Back

АСТЕРОИДИ

    През първата нощ на XIX в., на 1.1.1801 г., италианският астроном Пиаци случайно открива слаб (7 — 8^m) обект със значително денонощно движение, подобно на планетите. Приблизителната му кръгова орбита имала радиус 2,8 а.е. След съединение със Слънцето планетата, наречена Церера, била загубена, което дало повод на Гаус да разработи известния свой метод за определяне на елиптична орбита по малък брой наблюдения. След една година, на 1.1.1802 г., Церера била отново наблюдавана съгласно ефемеридата, пресметната от Гаус. Същата година Олберс открил друга такава планета, Палада, пак на 2,8 а.е. от Слънцето. Още тогава той предположил, че двете планети са парчета от разрушено голямо тяло. През 1804 и 1807 г. са открити още две планети — Юнона и Веста. Петата  Астрея, е открита едва през 1845 г. До края на миналото столетие предимно чрез визуални наблюдения са открити 343 обекта; след 1891 г., когато започва успешното прилагане на фотографията, този брой стръмно нараства, за да достигне днес над 10 000.

По предложение на У. Хершел тези обекти са наречени малки планети или астероиди (планетоиди). Откриването на астероидите е имало огромно значение за астрономията. За тяхното изучаване са издавани множество звездни карти и атласи, разработвани са различни методи за определяне на орбити и пресмятане на пертурбации. По наблюдения на малки планети са осъществени най-точните определения на астрономическата единица в миналото. Масите на Юпитер, Марс, Сатурн също са определяни посредством астероидите. Днес изследването на малките планети продължава да има голямо значение най-вече за астрофизиката на Слънчевата система и за нейната динамична структура.

Източник на имена за астероидите дълго време бе античната митология. По-късно се използуваха предимно женски имена или окончания на женски имена (напр. Моцартия, Неуймина, Ломоносова).

Мъжки имена се даваха само на астероиди с особени орбити, какъвто е напр. случаят с астероида Ерос. Всички тези съображения и правила вече не се спазват. Измежду сравнително неотдавна откритите малки планети се срещат имената на Гагарин, Бах, Брамс, Корольов, Лобачевски, Амбарцумян, Айнщайн. Българските астрономи Шкодров и Иванова са открили няколко астериода

— напр. 3903 Климент Охридски, 4400 Багряна, 4891 Блага. А техните имена носят откритите от американски астрономи астероиди 4364 Шкодров и 4365 Иванова.

Астероидите обикалят около Слънцето в директна посока в зона с хелиоцентрични разстояния между 2,2 и 3,6 а.е. Орбиталните им равнини имат наклонения предимно между 5 и 15°.

Оценките на Барнард от края на миналия век за диаметрите по видимите ъглови размери на първите четири малки планети-Церера,Палада,Юнона и Веста,са съответно 770, 490, 190 и 370км. От тези размери е получени средното албето,като се приеме еднакво за всички астероиди ,позволява да бъде намерен приблизителният диаметур на всеки астероид с опеделена звездна  величина и разстояние.

Днес албедото се определя чрез поляриметрични наблюдения въз основа на експериментално установена връзка между албедо и поляризация за земни минерали и почви,за образци от Луната и лунната повърхност и за метеорити.

По своето албедо астероидите могат да се разделят на тьмни с албедо около 0,05 и светли. Някои астероиди имат албедо 0,03, а при най-светлите то е 0,4.

Освен посредством албедото размерите на астероидите се определят сега и по радиометрични наблюдения във видимия и в инфрачервения (l = (10 — 20) mm) диапазон. Съгласуваността между резултатите от двата метода е много добра. Определени са размерите и албедото на стотици астероиди. Новите оценки за диаметрите на първите четири астероида са съответно 1025, 583, 268 и 555 km. Най-малките измерени диаметри са около (1 — 2) km. По данни от апаратура на космически апарати обаче е получено, че в района на астероидния пояс се движат тела с всевъзможни размери под 1 km, включително до сантиметри, както и голямо количество прахово вещество.

Масите на астероидите се определят трудно и неточно. Приблизителна оценка може да се получи при предположение, че средната плътност е тази на метеоритите, r= 3,5 g/сm³. За масата на Церера така се получава 1,5.10²¹kg. Динамични методи, основаващи се на взаим-ните пертурбации между астероидите, водят до маса на Церера 1,4.10²¹ kg. За Палада и Веста се получават също маси от порядъка на 10¹¹ Μ_☼ и 10^-3. Сумарната маса на целия астероиден пръстен е вероятно 4,5.10²¹ kg, което е = 10^-9 М и около M/1500. Така Церера трябва да съдържа около 1/3 от общата маса. Диаметърът на тяло, съставено от всички астероиди, би бил 1400 km. Но въз-можно е масата на астероидния пръстен да е два пъти по-голяма, а горната граница, получена по динамични мето-дие M/10.

Ако предположим, че броят на астероидите N(р,о дадена звездна величина т) е известен, за т<= 14,5^m се получава зависимост

(14.2)         1g N(m)=-2,38 + 0,35 m.

Така N (20) = 40 000, което е долна граница. Общо астеро-идният пояс едва ли има по-малко от (2  do 10). 10⁵ обекта.

Важна характеристика на малките планети е техният блясък. Осветеността Е, създавана на земната повърх-ност от астероид, намиращ се на разстояние г а.е. от Слънцето и А а.е. от Земята, е

Е=Е/r¹∆²,

където Е, е осветеността при r = Дelta = 1 а.е. Съгласно закона на Погсън имаме

Е/Е₁ = ρ

Където

m=g+51g(rА)

е видимата, а g — абсолютната звездна величина. С други думи, абсолютната звездна величина g е видимата звездна величина т на астероид, намиращ се на 1 а.е. от Слънцето и от Земята при условие, че фазовият ъгъл е нула.

Звездната величина в средна опозиция — за разстояние а а.е. от Слънцето и (a — 1) а.е. от Земята при нулева фаза,

m_o=g+5 lg(а-1)

е характеристика за средни условия на видимост.

Голяма част от астероидите променят своя блясък с периоди от порядъка на часове, които са свързани с периодите на околоосно въртене. Причините за изменение на блясъка са несферична форма, нееднакво албедо на повърхността и др. Така напр. измененията на блясъка на Ерос  с амплитуда = 1,5^m и период Р = 2^h38^m06^s, наблюдавани при негового приближаване на около 25 млн. km до Земяга през 1975 г., се обясняват с това, че той е продълговато тяло с дължина 2,5 пъти поголяма от ширината, което се върти с период 2Р. Икар има най-малкия период на въртене (2^h 16^т04^s), а Херкулина — най-големия (18^h48^mО8^s). Астероидите въобще имат неправилна форма, а радиолокационни наблюдения показват, че повърхността им е с големи неравности.

Съществуват два световни центъра по изучаване на астероидите — в Санкт Петербург, където се публикуват „Ефемериди на малките планети", и в Смитсоновата астрофизическа обсерватория, където се пресмятат орбитите на новооткритите астероиди. В „Ефемеридите" се дават орбиталните елементи за всички номерирани малки планети, ефемеридите на ярките астероиди, на тези с особени орбити и др. Даден астероид се означава с постоянен номер и име едва след като се пресметне орбитата му и се установи, че наистина е нов, а не отново наблюдаван известен.

Астероидният пръстен има сложна структура. Съгласно изследванията на Чеботарьов неговото население се разделя на две подсистеми — „плоска" с наклонение г < 8° и „сферична" с г > 8°. Средното наклонение на астероидите от плоската компонента е 7°, а от сферичната, съдържаща 52% от всички астероиди — 10°. При това малките планети, които са разположени от външната страна . на пръстена, по-близко до Юпитер, имат по-големи наклонения от тези, близки до орбитата на Марс. Най-голямото наклонение г = 64° има Тантал. Разпределението по голяма полуос а, или което е все едно — по средно денонощно движение (фиг. 8.5), показва, че астероиди с а, съизмеримо с това на големите планети (особено Юпитер), липсват. Още през миналото столетие е направено предположението, че астероидите с твърде близки орбити може да имат генетична връзка, евентуално съвместен произход, напр., че тези астероиди са части от огромно тяло. Планетните пертурбации обаче, макар и нищожни, оказват силно влияние върху орбитите, тъй като действуват продължително време. Ето защо такъв съвместен произход би се „заличил" само за хилядолетие. През 1918 г. японският астроном Хираяма намери три групи от астероиди, наречени от него семейства, с близки орбитални елементи. Сега се смята, че около половината от известните астероиди са разпределени в около 50 семейства, включващи десетки членове. През 1969 г. Алфен установи, че в някои семейства съществуват групи, наречени от него потоци, членовете на които трябва да са се разделили преди не повече от 10⁵ — 10⁶ години. Съветският астроном Левин в почти всички семейства и потоци намери по един голям астероид с маса 10¹ — 10³ пъти по-голяма от тази на останалите.

Тези изследвания позволяват да се предположи, че семействата са се образували при разпадане на отделни тела, а някои членове от семействата са родоначалници на потоците. Но това изисква малките планети от едно семейство да имат подобен химичен състав, което не се потвърждава от спектралните наблюдения: за около 400 астероида е получено, че дори вътре в потоците отделните тела имат различни спектри.

Произходът на астероидите все още не е изяснен. Днес се развиват два възгледа, които разглеждат малките планети като късове, получени от разпадането на родоначални тела или като резултат от съединяване на малки частици. Втората възможност приема почти едновременното образуване на астероидите и големите планети. Този възглед се сблъсква с няколко трудности — теоретичното разпределение по маси и по периоди не се съгласува с наблюденията. Теоретичните изследвания показват, че съединяването би било ефективно, ако частиците или телата падат върху „зародиш" със скорост V < 1,5 км/s. При по-голяма скорост ще има разпадане, разрушаване, а не сливане. Средната относителна скорост при среща между два астероида в съвременната епоха обаче е 5км/s.

Хипотезата, изказана още от Олберс, за разрушаване на една голяма планета (Фаетон) вече е изоставена, тъй като изучаването на метеоритите води до извода, че те не са могли да се формират в недрата на едно тяло. Сега се предполага, че родителските тела са били поне десетина. Разглеждани са много причини за раздробяване — в резултат на вътрешно газово налягане, приливни сили, въртене с огромна ъглова скорост и др., които са малко вероятни. Най-примамливата възможност е разрушаване вследствие на взаимни срещи (удари).  

Back