2017. aasta septembri seisuga on arvutatud orbiidiga 503 850 nummerdatud väikeplaneeti ja veel 245 833 nummerdamata planeeti.
Aastal 1596 märkas Johannes Kepler, et Koperniku arvutatud planeetide orbiitide keskmised raadiused Merkuurist Saturni on 0,38: 0,72: 1,00: 1,52: 5,2: 9,2. Vahe Marsi ja Jupiteri vahel tundus Keplerile liiga lai ja ta pakkus, et seal on veel üks planeet. See hüpotees leidis kinnitust uusaastaööl 1801. aastal, kui Palermo observatooriumi direktor Giuseppe Piazzi märkas Tauruse tähtkujus hämarat tähte, mis nihkus naabervalgustite suhtes. Ta pidas teda komeediks, kuid kahtles peagi. Saksa astronoom Johann Bode, kellega Piazzi oma vaatlusi jagas, pidas seda keha uueks planeediks, millest ta kuulutas välja Gotha observatooriumi direktori parun Franz von Zachi välja antud igakuises ajakirjas. Bode ja Zach olid juba veendunud, et Marsi ja Jupiteri vaheline ruum peidab tundmatut planeeti;pealegi veenis Zach septembris 1800 mitut Saksa astronoomi osalema selle kollektiivses otsimises. Hiljem liitusid selle rühmitusega teised teadlased, sealhulgas Piazzi (nimetades end "taevapolitseiks").
Lisaks kaheksale planeedile sisaldab päikesepakett väga erinevaid väiksema massi ja suurusega kehasid. Mõned neist koosnevad tolmust ja külmunud gaasist (need on komeedid), ülejäänud tahkest ainest (väiksemad planeedid ehk planetoidid). Mõni neist, välja arvatud väga harvad erandid, ei lähe Jupiteri orbiidist kaugemale Päikesest, teised aga vastupidi kõnnivad mööda Päikesesüsteemi perifeeriat. Traditsiooni järgi nimetatakse esimese rühma väiksemaid planeete asteroidideks.
Piazzil polnud aega koguda piisavalt andmeid väidetava planeedi orbiidi arvutamiseks, mis oli Euroopa taevast lahkunud 1801. aasta sügiseks. Sellegipoolest ajendas Bode märkus suurt matemaatikut Karl Friedrich Gaussi alustama tööd arvutusmeetodiga, mis nõudis vähem vaatlusandmeid kui tavapärased arvutused. Ta saatis oma tulemused von Zachile, kes avastas nende abiga põgeniku uuesti 1. jaanuaril 1802, täpselt aasta pärast Piazzi. Samal õhtul jälgis teda teine "taevase politsei" liige Heinrich Olbers. Piazzi palvel nimetati uus taevakeha Rooma viljakusejumalanna Cerese järgi, keda peeti Sitsiilia patrooniks.
Olbers jätkas Cerese jälgimist ja 28. märtsil 1802 märkas läheduses veel üht liikuvat punkti. Ta sai Kreeka tarkusejumalanna Pallase nime. Kui Gauss oma orbiidi elemendid välja arvutas, selgus, et Olbersil oli fantastiliselt vedanud. Pallas pöörleb ümber Päikese peaaegu samal ajal kui Ceres (4,6 Maa aastat), kuid selle trajektoor on 34 kraadi võrra ekliptika tasapinnani kaldu. Kui ta poleks olnud Olbersi vaatlustel Cerese lähedal, oleks ta võinud avastada alles mitme aastakümne pärast. Viie aasta jooksul avastati veel kaks taevakeha. Kuid pärast seda läks "taevapolitsei" laiali. Olbers pidas teistest kauem vastu, kuid asteroidijahilt lahkus ta ka 1816. aastal. See taastati alles 19. sajandi keskel, kui avastajaid enam polnud.
"Nagu tähed"
Reklaamvideo:
William Herschelile saadetud kirjas soovitas ta, et Ceres ja Pallas on killud planeedist, mis suri plahvatuse või komeediga kokkupõrke tagajärjel. Sellest järeldus, et Marsi ja Jupiteri vahel on ka teisi päikesesatelliite. Herschel soovitas neid nimetada asteroidideks, mis tõlkes antiik-kreeka keelest tähendab "nagu tähed" (ta mõtles, et need kehad jäävad heledusega palju alla planeetide ja seetõttu on neid raske enamikust tähtedest eristada). See neologism astus astronoomia keelde.
Olbersi hüpotees ennustas uute asteroidide olemasolu, mistõttu taevapolitsei jätkas otsinguid. Selle kollektiivse uurimisprojekti osalejad (muide, esimene astronoomia ajaloos) avastasid veel kaks asteroidi, mis said ka Rooma jumalannade nimed. 1. septembril 1804 avastas Karl Harding Juno ja 29. märtsil 1807 vallutas Olbers Vesta. Neljanda asteroidi nime valimise õiguse sai Gauss, kes arvutas selle orbiidi vaid mõne tunniga (sellises ajavahemikus pole isegi kaasaegse kalkulaatori abil lihtne püsida!).
Jahihooaeg
1830. aastal pöördus matemaatik ja astronoom Friedrich Wilhelm Bessel Saksamaa observatooriumide poole palvega alustada taeva kaardistamist asteroidide otsimiseks. Midagi selles suunas tehti, kuid esimene leid läks mitte professionaalile, vaid amatöörile, postmeistrile Karl Henkele. 8. detsembril 1845 avastas ta pärast 15 aastat kestnud viljatuid vaatlusi viienda asteroidi Astrea. 1847. aastal märkas sama Henke asteroidi nr 6 - Hebu ja peagi avastas noor inglise astronoom John Russell Hind asteroidid Iris ja Flora. Pärast seda sai väikeste planeetide otsimine kiiresti hoo sisse. Ameerika esimene nende kehade jahimees Christian Peters avastas aastatel 1861–1889 48 asteroidi ja saksa astronoom Karl Luther - 24. Aastaks 1890 kanti umbes kolmsada Marsi ja Jupiteri vahelise ruumi asukat astronoomiakataloogidesse.
Ja siis algas uus ajastu. Heidelbergi ülikooli eradotsent Maximilian Wolf kasutas esimesena maailmas fotograafiat väikeste planeetide otsimiseks. Detsembris 1891 avastas ta oma esimese asteroidi ja järgmine aasta - juba 13. Aastal 1902 juhtis Wolff uut ülikooli observatooriumi ja muutis selle "väiksema planoloogia" maailmakeskuseks. Tema noorem kolleeg Karl Reinmuth avastas aastatel 1912–1957 389 asteroidi ja keegi ei suutnud seda rekordit ületada.
Kahe maailmasõja vahelisel perioodil oli asteroidide otsimine äärmiselt intensiivne ja ainuüksi 1930. aastatel tõi ligi nelisada avastust. Siis aeglustus ta - pikka aega, umbes kolmkümmend aastat. Selle taaselustamist hõlbustas teleskoopide varustamine pooljuhtfotomeetrite ja muude elektroonikaseadmetega ning võimsate arvutite esilekerkimine, mis on võimelised kiiresti arvutama asteroidide orbiite. Viimasel ajal on väikeste planeetide uurimiseks kasutatud maapealseid robotiteleskoope, orbiidivaatluskeskusi ja kaugete kosmosesonde.
Asteroidiklassid
Teave asteroidide struktuuri kohta põhineb peegeldunud päikesevalguse spektraalanalüüsi tulemustel, mida on korrigeeritud meteoriitide koostise geokeemiliste andmetega (kuna nende peamiseks allikaks on asteroidid). Selle kriteeriumi järgi jagunevad nad kolme põhiklassi: C (kõrge süsinikusisaldusega kehad), S (silikaadid metallide seguga) ja M (enamasti raud-nikkel-asteroidid). C-klass moodustab peavöös kolm neljandikku asteroididest, klass S - 17%. Siiski on üksikasjalikumaid klassifikatsioone palju suurema rühmade arvuga.
Kõik eranditult asteroidid pöörlevad ja nende teljed on ruumis üsna juhuslikult orienteeritud. Tavaliselt on asteroidipäeva kestus 6–13 tundi, kuid on ka erandeid. Näiteks väike (umbes 30 meetri kaugusel) asteroid 1998 KY26 teeb täieliku pöörde 10 minuti ja 42 sekundiga. Suure tõenäosusega saavutas ta nii suure nurkkiiruse mitmekordse kokkupõrke tagajärjel oma lähimate sugulastega.
Peamine vöö
Peaaegu kõigi asteroidide orbiidid asuvad rõngas, mille sisemine raadius on võrdne kahe astronoomilise ühikuga, ja välimine raadius on kolm ja pool (rangelt öeldes pole see rõngas, vaid sõõrik, kuna paljude asteroidide radad lähevad ekliptika tasapinnast kaugemale). Seda tsooni nimetatakse peamiseks asteroidivööks. See sisaldab umbes kakssada väiksemat planeeti, mille keskmine läbimõõt on üle 100 km. Ligikaudsete hinnangute kohaselt on vähemalt kilomeetri suuruseid asteroide 1-2 miljonit. Ja peavöö elanike kogumass on umbes 25 korda väiksem kui Kuu mass!
Asteroidide trajektooride ruumiline jaotus peavöös pole kaugeltki ühtlane. Esiteks on 1860. aastatel Indiana ülikooli professori Daniel Kirkwoodi avanenud lõhesid. 97 asteroidi trajektoori uurimise põhjal leidis Kirkwood, et need kehad väldivad orbiite Jupiteri perioodiga proportsionaalsete perioodidega (näiteks kui need perioodid on seotud 1: 3-ga). Kirkwood mõistis ka põhjust: sellised kehad lähenevad Jupiterile perioodiliselt oma trajektoori samas osas ja selle tulemusel lähevad selle raskusjõu mõjul oma varasemast trajektoorist eksiteele (seda efekti, mille Laplace märkis 19. sajandi alguses Jupiteri kuude näitel, nimetatakse orbitaalseks resonantsiks). Põhivöös on Kirkwoodi pesad (venekeelses kirjanduses nimetatakse neid ka luukideks) ja muude resonantsidega - 1: 2, 2: 5, 3: 5, 3: 7. Teiseksmitte vähem kui kolmandik seal olevatest asteroididest on rühmitatud lähedaste orbitaalelementidega perekondadesse (näiteks pool-peatelje pikkus, ekstsentrilisus ja orbiidi kalle ekliptika tasapinnale). Neist esimesed, peaaegu sada aastat tagasi, eraldas Tokyo ülikooli Kiyotsugu Hirayama professor. Hirayama uskus, et iga perekond koosneb suurema asteroidi fragmentidest, mis lagunesid kokkupõrke tõttu väiksema kehaga, ja seda tõlgendust peetakse endiselt kõige usutavamaks.lagunes kokkupõrke tõttu väiksema kehaga ja seda tõlgendust peetakse endiselt kõige usutavamaks.lagunes kokkupõrke tõttu väiksema kehaga ja seda tõlgendust peetakse endiselt kõige usutavamaks.
Peamise vöö asteroidid põrkavad tõenäoliselt kokku ka praegu (seda polnud siiski veel võimalik otse näha), varem olid kokkupõrked kõige tavalisemad. Paljud (kui mitte kõik) asteroidid on nende eelkäijate killud. See seletab, miks vöös pole palju asteroide, millel on oma satelliidid. Nagu ütles Colorado Southwesti uurimisinstituudi vanemteadur Clark Chapman peaministrile, ei ületa nende osakaal 15% (planeetide puhul 75%). Tõenäoliselt kaotavad asteroidid oma kuu mitte ainult otseste kokkupõrgete ajal, vaid ka naabrite väljanägemisest tingitud gravitatsioonihäirete tõttu. Asteroidide pöörlemistelgede kaootiline jaotus on samuti kokkupõrgete tulemus. Ainult Ceresel, Pallasel ja Vestal on otsepööre päritud ürgproplanetaarsest sülemistmillest moodustati nii asteroidid kui ka planeedid. Nad hoidsid sellist pööret muljetavaldava massi tõttu, mis annab neile suure nurga.
Trooja asteroidid
Peaaegu kõik 19. sajandil avastatud asteroidid liiguvad põhivöö piires. Erandiks on ainult Marsi orbiiti ületavad Efra ja Eros. Sel ajal ei olnud vöö sisesest vangistusest põgenemise kohta muid näiteid.
XX sajand tõi ka siin muudatusi. 23. veebruaril 1906 pildistas Wolff väga nõrka asteroidi, mis liikus peaaegu ümmargusel orbiidil sama raadiusega kui Jupiter, 55,5 kraadi planeedist eespool. Ta sai nimeks Achilleus ja sai numbri 588. Peagi taipas Rootsi astronoom Carl Charlier, et tema liikumises seoti Achilleus ühte kahest stabiilse raamatukogu punktist, mille 1772. aastal ennustas Joseph Louis Lagrange. Achilleus naaseb perioodiliselt raamatukogupunkti L4 lähedusse, mis liigub Jupiterist 60 kraadi ette. Mõne aja pärast avastati seal asteroid Patroclus ja Hector leiti L5 punkti lähedalt, liikudes planeedi taga 60 kraadi. Varsti pärast seda tekkis traditsioon nimetada neid asteroide Trooja sõja kangelaste auks - L4 raamatukogupunkti lähedal achaealaste nimedega (Achilleus, Nestor, Agamemnon, Odysseus, Ajax,Diomedes, Antilochus, Menelaus) ja raamatukogupunkti L5 lähedal - Troy kaitsjate nimed (Priam, Aeneas, Antif). Kuid see traditsioon ei ilmnenud kohe, nii et Hector ja Patroclus jäid lõpuks "vaenlase laagritesse".
Praeguseks on Jupiteri lähedalt avastatud umbes 5000 troojalast. Nurkkaugus nende ja Jupiteri vahel on väga erinev - 45–100 kraadi. Veel neli Trooja hobust elab Marsi lähedal ja kaheksa Neptuuni orbiiditsoonis. 2011. aasta juulis nimetasid Kanada astronoomid esimese kandidaadi meie planeedi Trooja partneriks. Selle 300-meetrise asteroidi 2010 TK7 püüdis kinni WISE infrapunateleskoop, mis töötas Maa madalal orbiidil 2010. aasta jaanuarist oktoobrini.
Maa lähedal asuvad asteroidid
Teine avastamisetapp algas 1932. aasta kevadel. 12. märtsil avastas Belgia astronoom Eugene Delport asteroidi Amur, mis läheneb Päikesele periheelil 1,08 AU. ja puudutab seetõttu peaaegu maakera orbiidi väliskülge. Ja vaid kuus nädalat hiljem komistas Karl Reinmuth asteroidi Apollo otsa, mille orbiit ületab nii Maad kui ka Veenust ning asub periheeliooni ajal Päikesest vaid 0,65 AU kaugusel.
Amorist ja Apollost said kahe väiksema planeedi perekonna esivanemad, kes külastavad päikesesüsteemi sisemisi piirkondi. Neil on ühine nimi - Maa lähedal asuvad asteroidid (NEA). Amori tüüpi asteroidide periheel on vahemikus 1,3 AU. kuni Maa orbiidi maksimaalse raadiuseni, mis on võrdne 1,017 AU. Apollo tüüpi asteroidide hulka kuuluvad kehad, mille periheel on väiksem kui 1,017 AU. ja poolpeamine telg ületab 1 AU. Siin on ka Maa-lähedaste asteroidide perekond, mille poolpeamine telg on vähem kui üks astronoomiline üksus. Ligikaudu 50% sellistest asteroididest, millest esimene avastati 1976. aastal ja mis said nime Egiptuse jumala Atoni järgi, liiguvad endiselt Päikesest kaugemale kui Maa, kuna nad liiguvad mööda suure ekstsentrilisusega ellipse. Atoonide hulgas eristatakse asteroidide alamperekonda,kelle apogee on väiksem kui maakera orbiidi minimaalne raadius, 0,983 AU. Need kehad on loomulikult alati Päikesele lähemal kui meie planeet.
Maalähedaste asteroidide orbiidid on väga erinevad. Mõni neist naaseb perioodiliselt peavöö juurde ja läheb mõnikord isegi palju kaugemale, teised aga jäävad alati Päikesele lähemale. Näiteks on asteroid 1685 Toro, mille apogee on 1,96 AU. ja periheelion 0,77 AU. See ületab Maa ja Marsi orbiite ning sellel puudub ainult 0,05 AU. e, et jõuda Veenuse orbiidile. Päikese ümber viie pöörde tegemiseks kulub tal 8 Maa ja 13 Veenuse aastat, nii et Toro on orbiidil resonantsis mõlema planeediga. Isegi asteroidid julgevad läheneda Päikesele Merkuurile lähemale. Selline on Apollo perekonna asteroid 1566 Icarus, mille avastas 1949. aastal Ameerika astronoom Walter Baade.
Lõpetamata planeedid
Asteroidid on mõnes mõttes lõpetamata planeedid. Mõlemad olid kunagi moodustatud kokkupõrkavatest ja ühinevatest planetesimaalidest, tahketest kehadest, mille suurus ulatus meetrist kilomeetrini ja mis tiirlevad ümber vastsündinud Päikese. Need kehad tekkisid omakorda primaarse gaasi- ja tolmupilve osakeste kleepumise tõttu, millest moodustus päikesesüsteem. Marsi orbiidist väljapoole jäävas vööndis ei saanud planeetide isased ühineda suureks planeediks. Tõenäoliselt oli see tingitud Jupiteri raskushäiretest, ehkki teised mehhanismid oleksid võinud töötada. Eelkõige on võimalik, et Jupiter paiskas rohkem kui üks kord Päikese poole suuri kehasid, mis destabiliseerisid ka asteroidivööd.
Esimesed asteroidid, mis tulenesid otse tasapinnalistest liikumistest, liikusid ekliptika tasapinnas mööda peaaegu ringikujulisi orbiite ja nende suhteline kiirus oli madal. Sellepärast nad ei lagunenud kokkupõrgetes, vaid jäid kokku ja kasvasid. Kuid Jupiteri raskusjõud sundis asteroidid järk-järgult liikuma suure ekstsentrilisusega kaldus orbiidile, mille tõttu nende suhteline kiirus kasvas 5 km / s-ni (see on praegu). Sellisel kiirusel põrkudes purunesid asteroidid killudeks, millel polnud mingit võimalust päris planeeti käivitada.
Need protsessid on asteroidivööd radikaalselt muutnud. Selle algmass pole täpselt teada, kuid mudeli arvutuste kohaselt võib see olla praeguse massi 2200-kordne ja ligikaudu võrdne Maa massiga. Samad arvutused näitavad, et seal oli sadu laipu, mille mass ja suurus ei jää Ceresele alla. Need surnukehad surid kokkupõrgetes ja nende praht läks ebastabiilsetele orbiitidele ning lahkus vööst. Lõpuks see hõrenes nii palju, et kokkupõrked muutusid haruldaseks ja ellujäänud asteroidid püsisid üsna stabiilsetel trajektooridel. Niisiis on praegune põhivöö oma endise hiilguse kahvatu vari.
Clark Chapman märkis, et mitmete planeediteadlaste sõnul võib Maa ja Veenuse vahel olla korraga teine vöö. Kuid neid asteroide oli palju raskem ellu jääda. Võib arvata, et peaaegu kõik nad lõhenesid pärast kokkupõrkeid ja nende killud visati Päikesest minema.
Nikkelraud palavik
Ulmekirjanikud on juba ammu ennustanud nii-öelda asteroidide rahvamajanduslikku arengut - meenutagem näiteks Azimovi lugu "Marslaste tee". See on arusaadav. Asteroidivöö sisaldab hiiglaslikumaid puhtaima vee jää ja väga erinevaid mineraale. Üks kuupkilomeeter tüüpilise M-klassi asteroidi ainet sisaldab 7 miljardit tonni rauda, miljard tonni niklit ja miljoneid tonne koobaltit. Nende metallide kogumaksumus tänapäevaste hindadega on üle 5 triljoni dollari. Jääb loota, et kui inimkond nende ressurssideni jõuab, kasutab ta neid targalt ja tõelise kasuga.
Aleksei Levin
