о присутствии в их составе из высокотемпературных оливинов или смеси оливина с металлами, в основном с железом и никелем. Открытие оливина в астероидах имеет очень большое значение, поскольку оливин образуется только под воздействием высоких температур, порядка 1100-1900° С. Это в свою очередь свидетельствует о том, астероиды этого класса являются осколками промежуточных силикатных оболочек более крупных астероидов, которые, на раннем этапе своей истории, находились в частично или полностью в расплавленном состоянии и на них происходила расслоение (дифференциация) магмы. Астероиды класса A преобладают в основном во внутренней части пояса астероидов Примеры такого типа астероида (246) Аспорина (диаметр 70 км) и (446) Этернитас (диаметр 52 км). Класс D Спектральный класс D - это класс астероидов, который включает в себя объекты с очень низким альбедо (0,02-0,05) и ровным красноватым спектром без чётких линий поглощения. Такие свойства имеют силикаты, богатые углеродом или органическими веществами, возможно, вперемешку с водяным льдом. Из них состоят, например, частички межпланетной пыли, которая, вероятно, заполняла и околосолнечный протопланетный диск ещё до образования планет. На основе этого сходства можно предполагать, что D-астероиды являются наиболее древними, малоизменёнными телами пояса астероидов. Астероиды класса D встречаются на расстоянии не менее 3 а. е. от Солнца, а преобладают во внешней части пояса астероидов и распространяются не только за пределы астероидного кольца, но и за пределы орбиты Юпитера. Типичными примерами астероидов этого класса являются: (152) Атала, (588) Ахиллес, (624) Гектор, (944) Идальго
Спутники Марса Фобос и Деймос тоже можно отнести к этому классу астероидов. Как предполагает модель Найса эти астероиды могут быть захвачены из пояса Койпера. В 1992 году Ларри Лебофский (англ. Larry A. Lebofsky) и его коллеги опубликовали статью с данными исследования астероида класса D (773) Ирминтрауд. Спектр этого астероида на длине волны в 3 мкм свидетельствует о наличии водяного льда на поверхности. Поверхность астероидов этого класса претерпела значительные изменения со времени образования. Класс J Спектральный класс J - это класс астероидов, образовавшихся, предположительно, из внутренних частей Весты. Их спектры близки к спектрам астероидов V класса, но их отличает особо сильные полосы поглощения на длине волны 1 мкм. К этому классу относятся следующие астероиды: (2442) Корбетт, (3869) Нортон, (4005) 1979 TC2, (4215) 1987 VE1 Класс K Спектральный класс K - это довольно редкий класс астероидов с умеренно красноватым спектром в коротковолновом диапазоне длин волн (от 0,75 мкм) и с преобладанием синего спектра в длинноволновом диапазоне. Имеют очень низкое альбедо. В целом по характеристикам похожи на хондритные метеориты. В классификации Толена такие астероиды относят к классу S. Класс K был введён в 1988 году J. F. Bell для тел, имеющих небольшое поглощение на длине волны 1 мкм и полное отсутствие поглощения на длине 2 мкм. К этому классу астероидов относят астероиды: (181) Эвхарида, (221) Эос, (402) Хлоя, (417) Суэвия Класс L Спектральный класс L - это сравнительно редкий класс астероидов с сильно красноватым спектром на длине волны от 0,75 мкм, но без чётко выраженных линий поглощения. По сравнению с классом K, астероиды данного класса обладают более красноватым спектром в видимом и инфракрасном диапазоне длин волн. В классификации Толена астероиды этого класса были отнесены к классу S с нейтральным спектром, поэтому класс L официально представлен только в классификации SMASS. Необычными спектрами класса L обладают астероиды: (387) Аквитания, (980) Анакостия Астероид подкласса Ld Этот подкласс в классификации SMASS схожи по характеристикам с классом L и тоже обладает ровным спектром без чётких линий поглощения, но на более длинных волнах, нежели 0,75 мкм, но ещё более красным, что роднит его с классом D. Примером может служить астероид (728) Леонисида, но он также классифицируется и как класс A. Класс Q Спектральный класс Q - это класс астероидов, представители которого довольно редки во внутренней части главного пояса. В их спектре на длине волны 1 мкм присутствуют яркие и широкие линии оливина и пироксена, кроме того в спектре есть особенности, указывающие наличие металла. По характеру спектра поглощения на длине волны 0,7 мкм эти тела занимают промежуточное положение между астероидами принадлежащими к V и S классам.
Спектры астероидов Q класса имеют большее сходство со спектрами хондритных метеоритов, чем спектры других классов, что говорит о том, что астероиды этого класса имеют большое распространение в поясе астероидов, но пока просто не были открыты. Тем не менее на данный момент открыто очень мало астероидов этого класса, к ним относятся: (1862) Аполлон, (2063) Бахус, (3753) Круитни Класс O Спектральный класс O - это довольно редкий класс астероидов с необычными спектральными характеристиками. Спектр астероидов этого класса имеет глубокую линию поглощения на длине волны 0,75 мкм и близок к спектру хондритных метеоритов. Наиболее типичным представителем этого класса является астероид (3628) Божнемцова. Класс R Спектральный класс R - довольно редкий класс астероидов, имеющий относительно высокое альбедо и красноватый спектр отражения на длине 0,7 мкм. Также имеется широкая полоса поглощения довольно большой глубины на длине волны 1 - 2 мкм, которая показывает высокую концентрацию в поверхностных породах оливина, пироксена и некоторых металлов, возможно с добавкой плагиоклаза. В целом по спектральным характеристикам занимает промежуточное положение между астероидами V и A классов. Химический состав астероидов этого класса говорит о том, что они подверглись наиболее интенсивной тепловой и ударной переработке и, вероятно, являются осколками промежуточных силикатных оболочек.
Максимум их распределения совпадение с внутренней границей главного пояса и даже несколько выходит за его пределы в сторону Солнца, что может считаться дополнительным подтверждением этой теории. По данным инфракрасной орбитальной обсерваторией IRAS типичными примерами астероидов этого класса являются: (148) Галлия, (349) Дембовска, (571) Дульсинея, (937) Бетгея. Однако, из них только астероид (349) Дембовска имеет чётко выраженные характеристики R класса на всех длинах волн. Класс T Спектральный класс T - это класс астероидов, имеющих низкое альбедо и красноватый спектр (с умеренным поглощением на длине волны 0,85 мкм), который похож на спектры астероидов P- и D-классов, но по наклону занимающий между их спектрами промежуточное положение. Поэтому минералогический состав астероидов T-, P- и D-классов считается примерно одинаковым и соответствующим безводным силикатам, богатым углеродом или органическими соединениями. К этому классу относятся астероиды с поверхностями частично изменёнными, вследствие столкновений или локальных нагреваний, что не приведших к их общему плавлению. На сегодняшний день не найдено метеорита со спектром, аналогичным этому классу астероидов. Представители этого класса встречаются в средней и внешней частях пояса астероидов, а также за его пределами среди троянских астероидов Юпитера ((3317) Парис). Одним из примеров такого астероида является астероид (114) Кассандра. Класс V Спектральный класс V - это класс астероидов, самым крупным и наиболее типичным представителем которого является астероид (4) Веста, отсюда и название. Подавляющее большинство астероидов этого класса находятся на близких орбитах, которые имеют схожие эксцентриситет и наклон, близкие к параметрам орбиты астероида (4) Веста. Астероиды класса V находятся в области, ограниченной с одной стороны орбитами с большой полуосью 2,18 а. е., а с другой стороны резонансной орбитой 2,5 а. е. Это одна из орбит люков Кирквуда, являющейся запретной для астероидов. В данном случае тела на данной орбите будут находиться в орбитальном резонансе с Юпитером 3:1. Всё это означает, что все или почти все астероиды этого класса, когда-то являлись фрагментами коры Весты и были выбиты из неё в результате какого-то крупного столкновения Весты с другим астероидом. Огромный кратер в южном полушарии Весты, вероятно, является местом этого столкновения. Предполагается, что в результате этого столкновения из Весты было выбито до 1 % её первоначального объёма.
Астероиды класса V умеренно яркие и довольно близки к более общему S классу, которые также в основном состоят из камня, силикатов и железа (хондритов), но в отличие от класса S в них более высокое содержание пироксена. В спектре астероидов этого класса имеются сильные линии поглощения на длине волны 0,75 мкм, а на длине волны 0,7 мкм наблюдается покраснение спектра. В видимом спектре длин волн эти астероиды имеют сходство с ахондритными метеоритами, которые, вероятно, были выбиты из внешних слоёв Весты. Спектр астероидов, которые образовались из внутренних частей Весты на длине волны в 1 мкм имеет сходство со спектром диогенитовых метеоритов, поэтому такие объекты были выделены в отдельный класс J. Большинство астероидов класса V принадлежат к семейству Весты, но не все. Есть астероиды орбиты которых пересекают орбиту Марса ((9969) Брайль) и даже орбиту Земли ((3908) Нюкта). Существуют также небольшие группы астероидов поблизости от семейства Весты, но они к нему никакого отношения не имеют, а также астероиды, относящиеся к классу V, но находящиеся довольно далеко от семейства Весты. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
 |
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
|