| |||||||||||||
| Заходите к нам на форум: задавайте вопросы - получайте ответы! |
|
Исследование Солнечной Системы - Астероиды и Кометы
| |||||
Лилипуты |
|||||
Малые тела |
Страница:
Малые тела Солнечной системы,
Межзвездные астероиды,
Многообразие астероидов;
|
|
Представляем вашему вниманию группы и классы различных малых тел Солнечной системы, которые объединены на основании орбитальных (степень удалённости от Солнца, взаиморасположение с планетами) и физических параметров. Группы получают название в честь своего первого открытого или самого крупного представителя (которым, зачастую, является одно и то же тело) или же, исходя из места расположения орбит представителей группы. Малые тела: 1. Астероиды, сближающиеся с Землей Смотрите также (доп. материалы): - Околоземные астероиды: Атиры, Атоны, Аполлоны, Амуры 2. Астероиды, пересекающие орбиту Марса 3. Главный пояс астероидов Смотрите также (доп. материалы): - Открытие и исследования астероидов - Происхождение и эволюция астероидов. Пояс астероидов - Физические характеристики астероидов - Крупнейшие астероиды в Главном поясе - Основные классификации астероидов - Спектральные классы астероидов - Крупные астероидные скопления с одинаковыми орбитальными характеристиками - Многочисленные семейства в поясе астероидов 4. Троянские астероиды Смотрите также (доп. материалы): - Троянские астероиды в точках Лагранжа 5. Кентавры Смотрите также (доп. материалы): - Нестабильная группа астероидов Кентавров 6. Дамоклоиды 7. Транснептуновые объекты 7.1. Пояс Койпера 7.2. Рассеянный диск 7.3. Обособленные транснептуновые объекты 7.4. Облако Оорта Классификация малых тел Солнечной системы 1. Астероиды, сближающиеся с Землей Астероиды, сближающиеся с Землёй - это астероиды, чьи орбиты проходят вблизи орбиты Земли или пересекают её. Основным классифицируемым параметром у околоземных астероидов является расстояние от Солнца в перигелии (q), которое у таких астероидов меньше 1,3 а. е. Такие астероиды ещё иногда называют околоземными астероидами, поскольку их орбиты располагаются в относительной близости от земной орбиты. Всего выделено 4 группы околоземных астероидов в зависимости от расположения орбит по отношению к земной орбите: Атиры, Атоны, Аполлоны и Амуры. Согласно сложившейся традиции, все группы околоземных астероидов были названы в честь своего первого открытого представителя, за исключением Амуров, первым открытым представителем которых является астероид (433) Эрос. Следует также отметить, что по классификации центра малых планет астероиды группы Атиры рассматриваются как подгруппа астероидов группы Атона с афелиями внутри орбиты Земли. Наиболее известным астероидом этого класса является астероид (99942) Апофис. > Атиры - орбиты полностью лежат внутри земной орбиты (расстояние до Солнца в афелии (Q) меньше перигелийного расстояния Земли, Q < 0,983 a. e.). К этой группе относятся все астероиды, чьи орбиты лежат внутри земной, в частности, астероиды, движущиеся по орбитам вблизи Меркурия и Венеры. Одним из наиболее известных астероидов этого класса является астероид (163693) Атира. > Атоны - пересекают земную орбиту с внутренней стороны (расстояние до Солнца в афелии больше перигелийного расстояния Земли, Q > 0,983 a. e., но большая полуось (a) ещё меньше земной a < 1 a. e.). Орбиты этих астероидов большей частью по-прежнему лежат внутри земной орбиты, но уже начинают пересекаться с ней вблизи своих афелиев. Одним из наиболее известных астероидов этого класса является астероид (2062) Атон. > Аполлоны - пересекают земную орбиту с внешней стороны (расстояние до Солнца в перигелии меньше, чем афелийное расстояние Земли q < 1,017 a. e., но большая полуось уже больше земной a > 1 a. e.). Орбиты этих астероидов большей частью уже лежат снаружи земной орбиты, но теперь начинают пересекаться с ней вблизи своих перигелиев. Одним из наиболее известных астероидов этого класса является астероид (1862) Аполлон. > Амуры - орбиты полностью лежат снаружи земной орбиты (их перигелий больше афелия Земли, но меньше 1,3 а. е., 1,017 a. e. < q < 1,3 a. e.). К этой группе также относятся астероиды, движущиеся вблизи Марса, обладающие большим эксцентриситетом. Эти астероиды не пересекают земную орбиту, но вследствие гравитационных возмущений со стороны планет могут перейти в группу Аполлона. Одним из наиболее известных астероидов этого класса является астероид (1221) Амур. Сюда же входит астероид (433) Эрос, который является единственным околоземным астероидом, исследованным с помощью космического аппарата. Среди околоземных астероидов отдельно выделяют астероиды, сближающиеся с Землей на расстояние менее 0,05 а.е. Считается, что такие астероиды потенциально опасны, так как несут угрозу столкновения с нашей планетой. Квазиспутник - обособленная группа малых планет, не относящаяся напрямую к околоземным астероидам, но по типу орбит очень схожая с четырьмя вышеперечисленными группами. В зависимости от их расстояния до Солнца в перигелии они относятся либо к атонами, либо к аполлонами. Значения больших полуосей их орбит совпадают со значением большой полуоси планеты (не обязательно Земли), то есть находятся с ней в орбитальном резонансе 1:1, что обеспечивает равенство периодов обращения планеты и спутников и позволяет им оставаться вблизи друг друга на протяжении многих орбитальных циклов. При этом их орбиты могут обладать как очень высоким эксцентриситетом, так и довольно низким, сравнимым с эксцентриситетом Земли. 2. Астероиды, пересекающие орбиту Марса Астероиды, пересекающие орбиту Марса - это немногочисленный класс астероидов, орбиты которых лежат в промежуточной области, расположенной между околоземными астероидами и главным поясом (их перигелий больше 1,3 а. е., но меньше афелия Марса 1,3 a. e. < q < 1,66 a. e., а большая полуось a <3,2 a. e.). Эти астероиды пересекают орбиту Марса и имеют высокую вероятность попасть в зону действия его гравитации, что может, либо создать угрозу столкновения астероида с поверхностью Марса, как это было с 2007 WD5, либо переход астероида на более вытянутую орбиту. Оба варианта представляют собой значительный интерес для астрономов. Но второй вариант, помимо всего прочего, в конечном итоге также может привести к переходу астероида на околоземную орбиту, что наглядно иллюстрирует промежуточную стадию одного из возможных путей миграции малых тел из главного пояса в околоземную область. Одним из наиболее известных астероидов этого класса является астероид (9969) Брайль. 3. Главный пояс астероидов Пояс астероидов - это область пространства Солнечной системы, располагающаяся между орбитами Марса и Юпитера и являющаяся местом скопления большей части известных на данный момент астероидов. Щели Кирквуда - это области в поясе астероидов, в которых практически отсутствуют астероиды из-за резонансного действия Юпитера. Дело в том, что во время каждого сближения астероида с Юпитером, астероид испытывает определённое гравитационное воздействие со стороны планеты-гиганта. А если речь идёт об орбитальном резонансе, то такие сближения происходят регулярно. В результате, гравитационные воздействия происходят со строгой периодичностью и с каждым разом усиливают друг друга, как бы раскачивая астероид на его орбите, что в конце концов приводит к переходу астероида на новую, зачастую сильно вытянутую, орбиту. Причём, тут следует отметить, что речь идёт не о существовании каких-то пустых областей в главном поясе, в которых отсутствуют астероиды, а лишь о некоторых значениях больших полуосей (средних расстояний астероидов от Солнца), которые почти не встречаются среди астероидов. Такие области обозначаются соотношением периодов обращения астероида и Юпитера, и называются щелями Кирквуда. Таких щелей, то есть - резонансов, существует достаточно много, но наиболее крупными являются резонансы 3:1 и 5:2, именно они и являются условными границами, разделяющими пояс астероидов на три части, которые несколько различаются между собой по составу и структуре:
Внутренний - между резонансами 4:1 и 3:1 (между 2,06 и 2,5 а. е.), наклон не более 18°. Крупнейший представитель - астероид (4) Веста. Внутреннюю часть главного пояса, в свою очередь, можно разделить ещё на две зоны: Ia - между резонансами 4:1 и 10:3 (между 2,06 и 2,33 а. е.) Ib - между резонансами 10:3 и 3:1 (между 2,33 и 2,5 а. е.) Средний - между резонансами 3:1 и 5:2 (между 2,5 и 2,82 а. е.), наклон не более 33°. Крупнейший представитель - карликовая планета Церера. Среднюю часть главного пояса, в свою очередь, можно разделить ещё на две зоны: IIa - между резонансами 3:1 и 8:3 (между 2,5 и 2,706 а. е.) IIb - между резонансами 8:3 и 5:2 (между 2,706 и 2,82 а. е.) Внешний - между резонансами 5:2 и 2:1 (между 2,82 и 3,27 а. е.), наклон не более 30°, эксцентриситет не более 0,35. Крупнейший представитель - астероид (10) Гигея. Внешнюю часть главного пояса, в свою очередь, можно разделить ещё на две зоны: IIIa - между резонансами 5:2 и 9:4 (между 2,5 и 3,03 а. е.) IIIb - между резонансами 9:4 и 2:1 (между 3,03 и 3,27 а. е.) Семейства астероидов - это группы астероидов, имеющих примерно схожие элементы орбит, такие как большая полуось, наклон орбиты и эксцентриситет. При этом, некоторые из них, чьи собственные элементы орбит являются одинаковыми, скорее всего являются фрагментами разрушившихся в прошлом в результате столкновений более крупных астероидов. Астероиды семейств не группируются в какой-то определённой точке, а распределены по всему объёму главного пояса и определяются орбитальными параметрами своих представителей. Причём некоторые даже очень крупные семейства встречаются не только в внутри главного пояса, но и на его границах (семейство Венгрии, семейство Хильды).
Кометы главного пояса - это особый класс объектов, входящих в состав главного пояса астероидов наравне с другими астероидами и двигающихся по почти круговым орбитам. Но в отличие от астероидов, на определённых участках орбит (наиболее близких к Солнцу), они способны проявлять кометную активность за счёт льда и замёрзших газов, сохранившихся неглубоко под поверхностью этих тел. Не исключено, что многие астероиды ранее тоже относились к этому классу, но исчерпав все запасы летучих веществ стали выродившимися кометами ((14827) Гипнос). 4. Троянские астероиды Троянские астероиды - это группы астероидов, которые движутся в окрестностях одной из двух точек Лагранжа L4 или L5 системы Солнце-планета. Эти астероиды находятся в резонансе с планетой 1:1 и располагаются примерно в 60° впереди (L4) или позади (L5) планеты. Первые такие астероиды получили названия (588) Ахиллес и (617) Патрокл. Впоследствии сложилась традиция называть астероиды в лагранжевых точках в честь героев Троянской войны, и такие астероиды получили название «троянских». Больше всего троянских астероидов обнаружено у Юпитера, что обусловлено размерами планеты и её близостью к поясу астероидов, одному из крупнейших источников малых тел Солнечной системы. Вторым по численности троянских астероидов является Нептун, у которого открыто всего восемь таких тел, ещё четыре найдено у Марса, и совсем недавно первый (и пока единственный) троянский астероид был обнаружен у Земли. Таким образом, по планетарному признаку выделяются: - Троянские астероиды Земли - Троянские астероиды Марса - Троянские астероиды Юпитера - Троянские астероиды Нептуна - Троянские астероиды Урана 5. Кентавры Кентавры - это класс малых тел, орбиты которых располагаются между орбитами Юпитера и Нептуна (5,5 a. e. < a < 30,1 a. e.). Первым открытым кентавром является (944) Идальго (1920 год), хотя собственно класс был выделен лишь в 1977 году, с открытием (2060) Хирона. Кентавры находятся в динамически нестабильной зоне, поскольку в процессе своего движения по орбите периодически попадают под влияние мощной гравитации планет-гигантов, что вызывает возмущения их орбит. Моделированием установлено, что срок нахождения малых тел на орбитах кентавров в среднем составляет несколько миллионов лет. Предполагается, что родоначальниками кентавров являются транснептуновые объекты, однажды попавшие под влияние гравитации планет-гигантов и в результате стянутые ими на более близкие к Солнцу орбиты. Состав этих тел рассматривается как смесь льда, замёрзших газов и пыли. На ноябрь 2012 года обнаружено несколько сотен таких тел, а общее количество кентавров, размером более 1 км, оценивается в несколько десятков тысяч.
6. Дамоклоиды Дамоклоиды - немногочисленная группа астероидов, движущихся по кометообразным траекториям. Эти тела характеризуются высокоэксцентричными (e > 0,75) сильно наклонёнными орбитами, схожими с орбитами комет, но не проявляющих кометной активности. Дамоклоиды обладают широким разбросом значений больших полуосей и могут двигаться как вблизи Солнца (2009 РС82 a=2,528 a. e.), так и удаляться от него на огромные расстояния (2005 VX3 a=837,3 a. e.). Считается, что дамоклоидом является любой объект с критерием Тиссерана Ti < 2. Согласно предположениям некоторых астрономов дамоклоиды могут являться ничем иным как неактивными ядрами комет. Однако, единства относительно природы происхождения данных тел, а также точных границ их распространения среди астрономов пока нету. По этой причине дамоклоиды на данный момент не выделяют как часть официальной классификации малых планет. По состоянию на февраль 2011 года насчитывалось 41 представителя данной группы. Наиболее известным представителем данного класса является астероид (5335) Дамокл. Дамоклоиды имеют сравнительно небольшие размеры - самый большой из них, 2002 XU93, имеет диаметр 72 км, а средний диаметр составляет около 8 км. Измерения альбедо четырёх из них (0,02—0,04) показали, что дамоклоиды являются одними из самых тёмных тел солнечной системы, обладая, тем не менее, красноватым оттенком. Из-за больших эксцентриситетов их орбиты очень вытянуты, и в афелии они находятся дальше Урана (вплоть до 571,7 а. е. у 1996 PW), а в перигелии — ближе Юпитера, а иногда и Марса. Считается, что дамоклоиды являются ядрами комет типа Галлея, зародившихся в облаке Оорта и потерявших свои летучие вещества. Эта гипотеза считается верной потому, что у достаточно многих объектов, считавшихся дамоклоидами, впоследствии обнаруживали кому и причисляли к классу комет. Другое убедительное подтверждение заключается в том, что орбиты большинства дамоклоидов сильно наклонены к плоскости эклиптики, иногда больше, чем на 90 градусов — то есть, некоторые из них обращаются вокруг Солнца в направлении, противоположном движению больших планет, что резко отличает их от астероидов. Первое из таких тел, обнаруженное в 1999, было названо (20461) Диоретса — «астероид» наоборот. 7. Транснептуновые объекты Транснептуновые объекты - это обширный класс малых планет, который включает в себя большое количество крупных ледяных астероидов, находящихся за орбитой Нептуна, в том числе большинство карликовых планет (Плутон, Эрида). Транснептуновый объект (ТНО) - небесное тело Солнечной системы, которое обращается по орбите вокруг Солнца, и у которого среднее расстояние до Солнца больше, чем у Нептуна (30 а.е.). Транснептуновые объекты включают: - пояс Койпера, - рассеянный диск, - обособленные объекты, - облако Оорта
В 1930 году был открыт Плутон - первый известный науке транснептуновый объект, с момента открытия до 2006 года считавшийся девятой планетой Солнечной системы. В 1978 году был открыт Харон, спутник Плутона. Следующий транснептуновый объект, (15760) 1992 QB1, был открыт только в 1992 году - более чем на 60 лет позже Плутона. В общей сложности по состоянию на начало 2012 года известно около 1400 транснептуновых объектов с разнообразными характеристиками. Крупнейшими известными транснептуновыми объектами являются Эрида, открытая в 2005 году, и Плутон Среди транснептуновых объектов (ТНО) имеются 4 карликовые планеты. 7.1. Пояс Койпера Пояс Койпера (или пояс Эджворта - Койпера) - область Солнечной системы от орбиты Нептуна (30 а. е. от Солнца) до расстояния около 55 а. е. от Солнца. Хотя пояс Койпера похож на пояс астероидов, он примерно в 20 раз шире и в 20-200 раз массивнее последнего. Как и пояс астероидов, он состоит в основном из малых тел, то есть материала, оставшегося после формирования Солнечной системы. В отличие от объектов пояса астероидов, которые в основном состоят из горных пород и металлов, объекты пояса Койпера состоят главным образом из летучих веществ (называемых льдами), таких как метан, аммиак и вода. В этой области ближнего космоса находятся по крайней мере три карликовые планеты: Плутон, Хаумеа и Макемаке. Кроме того, считается, что некоторые спутники планет Солнечной системы, такие как спутник Нептуна - Тритон и спутник Сатурна - Феба, также возникли в этой области.
Объекты в поясе Койпера делятся на классические и резонансные. Классический объект пояса Койпера, или кьюбивано - объект пояса Койпера, орбита которого расположена за орбитой Нептуна и не находится с этой планетой в явно выраженном орбитальном резонансе. Большая полуось орбиты классических объектов пояса Койпера находится в диапазоне 40—50 а. е., и, в отличие от Плутона, они не пересекают орбиту Нептуна. Название «кьюбивано» образовалось от индекса первого обнаруженного транснептунового объекта, если не считать Плутона и Харона, - (15760) 1992 QB1 («QB1» произносится как «кью-би-ван»).
Орбиты большинства кьюбивано по своим характеристикам занимают промежуточное положение между орбитальным резонансом 2:3 с Нептуном, характерным для плутино, и резонансом 1:2. Резонансные транснептуновые объекты - транснептуновые объекты (ТНО), чьи орбиты находятся в орбитальном резонансе с Нептуном, как соотношение небольших целых чисел (1:2, 2:3, 2:5 и т. д.). Резонансные объекты относятся к поясу Койпера либо к более удалённому рассеянному диску. Собственное название имеют группы объектов со следующими резонансами орбит: 1:1 - Троянские астероиды. Находятся в точках Лагранжа L4 и L5 орбиты Нептуна. 2:3 - Плутино. Карликовая планета Плутон является крупнейшим объектом в данной группе. От неё и произошло название. 1:2 - Тутино. Их орбита часто считается границей Пояса Койпера. 7.2. Рассеянный диск Рассеянный диск - удалённый регион Солнечной системы, слабо заселённый малыми телами, в основном состоящими изо льда. Такие тела называют объектами рассеянного диска (SDO, scattered disc object), они относятся к подмножеству большого семейства транснептуновых объектов (ТНО). Внутренняя область рассеянного диска частично перекрывается с поясом Койпера, а его внешняя граница, по сравнению с ним, пролегает гораздо дальше от Солнца и гораздо выше и ниже плоскости эклиптики.
Происхождение рассеянного диска остаётся до сих пор невыясненным, хотя среди астрономов преобладает мнение, что он сформировался, когда объекты пояса Койпера были «рассеяны» за счёт гравитационного взаимодействия с внешними планетами, главным образом Нептуном, приобретя большие эксцентриситеты и наклонения орбит. В то время как пояс Койпера - относительно круглый и плоский «бублик», располагающийся на участке от 30 до 44 а. е. с принадлежащими ему объектами, находящимися на автономных круговых орбитах (кьюбивано) или слегка эллиптических резонансных орбитах (2:3 - плутино, и 1:2), рассеянный диск в сравнении с ним - гораздо более непостоянная среда. Объекты рассеянного диска часто могут, как в случае с Эридой, путешествовать «по вертикали» почти на такие же расстояния, как и «по горизонтали». Моделирование показывает, что орбиты объектов рассеянного диска могут быть блуждающими и нестабильными и что дальнейшая судьба этих объектов - постоянно выбрасываться из середины Солнечной системы в облако Оорта или ещё дальше. 7.3. Обособленные транснептуновые объекты Обособленные транснептуновые объекты - класс объектов Солнечной системы, расположенных за орбитой Нептуна. Эти объекты имеют точки перигелия орбит на значительном расстоянии от Нептуна и не испытывают его гравитационного влияния, и это делает их, по существу, «обособленными» от остальной части солнечной системы. Таким образом, они существенно отличаются от большинства известных транснептуновых объектов, которые образуют определённый свободный тип населения, орбиты которых испытывают гравитационные возмущения при взаимодействиях с газовыми гигантами, преимущественно Нептуном. Обособленные объекты имеют большие значения перигелия орбит, в отличие от других групп ТНО, в том числе объектов, состоящих в орбитальном резонансе с Нептуном, таких как Плутон, классических объектов пояса Койпера не состоящих в резонансе, таких как Макемаке и объектов рассеянного диска, вроде Эриды.
Обособленные объекты, представляются объектами расширенного рассеянного диска (E-SDO), далёкими обособленными объектами (DDO) или продолжением рассеянного диска по формальной классификации Глубоким обзором эклиптики. Это отражают динамические градации, которые могут существовать между орбитальными параметрами объектов рассеянного диска и обособленными объектами. По меньшей мере уже девять таких объектов были надёжно определены, из которых наиболее известным является, вероятно, Седна. 7.4. Облако Оорта Облако Оорта - гипотетическая сферическая область Солнечной системы, служащая источником долгопериодических комет. Инструментально существование облака Оорта не подтверждено, однако многие косвенные факты указывают на его существование.
Предполагаемое расстояние до внешних границ облака Оорта от Солнца составляет от 50 000 до 100 000 а. е. - примерно световой год. Это составляет примерно четверть расстояния до Проксимы Центавра, ближайшей к Солнцу звезды. Пояс Койпера и рассеянный диск, две другие известные области транснептуновых объектов, в тысячу раз меньше облака Оорта. Внешняя граница облака Оорта определяет гравитационную границу Солнечной системы - сферу Хилла, определяемую для Солнечной системы в 2,0 св. года.
Облако Оорта, как предполагают, включает две отдельные области: сферическое внешнее облако Оорта и внутреннее облако Оорта в форме диска. Объекты в облаке Оорта в значительной степени состоят из водяных, аммиачных и метановых льдов. Астрономы полагают, что объекты, составляющие облако Оорта, сформировались около Солнца и были рассеяны далеко в космос гравитационными эффектами планет-гигантов на раннем этапе развития Солнечной системы. | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
 |
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
|