Astéroïdes, planètes mineures.

Astéroïde (951) Gaspra. Photo prise depuis un vaisseau spatial (1991)

Les objets dont les noms propres sont étudiés par l'onomastique comprennent également les astéroïdes - un type de petites planètes du système solaire, dont le diamètre est supérieur à 30 m. Au 7 janvier 2015, le site du Centre des planètes mineures de l'Union astronomique internationale. fournit des informations sur 422 636 astéroïdes avec des numéros officiels et des orbites calculées. Parmi eux, seuls 18 241, soit moins de 5 %, avaient un nom officiellement approuvé en 2014.

Tous les astéroïdes ont un numéro de série, à partir du premier découvert en 1801. Dans les ouvrages de référence et les catalogues, le numéro de série apparaît avant le nom de l'astéroïde (s'il existe) et est généralement mis entre parenthèses. Par exemple: (1) Cérès, (1454) Kalevala. Si l'astéroïde n'a pas son propre nom, seul le numéro de série est indiqué.

Comment l’humanité se débrouille-t-elle sans les noms de la plupart des astéroïdes ? Presque tous les astéroïdes ont une désignation professionnelle, qui en dit plus aux astronomes et aux passionnés d’astronomie que leur propre nom. Le système actuel de désignations professionnelles pour les planètes mineures existe depuis 1925.

Les désignations professionnelles pour les astéroïdes ressemblent à ceci : 1936 FQ. Dans ce cas c'est un astéroïde (1421) Espéranto. Séquence à quatre chiffres 1936 indique l'année d'ouverture. Viennent ensuite deux lettres majuscules latines. La première lettre correspond au croissant d'ouverture. Dans ce cas, la deuxième quinzaine de mars. Il n'y a que 24 croissants et 26 lettres dans l'alphabet anglais. La dernière lettre n'est pas utilisée. Z Et je(en raison de la similitude avec le numéro 1). La deuxième lettre indique le numéro de série de l'astéroïde parmi ceux découverts dans ce croissant. Dans ce cas – le 16. Seule une lettre n'est pas utilisée pour la désignation JE, et les 25 autres sont impliqués. Si le nombre d'astéroïdes découverts dans le croissant est supérieur à 25, alors ils reviennent au début de l'alphabet et après la deuxième lettre majuscule ajoutent l'index 1, 2, 3, etc.

Le terme spécial pour désigner le nom propre d'un astéroïde en onomastique m'est personnellement inconnu. Vous pouvez utiliser le terme astronyme– nom propre d'un corps céleste distinct.

L’étude des noms propres des astéroïdes est intéressante à plusieurs titres. Avec leur aide, on peut étudier le processus de nomination dans une langue, notamment l'onymisation (le passage des noms communs dans la catégorie des noms propres), la transonymisation (le passage d'un nom propre d'une catégorie à une autre). En outre, les noms propres des astéroïdes sont intéressants du point de vue des études culturelles, dans le cadre de la culture humaine immatérielle.

Le premier astéroïde a été découvert en 1801 et a été confondu avec une planète. L'astronome qui l'a découvert a donné un nom au nouvel objet céleste Cérès de Ferdinand. D'une part, il voulait glorifier le roi de son pays, d'autre part, il rendait hommage à la tradition consistant à nommer les planètes du système solaire d'après les noms des anciens dieux romains (Cérès était la déesse de la fertilité parmi les anciens Romains). Mais le monde des scientifiques n'a laissé que le nom Cérès. Il a été proposé de nommer le premier astéroïde en l'honneur de son découvreur - Piazzi, Et Junon.

Orbites de l'astéroïde (9915) Potanine (bleu),
planètes (rouge) et soleil (noir)

La plupart des noms d'astéroïdes découverts au 19ème siècle sont tout d'abord en corrélation avec les noms de personnages mythologiques des anciens Grecs, Romains et moins souvent Scandinaves ou d'autres peuples : Gerda(personnage de la mythologie scandinave), Vivant(Déesse slave), Melpomène(muse grecque antique), Nuiva(Déesse chinoise), Uranie(muse grecque antique), Flore(ancienne déesse romaine), Fortune(ancienne déesse romaine), etc., deuxièmement, elles sont toutes des femmes.

Mais déjà au 19ème siècle, les noms ont commencé à être donnés à partir de sources linguistiques d'un type différent - à partir de noms ou de prénoms de personnes spécifiques, de toponymes anciens ou modernes, à partir de noms de personnages littéraires. Par exemple, Adria(en l'honneur de la mer Adriatique), Dresde(en l'honneur de la ville allemande de Dresde), Eugénie(en l'honneur de l'épouse de Napoléon III Eugenia de Montijo de Guzman), Lutèce(en l'honneur de l'ancienne colonie sur le site de Paris), Ondine(l'héroïne du roman du même nom de l'écrivain allemand Friedrich De la Motte Fouquet).

Au XXe siècle, parmi les noms donnés aux astéroïdes, ceux formés à partir de noms de famille, de noms personnels, de toponymes et de noms communs sont déjà assez courants. Mais la tradition consistant à donner des noms féminins aux astéroïdes a persisté très longtemps. Elle fut complètement abandonnée dans la seconde moitié des années 1970. Et avant cela, les terminaisons féminines étaient généralement ajoutées aux noms, prénoms ou toponymes, d'après lesquels l'astéroïde était nommé. -et moi ou -UN, Par exemple: Amundsénie(en l'honneur de Raoul Amundsen), Hambourg(en l'honneur de la ville allemande de Hambourg), Cypria(en l'honneur de l'île de Chypre), Lagrange(en l'honneur de l'astronome Joseph Louis Lagrange), Nansénia(en l'honneur de Fridtjof Nansen), Newtonie(en l'honneur d'Isaac Newton), Ouzbékistan(en l'honneur de la RSS d'Ouzbékistan), Iaroslav(en l'honneur du fils du découvreur de cet astéroïde).

Mais il n’existe pratiquement pas de règles sans exceptions. Et avant que la tradition de transformer le nom d'un astéroïde de manière féminine ne soit abandonnée, parfois le nom était donné sous sa forme originale, par exemple : Kepler(découvert en 1929 et nommé d'après l'astronome Johannes Kepler), Otto Schmidt(ouvert en 1948, du nom de l'explorateur soviétique du Nord), Tiflis(ouvert en 1913, du nom de la capitale géorgienne) et quelques autres.

Le premier astéroïde a été découvert par des astronomes russes le 14 mars 1913 par Grigory Neuimin à l'observatoire de Simeiz (Crimée) et porte le nom de la ville de Simeiz et de l'observatoire dans lequel il se trouve - Simeiz.

Souvent, les découvreurs d’astéroïdes leur ont donné le nom de leurs parents ou amis. Par exemple, l'astronome soviétique Vladimir Albitsky a appelé l'astéroïde qu'il a découvert en 1924 Jeux olympiques en l'honneur de sa mère.

L'astronome russe et soviétique Grigory Neuimin a immortalisé sa mère avec les noms des astéroïdes qu'il a découverts - Léna, sœur - Nina, première femme - Faïna, fils - Hélium(du nom Hélium), Iaroslav(du nom Iaroslav), un ami - Anastasie, probablement d'autres parents et amis.

Nikolaï Tchernykh (1931-2004)
découvert 537 astéroïdes

L'astronome allemand Maximilian Wolf (1862-1932) a généreusement nommé les astéroïdes du nom de personnes de son entourage : Adalberta(en l'honneur du père, de Adalbert), Élisabeth(en l'honneur de ma mère), Gisèle(en l'honneur de sa femme, selon les règles de la phonétique allemande, il devrait y avoir Gisèle), Eulalie(en l'honneur de la grand-mère de ma femme), Mouvement(depuis Mok- surnom familial du fils), Nolly(du surnom familial de l'astronome lui-même, littéralement « petit enfant »), Lina(en l'honneur de la servante), Claire(en l'honneur de la gouvernante). L'astronome n'a pas oublié ses chiens, dont il a donné les surnoms aux astéroïdes Pétrina Et Seppine. En 1916, en l'honneur de M. Wolf lui-même, son collègue autrichien Johann Palisa nomma l'astéroïde Wolfine.

Un certain nombre de noms d’astéroïdes répètent certains noms personnels, généralement féminins. Les astronomes russes et soviétiques se tournaient généralement vers des noms russes. De plus, dans certains cas, le nom de l'astéroïde n'est pas associé à des personnes spécifiques (par exemple, Katya, Lyuba, Luda, Natasha), dans d’autres cas, il est associé à certaines personnes. Par exemple, Raïssa(en l'honneur de l'astronome Raisa Maseeva), Pélagie(en l'honneur de l'astronome Pelageya Shine). Parfois, le nom d’un astéroïde peut être trompeur. Oui, un astéroïde Larisa, nommé par l’astronome allemand Karl Reinmuth, ne correspond pas à un nom de femme, mais à celui d’une ville grecque.

Les constructions qui intéressent les linguistes sont les noms d'astéroïdes découverts et nommés par les astronomes russes et soviétiques. Aidamina Et Tamaraiva. Le prénom est dérivé d'un prénom féminin Aïda et les deux premières syllabes du patronyme Minaevna. Je n'ai pas pu établir qui était Aïda Minaevna. Le deuxième nom vient du nom Tamara et les deux premières syllabes du nom de famille Ivanova. Tamara Ivanova - parachutiste soviétique. Le nom de l'astéroïde est structurellement plus complexe Shulnazariya. Il est formé des syllabes des noms de famille de l'astronome Leonid Shulman, de son épouse Galina Nazarchuk et du suffixe féminin -et moi.

Les abréviations sont parfois utilisées comme noms d'astéroïdes. Ainsi, les astéroïdes sont connus KraO(ITA (ISC (

Parmi les noms d'astéroïdes, on peut trouver des formations issues de concepts abstraits, par exemple, Amitié, Paisible, Fantastique.

Un phénomène linguistique tel que l'homonymie se retrouve également parmi les noms d'objets célestes. Par exemple, Larisa- C'est à la fois un satellite de Neptune et un astéroïde. Astéroïdes Itha Et ITA sont des homonymes phonétiques, puisqu'ils se distinguent à l'écrit, mais pas à l'oral. Le premier nom correspond à un prénom féminin allemand, et le second à l'abréviation (Institut d'Astronomie Théorique).

Des dictionnaires de noms de planètes mineures sont connus (jusqu'en 2006, les termes astéroïdes et planètes mineures étaient synonymes). L'un d'eux a été publié en 1968 par le Minor Planet Center en collaboration avec l'Observatoire de Cincinnati : Herget, Paul. Les noms des planètes mineures. La maison d'édition Springer a publié cinq fois un dictionnaire des noms de planètes mineures : Schmadel, Lutz D. Dictionary of Minor Planet Names (5e édition - en 2009).

Un examen de ces dictionnaires montre qu'il existe des noms d'astéroïdes dont les motifs sont inconnus, par exemple : Brita, Margot, Svetlana.

Les dictionnaires mentionnés ci-dessus peuvent ne pas être disponibles dans leur intégralité pour les utilisateurs de Runet. La source de réponses la plus accessible aux raisons pour lesquelles tel ou tel astéroïde tire son nom est Wikipédia. Dans ce cas, il est préférable d'aller directement à la partie anglaise ou allemande de Wikipédia, car elles contiennent plus d'articles sur des astéroïdes individuels que dans Wikipédia russe. La Wikipédia en anglais comporte une section « Significations des noms de planètes mineures ».

Alois Nazarov

La forme et la surface de l'astéroïde Ida.
Le nord est au sommet.
L'animation a été réalisée par Typhoon Oner.
(Copyright © 1997 par A. Tayfun Oner).

1. Idées générales

Les astéroïdes sont des corps rocheux solides qui, comme les planètes, se déplacent sur des orbites elliptiques autour du soleil. Mais la taille de ces corps est beaucoup plus petite que celle des planètes ordinaires, c'est pourquoi on les appelle également planètes mineures. Les diamètres des astéroïdes vont de plusieurs dizaines de mètres (classiquement) à 1000 km (la taille du plus gros astéroïde Cérès). Le terme « astéroïde » (ou « semblable à une étoile ») a été inventé par le célèbre astronome du XVIIIe siècle, William Herschel, pour décrire l'apparence de ces objets lorsqu'ils sont observés à l'aide d'un télescope. Même avec les plus grands télescopes au sol, il est impossible de distinguer les disques visibles des plus gros astéroïdes. Elles sont observées comme des sources ponctuelles de lumière, bien que, comme les autres planètes, elles n'émettent elles-mêmes rien dans le domaine visible, mais réfléchissent uniquement la lumière solaire incidente. Les diamètres de certains astéroïdes ont été mesurés à l'aide de la méthode de "l'occultation des étoiles", à ces moments heureux où ils se trouvaient dans la même ligne de visée que des étoiles suffisamment brillantes. Dans la plupart des cas, leurs tailles sont estimées à l'aide de mesures et de calculs astrophysiques spéciaux. La majeure partie des astéroïdes actuellement connus se déplace entre les orbites de Mars et de Jupiter à des distances du Soleil de 2,2 à 3,2 unités astronomiques (ci-après - UA). Au total, environ 20 000 astéroïdes ont été découverts à ce jour, dont environ 10 000 sont enregistrés, c'est-à-dire qu'on leur attribue des numéros ou même des noms propres, et que les orbites sont calculées avec une grande précision. Les noms propres des astéroïdes sont généralement attribués par leurs découvreurs, mais conformément aux règles internationales établies. Au début, alors que l’on savait peu de choses sur les planètes mineures, leurs noms étaient tirés, comme pour les autres planètes, de la mythologie grecque antique. La région annulaire de l’espace qu’occupent ces corps est appelée la ceinture principale d’astéroïdes. Avec une vitesse orbitale linéaire moyenne d'environ 20 km/s, les astéroïdes de la ceinture principale effectuent une révolution autour du Soleil pendant 3 à 9 années terrestres, selon la distance qui les sépare de celui-ci. Les inclinaisons des plans de leurs orbites par rapport au plan de l'écliptique atteignent parfois 70°, mais sont généralement de l'ordre de 5 à 10°. Sur cette base, tous les astéroïdes connus de la ceinture principale sont divisés à peu près également en sous-systèmes plats (avec des inclinaisons orbitales allant jusqu'à 8°) et sphériques.

Lors d'observations télescopiques d'astéroïdes, il a été découvert que la luminosité de la grande majorité d'entre eux change en peu de temps (de plusieurs heures à plusieurs jours). Les astronomes ont longtemps supposé que ces changements dans la luminosité des astéroïdes étaient associés à leur rotation et déterminés principalement par leur forme irrégulière. Les toutes premières photographies d'astéroïdes obtenues à l'aide d'engins spatiaux l'ont confirmé et ont également montré que les surfaces de ces corps sont piquées de cratères ou de cratères de différentes tailles. Les figures 1 à 3 montrent les premières images spatiales d'astéroïdes obtenues à l'aide de différents engins spatiaux. Il est évident que de telles formes et surfaces de petites planètes se sont formées lors de leurs nombreuses collisions avec d'autres corps célestes solides. En général, lorsque la forme d’un astéroïde observé depuis la Terre est inconnue (puisqu’il est visible comme un objet ponctuel), alors ils tentent de s’en approcher à l’aide d’un ellipsoïde triaxial.

Le tableau 1 fournit des informations de base sur les astéroïdes les plus gros ou simplement intéressants.

Explications pour le tableau.

1 Cérès est le plus gros astéroïde découvert en premier. Elle a été découverte par l'astronome italien Giuseppe Piazzi le 1er janvier 1801 et porte le nom de la déesse romaine de la fertilité.

2 Pallas est le deuxième plus gros astéroïde, également le deuxième découvert. Cela a été réalisé par l'astronome allemand Heinrich Olbers le 28 mars 1802.

3 Junon - découvert par K. Harding en 1804.

4 Vesta est le troisième plus gros astéroïde, également découvert par G. Olbers en 1807. Ce corps présente des preuves observationnelles de la présence d'une croûte basaltique recouvrant un manteau d'olivine, qui peut être une conséquence de la fusion et de la différenciation de sa substance. L'image du disque visible de cet astéroïde a été obtenue pour la première fois en 1995 grâce au télescope spatial américain. Hubble, opérant en orbite terrestre basse.

8 Flora est le plus gros astéroïde d'une grande famille d'astéroïdes du même nom, comptant plusieurs centaines de membres, caractérisée pour la première fois par l'astronome japonais K. Hirayama. Les astéroïdes de cette famille ont des orbites très rapprochées, ce qui confirme probablement leur origine commune à partir d'un corps parent commun détruit lors d'une collision avec un autre corps.

243 Ida est un astéroïde de la ceinture principale photographié par la sonde spatiale Galileo le 28 août 1993. Ces images ont révélé une petite lune d'Ida, plus tard nommée Dactyl. (Voir les figures 2 et 3).

253 Matilda est un astéroïde dont les images ont été obtenues à l'aide du vaisseau spatial NIAR en juin 1997 (voir Fig. 4).

433 Eros est un astéroïde géocroiseur dont des images ont été obtenues à l'aide du vaisseau spatial NIAR en février 1999.

951 Gaspra est un astéroïde de la ceinture principale qui a été photographié pour la première fois par la sonde spatiale Galileo le 29 octobre 1991 (voir Fig. 1).

1566 Icare est un astéroïde s'approchant de la Terre et traversant son orbite, présentant une très grande excentricité orbitale (0,8268).

1620 Geograph est un astéroïde géocroiseur qui est soit un objet binaire, soit une forme très irrégulière. Cela découle de la dépendance de sa luminosité à la phase de rotation autour de son propre axe, ainsi que de ses images radar.

1862 Apollo - le plus gros astéroïde de la même famille de corps s'approchant de la Terre et traversant son orbite. L'excentricité de l'orbite d'Apollo est assez grande - 0,56.

2060 Chiron est un astéroïde-comète présentant une activité cométaire périodique (augmentations régulières de luminosité à proximité du périhélie de l'orbite, c'est-à-dire à une distance minimale du Soleil, qui peuvent s'expliquer par l'évaporation des composés volatils inclus dans l'astéroïde), se déplaçant le long d'une trajectoire excentrique (excentricité 0,3801) entre les orbites de Saturne et d'Uranus.

4179 Toutatis est un astéroïde binaire dont les composants sont probablement en contact et mesure environ 2,5 km et 1,5 km. Des images de cet astéroïde ont été obtenues grâce aux radars situés à Arecibo et Goldstone. De tous les astéroïdes géocroiseurs actuellement connus au 21e siècle, Toutatis devrait être celui qui devrait se trouver à la distance la plus proche (environ 1,5 million de km, le 29 septembre 2004).

4769 Castalia est un double astéroïde avec des composants en contact approximativement identiques (0,75 km de diamètre). Son image radio a été obtenue grâce au radar d'Arecibo.

Image de l'astéroïde 951 Gaspra

Riz. 1. Image de l'astéroïde 951 Gaspra, obtenue à l'aide de la sonde spatiale Galileo, en pseudo-couleur, c'est-à-dire sous la forme d'une combinaison d'images à travers des filtres violet, vert et rouge. Les couleurs obtenues sont spécifiquement améliorées pour mettre en évidence les différences subtiles dans les détails de la surface. Les zones de roche exposée sont bleuâtres, tandis que les zones couvertes de régolithe (matériau concassé) sont rougeâtres. La résolution spatiale en chaque point de l'image est de 163 m. Gaspra a une forme irrégulière et des dimensions approximatives selon 3 axes de 19 x 12 x 11 km. Le soleil éclaire l'astéroïde de droite.
Image GAL-09 de la NASA.

Image de l'astéroïde 243 Idas

Riz. 2 Image en fausses couleurs de l'astéroïde 243 Ida et de sa petite lune Dactyl prise par la sonde spatiale Galileo. Les images sources utilisées pour obtenir l'image présentée sur la figure ont été prises à environ 10 500 km. Les différences de couleur peuvent indiquer des variations dans la composition du tensioactif. Les zones bleu vif peuvent être recouvertes d'une substance composée de minéraux contenant du fer. La longueur d'Ida est de 58 km et son axe de rotation est orienté verticalement avec une légère inclinaison vers la droite.
Image GAL-11 de la NASA.

Riz. 3. Image de Dactyl, le petit satellite de 243 Ida. On ne sait pas encore s'il s'agit d'un morceau d'Ida, détaché lors d'une sorte de collision, ou d'un objet étranger capturé par son champ gravitationnel et se déplaçant sur une orbite circulaire. Cette image a été prise le 28 août 1993 à travers un filtre de densité neutre à une distance d'environ 4 000 km, 4 minutes avant l'approche la plus proche de l'astéroïde. Les dimensions de Dactyl sont d'environ 1,2 x 1,4 x 1,6 km. Image GAL-04 de la NASA

Astéroïde 253 Mathilde

Riz. 4. Astéroïde 253 Matilda. Image de la NASA prise par le vaisseau spatial NEAR

2. Comment la ceinture principale d’astéroïdes a-t-elle pu naître ?

Les orbites des corps concentrés dans la ceinture principale sont stables et ont une forme proche du cercle ou légèrement excentrique. Ici, ils se déplacent dans une zone « sûre », où l'influence gravitationnelle sur eux des grandes planètes, et principalement de Jupiter, est minime. Les faits scientifiques disponibles aujourd'hui montrent que c'est Jupiter qui a joué le rôle principal dans le fait qu'une autre planète n'a pas pu surgir à la place de la ceinture principale d'astéroïdes lors de la naissance du système solaire. Mais même au début de notre siècle, de nombreux scientifiques étaient encore convaincus qu'il y avait une autre grande planète entre Jupiter et Mars, qui, pour une raison quelconque, s'est effondrée. Olbers fut le premier à exprimer une telle hypothèse, immédiatement après sa découverte de Pallas. Il a également proposé le nom de cette planète hypothétique : Phaéton. Faisons une courte digression et décrivons un épisode de l'histoire du système solaire - cette histoire basée sur des faits scientifiques modernes. Cela est notamment nécessaire pour comprendre l’origine des astéroïdes de la ceinture principale. Les scientifiques soviétiques O.Yu. Schmidt et V.S. Safronov.

L'un des plus grands corps, formé sur l'orbite de Jupiter (à une distance de 5 UA du Soleil) il y a environ 4,5 milliards d'années, a commencé à augmenter en taille plus rapidement que les autres. Étant à la frontière de condensation de composés volatils (H 2, H 2 O, NH 3, CO 2, CH 4, etc.), qui s'écoulaient d'une zone du disque protoplanétaire plus proche du Soleil et plus chauffée, cet corps est devenu le centre d'accumulation de matière constitué principalement de condensats de gaz gelés. Lorsqu'il atteignit une masse suffisamment importante, il commença à capter avec son champ gravitationnel la matière auparavant condensée située plus près du Soleil, dans la zone des corps parents des astéroïdes, et ainsi à ralentir la croissance de ces derniers. D'un autre côté, les corps plus petits qui n'ont pas été capturés par le proto-Jupiter pour quelque raison que ce soit, mais qui se trouvaient dans la sphère de son influence gravitationnelle, ont été effectivement dispersés dans différentes directions. De la même manière, il y a probablement eu une éjection de corps de la zone de formation de Saturne, mais pas aussi intensément. Ces corps ont également pénétré la ceinture des corps parents d'astéroïdes ou de planétésimaux apparus plus tôt entre les orbites de Mars et de Jupiter, les « balayant » hors de cette zone ou les soumettant à la fragmentation. De plus, avant cela, la croissance progressive des corps parents des astéroïdes était possible en raison de leurs faibles vitesses relatives (jusqu'à environ 0,5 km/s), lorsque les collisions de tout objet se terminaient par leur union, et non par leur fragmentation. L'augmentation du flux de corps projetés dans la ceinture d'astéroïdes par Jupiter (et Saturne) au cours de sa croissance a conduit au fait que les vitesses relatives des corps parents des astéroïdes ont augmenté de manière significative (jusqu'à 3-5 km/s) et sont devenues plus chaotique. En fin de compte, le processus d'accumulation des corps parents des astéroïdes a été remplacé par le processus de leur fragmentation lors de collisions mutuelles, et la possibilité potentielle de former une planète suffisamment grande à une distance donnée du Soleil a disparu à jamais.

3. Orbites d'astéroïdes

Revenant à l’état actuel de la ceinture d’astéroïdes, il convient de souligner que Jupiter continue de jouer un rôle primordial dans l’évolution des orbites des astéroïdes. L'influence gravitationnelle à long terme (plus de 4 milliards d'années) de cette planète géante sur les astéroïdes de la ceinture principale a conduit à l'existence d'un certain nombre d'orbites « interdites » voire de zones dans lesquelles il n'y a pratiquement pas de petites planètes. , et s’ils y arrivent, ils ne peuvent pas y rester longtemps. On les appelle des lacunes ou des écoutilles de Kirkwood, du nom de Daniel Kirkwood, le scientifique qui les a découverts pour la première fois. De telles orbites sont résonantes, car les astéroïdes qui se déplacent le long d'elles subissent une forte influence gravitationnelle de Jupiter. Les périodes orbitales correspondant à ces orbites sont en relations simples avec la période orbitale de Jupiter (par exemple, 1:2 ; 3:7 ; 2:5 ; 1:3, etc.). Si un astéroïde ou son fragment, à la suite d'une collision avec un autre corps, tombe sur une orbite résonante ou proche de celle-ci, alors le demi-grand axe et l'excentricité de son orbite changent assez rapidement sous l'influence du champ gravitationnel jovien. Tout se termine lorsque l'astéroïde quitte l'orbite de résonance et peut même quitter la ceinture principale d'astéroïdes, ou bien il est voué à de nouvelles collisions avec des corps voisins. Cela efface l'espace Kirkwood correspondant de tout objet. Cependant, il convient de souligner que dans la ceinture principale d'astéroïdes, il n'y a pas de lacunes ni d'espaces vides si l'on imagine la distribution instantanée de tous les corps qui la composent. Tous les astéroïdes, à un moment donné, remplissent assez uniformément la ceinture d'astéroïdes, car, se déplaçant le long d'orbites elliptiques, ils passent la plupart de leur temps dans la zone « extraterrestre ». Autre exemple « opposé » de l'influence gravitationnelle de Jupiter : à la limite extérieure de la ceinture principale d'astéroïdes se trouvent au contraire deux « anneaux » supplémentaires étroits, constitués d'orbites d'astéroïdes dont les périodes orbitales sont en proportions de 2:3 et 1:1 par rapport à la période orbitale de Jupiter. Évidemment, les astéroïdes dont la période orbitale correspond au rapport 1:1 se trouvent directement sur l’orbite de Jupiter. Mais ils se déplacent à une distance égale au rayon de l'orbite jupitérienne, soit en avant, soit en arrière. Les astéroïdes qui sont en avance sur Jupiter dans leur mouvement sont appelés « Grecs », et ceux qui le suivent sont appelés « Chevaux de Troie » (ils portent donc le nom des héros de la guerre de Troie). Le mouvement de ces petites planètes est assez stable, car elles sont situées aux points dits de Lagrange, où les forces gravitationnelles agissant sur elles sont égalisées. Le nom général de ce groupe d’astéroïdes est « chevaux de Troie ». Contrairement aux chevaux de Troie, qui pourraient s'accumuler progressivement à proximité des points de Lagrange au cours de la longue évolution collisionnelle de différents astéroïdes, il existe des familles d'astéroïdes avec des orbites très rapprochées de leurs corps constitutifs, qui se sont très probablement formées à la suite de désintégrations relativement récentes de leurs corps constitutifs. organismes parents correspondants. Il s’agit par exemple de la famille d’astéroïdes Flora, qui compte déjà une soixantaine de membres, et de plusieurs autres. Récemment, les scientifiques ont tenté de déterminer le nombre total de ces familles d'astéroïdes afin d'estimer ainsi le nombre initial de leurs corps parents.

4. Astéroïdes géocroiseurs

Près du bord intérieur de la ceinture principale d'astéroïdes, se trouvent d'autres groupes de corps dont les orbites s'étendent bien au-delà de la ceinture principale et peuvent même croiser les orbites de Mars, de la Terre, de Vénus et même de Mercure. Tout d'abord, il s'agit des groupes d'astéroïdes Amour, Apollon et Aten (du nom des plus grands représentants inclus dans ces groupes). Les orbites de ces astéroïdes ne sont plus aussi stables que celles des corps de la ceinture principale, mais évoluent relativement rapidement sous l'influence des champs gravitationnels non seulement de Jupiter, mais aussi des planètes telluriques. Pour cette raison, ces astéroïdes peuvent se déplacer d'un groupe à un autre, et la division même des astéroïdes dans les groupes ci-dessus est conditionnelle, basée sur les données sur les orbites modernes des astéroïdes. En particulier, les Amuriens se déplacent sur des orbites elliptiques dont la distance au périhélie (distance minimale au Soleil) ne dépasse pas 1,3 UA. Les Apollons se déplacent sur des orbites avec une distance au périhélie inférieure à 1 UA. (rappelez-vous qu’il s’agit de la distance moyenne de la Terre au Soleil) et pénétrez dans l’orbite terrestre. Si pour les Amuriens et les Apolloniens le demi grand axe de l’orbite dépasse 1 UA, alors pour les Atoniens il est inférieur ou de l’ordre de cette valeur et ces astéroïdes se déplacent donc principalement à l’intérieur de l’orbite terrestre. Il est évident que les Apollons et les Atoniens, traversant l’orbite terrestre, peuvent créer une menace de collision avec celle-ci. Il existe même une définition générale de ce groupe de petites planètes comme « astéroïdes géocroiseurs » - ce sont des corps dont la taille orbitale ne dépasse pas 1,3 UA. À ce jour, environ 800 objets de ce type ont été découverts, mais leur nombre total peut être considérablement plus important - jusqu'à 1 500 à 2 000 avec des dimensions supérieures à 1 km et jusqu'à 135 000 avec des dimensions supérieures à 100 m. provenant d'astéroïdes et d'autres corps cosmiques situés ou susceptibles de se retrouver dans l'environnement terrestre est largement discuté dans les cercles scientifiques et publics. Plus de détails à ce sujet, ainsi que sur les mesures proposées pour protéger notre planète, peuvent être trouvés dans le livre récemment publié édité par A.A. Boyarchuk.

5. À propos des autres ceintures d'astéroïdes

Des corps ressemblant à des astéroïdes existent également au-delà de l’orbite de Jupiter. De plus, selon les dernières données, il s'est avéré qu'il existe de nombreux corps de ce type à la périphérie du système Solaire. Cela a été suggéré pour la première fois par l'astronome américain Gerard Kuiper en 1951. Il a formulé l'hypothèse qu'au-delà de l'orbite de Neptune, à des distances d'environ 30 à 50 UA. il peut y avoir toute une ceinture de corps qui sert de source de comètes à courte période. En effet, depuis le début des années 90 (avec l'introduction des plus grands télescopes d'un diamètre allant jusqu'à 10 m dans les îles hawaïennes), plus d'une centaine d'objets de type astéroïde et d'un diamètre allant d'environ 100 à 800 km ont été découverts au-delà des frontières. orbite de Neptune. L’ensemble de ces corps a été appelé « ceinture de Kuiper », bien qu’ils ne soient pas encore suffisants pour former une ceinture « à part entière ». Cependant, selon certaines estimations, le nombre de corps qui s'y trouvent pourrait ne pas être inférieur (sinon supérieur) à celui de la ceinture principale d'astéroïdes. Sur la base de leurs paramètres orbitaux, les corps nouvellement découverts ont été divisés en deux classes. Environ un tiers de tous les objets transneptuniens ont été classés dans la première classe, appelée « classe Plutino ». Ils se déplacent dans une résonance de 3:2 avec Neptune sur des orbites assez elliptiques (semi-grands axes d'environ 39 UA ; excentricités 0,11-0,35 ; inclinaisons orbitales par rapport à l'écliptique 0-20 degrés), similaires à l'orbite de Pluton, d'où ils sont à l'origine le nom de cette classe. Actuellement, il y a même des discussions parmi les scientifiques pour savoir si Pluton doit être considérée comme une planète à part entière ou simplement comme l'un des objets de la classe mentionnée ci-dessus. Cependant, le statut de Pluton ne changera probablement pas, puisque son diamètre moyen (2390 km) est nettement plus grand que les diamètres des objets transneptuniens connus, et en plus, comme la plupart des autres planètes du système solaire, elle possède un gros satellite ( Charon) et une ambiance. La deuxième classe comprend ce qu'on appelle les « objets typiques de la ceinture de Kuiper », car la plupart d'entre eux (les 2/3 restants) sont connus et se déplacent sur des orbites proches du circulaire avec des demi-grands axes compris entre 40 et 48 UA. et diverses inclinaisons (0-40°). Jusqu'à présent, les grandes distances et les tailles relativement petites ont empêché la découverte plus rapide de nouveaux corps similaires, bien que les plus grands télescopes et la technologie la plus moderne soient utilisés pour cela. En comparant ces corps avec des astéroïdes connus en fonction de leurs caractéristiques optiques, on pense désormais que les premiers sont les plus primitifs de notre système planétaire. Cela signifie que leur matière, depuis sa condensation à partir de la nébuleuse protoplanétaire, a connu de très petits changements par rapport, par exemple, à la matière des planètes telluriques. En fait, la majorité absolue de ces corps dans leur composition peuvent être des noyaux de comètes, qui seront également abordés dans la section « Comètes ».

Un certain nombre de corps d'astéroïdes ont été découverts (ce nombre est susceptible d'augmenter avec le temps) entre la ceinture de Kuiper et la ceinture principale d'astéroïdes - c'est la « classe Centaure » - par analogie avec les centaures mythologiques grecs anciens (mi-humains, mi-humains). -cheval). L'un de leurs représentants est l'astéroïde Chiron, qui serait plus correctement appelé astéroïde comète, car il présente périodiquement une activité cométaire sous la forme d'une atmosphère gazeuse émergente (coma) et d'une queue. Ils sont formés à partir de composés volatils qui constituent la substance de ce corps lorsqu'il traverse les parties périhélies de son orbite. Chiron est l'un des exemples clairs de l'absence de frontière nette entre les astéroïdes et les comètes en termes de composition de la matière et, éventuellement, d'origine. Il mesure environ 200 km et son orbite chevauche les orbites de Saturne et d’Uranus. Un autre nom pour les objets de cette classe est la « ceinture Kazimirchak-Polonskaya » - du nom d'E.I. Polonskaya, qui a prouvé l'existence de corps d'astéroïdes entre des planètes géantes.

6. Un peu sur les méthodes de recherche sur les astéroïdes

Notre compréhension de la nature des astéroïdes repose désormais sur trois sources principales d'information : les observations télescopiques au sol (optiques et radar), les images obtenues à partir d'engins spatiaux s'approchant des astéroïdes et l'analyse en laboratoire des roches et minéraux terrestres connus, ainsi que des météorites qui sont tombés sur Terre, qui (qui seront abordés dans la section « Météorites ») sont principalement considérés comme des fragments d'astéroïdes, des noyaux de comètes et des surfaces de planètes telluriques. Mais nous obtenons toujours la plus grande quantité d’informations sur les petites planètes grâce à des mesures télescopiques au sol. Par conséquent, les astéroïdes sont divisés en « types spectraux » ou classes en fonction, tout d’abord, de leurs caractéristiques optiques observables. Tout d'abord, il s'agit de l'albédo (la proportion de lumière réfléchie par un corps à partir de la quantité de lumière solaire incidente sur lui par unité de temps, si l'on considère que les directions des rayons incidents et réfléchis sont les mêmes) et de la forme générale du corps. spectre de réflexion dans les domaines visible et proche infrarouge (qui est obtenu en divisant simplement à chaque longueur d'onde lumineuse la luminosité spectrale de la surface du corps observé par la luminosité spectrale à la même longueur d'onde du Soleil lui-même). Ces caractéristiques optiques sont utilisées pour évaluer la composition chimique et minéralogique de la substance qui compose les astéroïdes. Parfois, des données supplémentaires (le cas échéant) sont prises en compte, par exemple sur la réflectivité radar de l'astéroïde, la vitesse de sa rotation autour de son propre axe, etc.

Le désir de diviser les astéroïdes en classes s'explique par le désir des scientifiques de simplifier ou de schématiser la description d'un grand nombre de petites planètes, même si, comme le montrent des études plus approfondies, cela n'est pas toujours possible. Récemment, il est déjà apparu nécessaire d'introduire des sous-classes et des divisions plus petites des types spectraux d'astéroïdes pour caractériser certaines caractéristiques générales de leurs groupes individuels. Avant de donner une description générale des astéroïdes de différents types spectraux, nous expliquerons comment la composition de la matière des astéroïdes peut être évaluée à l'aide de mesures à distance. Comme déjà indiqué, on pense que les astéroïdes d'un type particulier ont à peu près les mêmes valeurs d'albédo et les mêmes spectres de réflectance qui sont de forme similaire, qui peuvent être remplacés par des valeurs ou des caractéristiques moyennes (pour un type donné). Ces valeurs moyennes pour un type d'astéroïde donné sont comparées à des valeurs similaires pour les roches et minéraux terrestres, ainsi qu'avec les météorites dont les échantillons sont disponibles dans les collections terrestres. Les compositions chimiques et minérales des échantillons, appelés « échantillons analogiques », ainsi que leurs propriétés spectrales et autres propriétés physiques, sont généralement déjà bien étudiées dans les laboratoires terrestres. Sur la base d'une telle comparaison et sélection d'échantillons analogiques, une certaine composition chimique et minérale moyenne de la matière pour les astéroïdes de ce type est déterminée en première approximation. Il s'est avéré que, contrairement aux roches terrestres, la substance des astéroïdes dans son ensemble est beaucoup plus simple, voire primitive. Cela suggère que les processus physiques et chimiques dans lesquels la matière astéroïdale a été impliquée tout au long de l'histoire du système solaire n'étaient pas aussi divers et complexes que sur les planètes telluriques. Si environ 4 000 espèces minérales sont désormais considérées comme établies de manière fiable sur Terre, il se peut qu'il n'y en ait que quelques centaines sur les astéroïdes. Cela peut être jugé par le nombre d'espèces minérales (environ 300) trouvées dans les météorites tombées à la surface de la Terre, qui pourraient être des fragments d'astéroïdes. Une grande variété de minéraux sur Terre est apparue non seulement parce que la formation de notre planète (ainsi que d'autres planètes telluriques) a eu lieu dans un nuage protoplanétaire beaucoup plus proche du Soleil, et donc à des températures plus élevées. Outre le fait que la substance silicatée, les métaux et leurs composés, étant à l'état liquide ou plastique à de telles températures, étaient séparés ou différenciés par leur densité dans le champ gravitationnel terrestre, les conditions de température dominantes se sont révélées favorables à la émergence d'un environnement oxydant gazeux ou liquide constant, dont les principaux composants étaient l'oxygène et l'eau. Leur interaction longue et constante avec les minéraux primaires et les roches de la croûte terrestre a conduit à la richesse des minéraux que nous observons. Revenant aux astéroïdes, il convient de noter que, selon les données de télédétection, ils sont principalement constitués de composés silicatés plus simples. Il s'agit tout d'abord de silicates anhydres, comme les pyroxènes (leur formule générale est ABZ 2 O 6, où les positions « A » et « B » sont occupées par des cations de métaux différents, et « Z » - Al ou Si), les olivines (A 2+ 2 SiO 4, où A 2+ = Fe, Mg, Mn, Ni) et parfois des plagioclases (de formule générale (Na,Ca)Al(Al,Si)Si 2 O 8). On les appelle minéraux rocheux car ils constituent la base de la plupart des roches. Un autre type de composé silicaté que l’on trouve couramment sur les astéroïdes est celui des hydrosilicates ou des silicates en couches. Il s'agit notamment des serpentines (de formule générale A 3 Si 2 O 5? (OH), où A = Mg, Fe 2+, Ni), des chlorites (A 4-6 Z 4 O 10 (OH,O) 8, où A et Z sont principalement des cations de divers métaux) et un certain nombre d'autres minéraux contenant de l'hydroxyle (OH). On peut supposer que sur les astéroïdes, il n'y a pas seulement des oxydes simples, des composés (par exemple, du dioxyde de soufre) et des alliages de fer et d'autres métaux (en particulier FeNi), des composés de carbone (organiques), mais même des métaux et du carbone à l'état libre. . En témoignent les résultats d'une étude sur la matière météoritique qui tombe constamment sur la Terre (voir section « Météorites »).

7. Types spectraux d'astéroïdes

À ce jour, les principales classes spectrales ou types de petites planètes suivantes ont été identifiées, désignées par des lettres latines : A, B, C, F, G, D, P, E, M, Q, R, S, V et T. Donnons-en une brève description.

Les astéroïdes de type A ont un albédo assez élevé et la couleur la plus rouge, qui est déterminée par une augmentation significative de leur réflectivité vers les grandes longueurs d'onde. Ils peuvent être constitués d'olivines à haute température (ayant un point de fusion compris entre 1 100 et 1 900 °C) ou d'un mélange d'olivine avec des métaux qui correspondent aux caractéristiques spectrales de ces astéroïdes. En revanche, les petites planètes des types B, C, F et G ont un faible albédo (les corps de type B sont un peu plus légers) et presque plates (ou incolores) dans le domaine visible, mais un spectre de réflectance qui diminue fortement à court terme. longueurs d'onde. Par conséquent, on pense que ces astéroïdes sont principalement composés de silicates hydratés à basse température (qui peuvent se décomposer ou fondre à des températures de 500 à 1 500 °C) avec un mélange de carbone ou de composés organiques présentant des caractéristiques spectrales similaires. Les astéroïdes à faible albédo et de couleur rougeâtre ont été classés en types D et P (les corps D sont plus rouges). Les silicates riches en carbone ou en substances organiques possèdent de telles propriétés. Il s’agit par exemple de particules de poussière interplanétaire, qui remplissaient probablement le disque protoplanétaire circumsolaire avant même la formation des planètes. Sur la base de cette similitude, on peut supposer que les astéroïdes D et P sont les corps les plus anciens et les moins modifiés de la ceinture d'astéroïdes. Les planètes mineures de type E ont les valeurs d'albédo les plus élevées (leur matériau de surface peut refléter jusqu'à 50 % de la lumière qui tombe sur elles) et sont de couleur légèrement rougeâtre. L'enstatite minérale (il s'agit d'une variété de pyroxène à haute température) ou d'autres silicates contenant du fer à l'état libre (non oxydé), qui peuvent donc faire partie des astéroïdes de type E, ont les mêmes caractéristiques spectrales. Les astéroïdes dont le spectre de réflexion est similaire à celui des corps de type P et E, mais dont la valeur d'albédo est intermédiaire, sont classés dans la catégorie M. Il s'est avéré que les propriétés optiques de ces objets sont très similaires aux propriétés des métaux à l'état libre ou des composés métalliques mélangés à de l'enstatite ou à d'autres pyroxènes. Il existe aujourd'hui une trentaine d'astéroïdes de ce type. Grâce à des observations au sol, un fait aussi intéressant que la présence de silicates hydratés sur une partie importante de ces corps a été récemment établi. Bien que la raison de l'émergence d'une combinaison aussi inhabituelle de matériaux à haute et basse température n'ait pas encore été entièrement établie, on peut supposer que des hydrosilicates auraient pu être introduits dans les astéroïdes de type M lors de leurs collisions avec des corps plus primitifs. Parmi les classes spectrales restantes, en termes d'albédo et de forme générale de leurs spectres de réflectance dans le domaine visible, les astéroïdes de type Q, R, S et V sont assez similaires : ils ont un albédo relativement élevé (type S les corps sont légèrement plus bas) et de couleur rougeâtre. Les différences entre eux se résument au fait que la large bande d’absorption d’environ 1 micron présente dans leurs spectres de réflexion dans le proche infrarouge a des profondeurs différentes. Cette bande d'absorption est caractéristique d'un mélange de pyroxènes et d'olivines, et la position de son centre et sa profondeur dépendent de la teneur fractionnaire et totale de ces minéraux dans la matière de surface des astéroïdes. D'autre part, la profondeur de toute bande d'absorption dans le spectre de réflexion d'une substance silicatée diminue si elle contient des particules opaques (par exemple, du carbone, des métaux ou leurs composés) qui filtrent la réflexion diffuse (c'est-à-dire transmise à travers la substance). et portant des informations sur sa composition) lumière. Pour ces astéroïdes, la profondeur de la bande d'absorption à 1 μm augmente des types S aux types Q, R et V. Conformément à ce qui précède, les corps des types répertoriés (sauf V) peuvent être constitués d'un mélange d'olivines, de pyroxènes et de métaux. La substance des astéroïdes de type V peut comprendre, avec les pyroxènes, des feldspaths et avoir une composition similaire à celle des basaltes terrestres. Et enfin, ce dernier, de type T, comprend des astéroïdes qui ont un faible albédo et un spectre de réflexion rougeâtre, similaire aux spectres des corps de type P et D, mais en termes d'inclinaison, il occupe une position intermédiaire entre leur spectres. Par conséquent, la composition minéralogique des astéroïdes de type T, P et D est considérée comme approximativement la même et correspond à des silicates riches en carbone ou en composés organiques.

Lors de l’étude de la répartition des astéroïdes de différents types dans l’espace, un lien clair a été découvert entre leur prétendue composition chimique et minérale et la distance au Soleil. Il s'est avéré que plus la composition minérale d'une substance (plus elle contient de composés volatils) est simple, plus ils sont généralement situés loin. En général, plus de 75 % de tous les astéroïdes sont de type C et sont situés principalement dans la partie périphérique de la ceinture d'astéroïdes. Environ 17 % sont de type S et dominent la partie interne de la ceinture d’astéroïdes. La plupart des astéroïdes restants sont de type M et se déplacent également principalement dans la partie médiane de l'anneau d'astéroïdes. Les maxima de répartition des astéroïdes de ces trois types se situent à l’intérieur de la ceinture principale. Le maximum de la distribution totale des astéroïdes de type E et R s'étend un peu au-delà de la limite intérieure de la ceinture en direction du Soleil. Il est intéressant de noter que la répartition totale des astéroïdes de type P et D tend vers son maximum vers la périphérie de la ceinture principale et s'étend non seulement au-delà de l'anneau d'astéroïdes, mais également au-delà de l'orbite de Jupiter. Il est possible que la répartition des astéroïdes P et D de la ceinture principale chevauche celle des ceintures d'astéroïdes Kazimirchak-Polonskaya situées entre les orbites des planètes géantes.

En conclusion de l'examen des petites planètes, nous exposerons brièvement le sens de l'hypothèse générale sur l'origine des astéroïdes de différentes classes, qui trouve de plus en plus de confirmations.

8. Sur l'origine des planètes mineures

À l'aube de la formation du système solaire, il y a environ 4,5 milliards d'années, à partir du disque de gaz et de poussière entourant le Soleil, à la suite de phénomènes turbulents et autres phénomènes non stationnaires, des amas de matière sont apparus qui, par collisions inélastiques mutuelles. et les interactions gravitationnelles, réunies en planétésimaux. À mesure que l'on s'éloigne du Soleil, la température moyenne de la substance gazeuse-poussière diminue et, par conséquent, sa composition chimique globale change. La zone annulaire du disque protoplanétaire, à partir de laquelle s'est ensuite formée la ceinture principale d'astéroïdes, s'est avérée être proche de la limite de condensation des composés volatils, en particulier de la vapeur d'eau. Premièrement, cette circonstance a conduit à la croissance accélérée de l'embryon de Jupiter, qui était situé près de la limite indiquée et est devenu le centre d'accumulation d'hydrogène, d'azote, de carbone et de leurs composés, laissant la partie centrale la plus chauffée du système solaire. Deuxièmement, la matière gazeuse-poussière à partir de laquelle les astéroïdes se sont formés s'est avérée être de composition très hétérogène en fonction de la distance au Soleil : la teneur relative des composés silicatés les plus simples a fortement diminué et la teneur en composés volatils a augmenté avec distance du Soleil dans la région de 2, 0 à 3,5 au. Comme déjà mentionné, de puissantes perturbations depuis l'embryon de Jupiter à croissance rapide jusqu'à la ceinture d'astéroïdes ont empêché la formation d'un corps proto-planétaire suffisamment grand. Le processus d'accumulation de matière y a été arrêté lorsque seuls quelques dizaines de planétésimaux de taille subplanétaire (environ 500-1000 km) ont eu le temps de se former, qui ont ensuite commencé à se fragmenter lors de collisions en raison de l'augmentation rapide de leurs vitesses relatives (de 0,1 à 5 km/s). Cependant, durant cette période, certains corps parents d'astéroïdes, ou du moins ceux qui contenaient une forte proportion de composés silicatés et étaient situés plus près du Soleil, étaient déjà réchauffés ou même subissaient une différenciation gravitationnelle. Deux mécanismes possibles d'échauffement de l'intérieur de tels proto-astéroïdes sont désormais envisagés : soit par suite de la désintégration d'isotopes radioactifs, soit par l'action de courants d'induction induits dans la matière de ces corps par de puissants flux de particules chargées. du Soleil jeune et actif. Les corps parents des astéroïdes, qui, pour une raison quelconque, ont survécu jusqu'à ce jour, selon les scientifiques, sont les plus gros astéroïdes 1 Cérès et 4 Vesta, dont les informations de base sont données dans le tableau. 1. Au cours du processus de différenciation gravitationnelle des proto-astéroïdes qui ont subi un échauffement suffisant pour faire fondre leur matière silicatée, des noyaux métalliques et d'autres coquilles silicatées plus légères ont été libérés, et dans certains cas même une croûte basaltique (par exemple, 4 Vesta), comme celle terrestre. planètes. Néanmoins, comme le matériau de la zone des astéroïdes contenait une quantité importante de composés volatils, son point de fusion moyen était relativement bas. Comme l'ont montré la modélisation mathématique et les calculs numériques, le point de fusion d'une telle substance silicatée pourrait être compris entre 500 et 1 000 ° C. Ainsi, après différenciation et refroidissement, les corps parents des astéroïdes ont connu de nombreuses collisions non seulement avec chacun d'autres et leurs fragments, mais aussi avec les corps , envahissant la ceinture d'astéroïdes depuis les zones de Jupiter, Saturne et la périphérie plus lointaine du système solaire. À la suite d’une évolution à long terme, les proto-astéroïdes ont été fragmentés en un grand nombre de corps plus petits, maintenant observés comme des astéroïdes. À des vitesses relatives de l'ordre de plusieurs kilomètres par seconde, des collisions de corps constitués de plusieurs coques silicatées aux résistances mécaniques différentes (plus un solide contient de métaux, plus il est durable), ont conduit à les « arracher » et à les broyer en petits fragments. principalement les coques extérieures en silicate les moins durables. De plus, on pense que les astéroïdes des types spectraux correspondant aux silicates à haute température proviennent de différentes coquilles de silicate de leurs corps parents qui ont subi une fusion et une différenciation. En particulier, les astéroïdes de type M et S peuvent être entièrement les noyaux de leurs corps parents (comme l'astéroïde S 15 Eunomia et l'astéroïde M 16 Psyché avec un diamètre d'environ 270 km) ou leurs fragments en raison de leur teneur élevée en métaux. contenu . Les astéroïdes de types spectraux A et R peuvent être des fragments de coquilles intermédiaires de silicate, et les types E et V peuvent être les coquilles externes de ces corps parents. Sur la base de l'analyse des distributions spatiales des astéroïdes de type E, V, R, A, M et S, nous pouvons également conclure qu'ils ont subi le traitement thermique et d'impact le plus intense. Ceci peut probablement être confirmé par la coïncidence avec la limite intérieure de la ceinture principale ou par la proximité de celle-ci des maxima de distribution des astéroïdes de ces types. Quant aux astéroïdes d'autres types spectraux, ils sont considérés soit comme partiellement modifiés (métamorphiques) du fait de collisions ou d'échauffements locaux, qui n'ont pas entraîné leur fusion générale (T, B, G et F), soit comme primitifs et peu modifiés (D, P, C et Q). Comme nous l'avons déjà noté, le nombre d'astéroïdes de ce type augmente vers la périphérie de la ceinture principale. Il ne fait aucun doute qu’ils ont tous également subi des collisions et des fragmentations, mais ce processus n’a probablement pas été assez intense pour affecter sensiblement leurs caractéristiques observées et, par conséquent, leur composition chimique et minérale. (Cette question sera également abordée dans la section « Météorites »). Cependant, comme le montre la modélisation numérique des collisions de corps silicatés de la taille d'astéroïdes, de nombreux astéroïdes actuellement existants pourraient se réaccumuler après des collisions mutuelles (c'est-à-dire se combiner à partir des fragments restants) et ne sont donc pas des corps monolithiques, mais des « tas de pavés » en mouvement. » Il existe de nombreuses preuves observationnelles (basées sur des changements spécifiques de luminosité) de la présence de petits satellites d'un certain nombre d'astéroïdes associés gravitationnellement à eux, qui sont probablement également apparus lors d'événements d'impact sous forme de fragments de corps en collision. Ce fait, bien que vivement débattu parmi les scientifiques dans le passé, a été confirmé de manière convaincante par l'exemple de l'astéroïde 243 Ida. Grâce à la sonde spatiale Galileo, il a été possible d'obtenir des images de cet astéroïde ainsi que de son satellite (appelé plus tard Dactyl), présentées dans les figures 2 et 3.

9. Ce que nous ne savons pas encore

Il reste encore beaucoup de choses floues, voire mystérieuses, dans la recherche sur les astéroïdes. Premièrement, il existe des problèmes généraux liés à l’origine et à l’évolution de la matière solide dans la ceinture principale et dans d’autres ceintures d’astéroïdes et associés à l’émergence de l’ensemble du système solaire. Leur solution est importante non seulement pour avoir une idée correcte de notre système, mais également pour comprendre les raisons et les schémas de l'émergence de systèmes planétaires à proximité d'autres étoiles. Grâce aux capacités de la technologie d'observation moderne, il a été possible d'établir qu'un certain nombre d'étoiles voisines possèdent de grandes planètes comme Jupiter. La prochaine étape est la découverte de planètes plus petites, de type terrestre, autour de ces étoiles et d’autres. Il existe également des questions auxquelles on ne peut répondre que par une étude détaillée de planètes mineures individuelles. Au fond, chacun de ces organismes est unique, car il a sa propre histoire, parfois spécifique. Par exemple, les astéroïdes appartenant à certaines familles dynamiques (par exemple, Themis, Flora, Gilda, Eos et autres), ayant, comme mentionné, une origine commune, peuvent différer sensiblement dans leurs caractéristiques optiques, ce qui indique certaines de leurs caractéristiques. D'un autre côté, il est évident qu'une étude détaillée de tous les astéroïdes suffisamment gros uniquement dans la ceinture principale nécessitera beaucoup de temps et d'efforts. Et pourtant, ce n'est probablement qu'en collectant et en accumulant des informations détaillées et précises sur chacun des astéroïdes, puis en utilisant leur généralisation, qu'il sera possible de clarifier progressivement la compréhension de la nature de ces corps et des schémas fondamentaux de leur évolution.

BIBLIOGRAPHIE:

1. Menace venue du ciel : destin ou hasard ? (Ed. A.A. Boyarchuk). M : « Cosmosinform », 1999, 218 p.

2. Fleisher M. Dictionnaire des espèces minérales. M : « Mir », 1990, 204 p.

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Traduit du grec, astéroïde signifie « comme une étoile ». Ce sont de petits corps célestes comparés aux planètes, se déplaçant en orbite autour du Soleil. Les astéroïdes sont principalement composés de divers métaux et roches.

Pallas

Fille de l'ancien dieu grec Triton. L'astéroïde a été découvert le 28 mars 1802 par l'astronome allemand Heinrich Wilhelm Olbers. Cela s'est produit à Brême (Allemagne). Les dimensions de l'astéroïde sont 582x556x500 km, densité 2,7 g/cm3, période de rotation 7,81 heures,
température de surface -109 °C.

Junon

Déesse romaine antique, épouse de Jupiter ; déesse du mariage, de la naissance et de la maternité. L'astéroïde a été découvert le 1er septembre 1804 par l'astronome allemand Carl Ludwig Harding. Cela s'est produit à l'Observatoire de Lilienthal (Lilienthal, Allemagne). Les dimensions de l'astéroïde sont 320x267x200 km, densité 2,98 g/cm3, période de rotation 7,21 heures, température de surface -110 °C.

Vesta

Déesse romaine antique, patronne du foyer familial et du feu sacrificiel. L'astéroïde a été découvert le 29 mars 1807 par l'astronome allemand Heinrich Wilhelm Olbers. Cela s'est produit à Brême, en Allemagne. Les dimensions de l'astéroïde sont 578 x 560 x 458 km, densité 3,5 g/cm3, période de rotation 5,34 heures, température de surface -95 °C.

Astrée

Déesse grecque antique de la justice, fille de Zeus et de Thémis. L'astéroïde a été découvert le 8 décembre 1845 par l'astronome allemand Carl Ludwig Henke. Cela s'est produit à Dresden (Pologne). Les dimensions de l'astéroïde sont 167x123x82 km, densité 2,7 g/cm3, période de rotation 0,7 jours, température de surface -106 °C.

Hébé

Déesse grecque antique de la jeunesse, fille de Zeus et d'Héra. L'astéroïde a été découvert le 1er juillet 1847 par l'astronome allemand Carl Ludwig Henke. Cela s'est produit à Dresden (Pologne). Les dimensions de l'astéroïde sont 205x185x170 km, densité 3,81 g/cm3, période de rotation 0,303 jours, température de surface -103 °C.

Iris

Déesse grecque antique de l'arc-en-ciel, fille de Thaumas et d'Electre. L'astéroïde a été découvert le 13 août 1847 par l'astronome anglais John Russell Hind. Cela s'est produit à l'Observatoire Bishop's (Londres, Angleterre). Les dimensions de l'astéroïde sont 240x200x200 km, densité 3,81 g/cm3, période de rotation 0,2975 jours, température de surface -102 °C.

Flore

Déesse romaine antique des fleurs et du printemps. L'astéroïde a été découvert le 18 octobre 1847 par l'astronome anglais John Russell Hind. Cela s'est produit à l'Observatoire Bishop's (Londres, Angleterre). Les dimensions de l'astéroïde sont 136x136x113 km, densité 3,13 g/cm3, période de rotation 0,533 jours, température de surface -93 °C.

Méthyle

Déesse grecque antique de la sagesse. L'astéroïde a été découvert le 25 avril 1848 par l'astronome irlandais Andrew Graham. Cela s'est produit à l'observatoire de Markri (comté de Sligo, Irlande). Les dimensions de l'astéroïde sont 222x182x130 km, densité 4,12 g/cm3, période de rotation 0,2116 jours, température de surface 100 "C.

Hygie

Déesse grecque antique de la santé. L'astéroïde a été découvert le 12 avril 1849 par l'astronome italien Annibale de Gasparis. Cela s'est produit à l'Observatoire de Capodimonte (Naples, Italie). Les dimensions de l'astéroïde sont 530x407x370 km, densité 2,08 g/cm3, période de rotation 27,623 heures, température de surface -109 °C.

Parthénope

Sirène, qui fonda la ville de Parthénope, aujourd'hui Naples. L'astéroïde a été découvert le 11 mai 1850 par l'astronome italien Annibale de Gasparis. Cela s'est produit à l'Observatoire de Capodimonte (Naples, Italie). Le diamètre de l'astéroïde est de 153,3 km, la densité 3,28 g/cm3, la période de rotation 9,43 heures, la température de surface -99 « C.

Victoria

Déesse grecque antique de la santé. L'astéroïde a été découvert le 13 septembre 1850 par l'astronome anglais John Russell Hind. Cela s'est produit à l'Observatoire Bishop's (Londres, Angleterre). Le diamètre de l'astéroïde est de 112,8 km, sa densité 2 g/cm3, sa période de rotation 8,66 heures et sa température de surface de -95 °C.

Égérie

Nymphe des eaux romaine antique. L'astéroïde a été découvert le 2 novembre 1850 par l'astronome italien Annibale de Gasparis. Cela s'est produit à l'Observatoire de Capodimonte (Naples, Italie). Le diamètre de l'astéroïde est de 207,64 km, sa densité est de 3,46 g/cm3, sa période de rotation est de 7,04 heures et sa température de surface est de -99 °C.

Irène

Déesse grecque antique de la paix. L'astéroïde a été découvert le 13 septembre 1850 par l'astronome anglais John Russell Hind. Cela s'est produit à l'Observatoire Bishop's (Londres, Angleterre). Le diamètre de l'astéroïde est de 152 km, sa densité est de 4,42 g/cm3, sa période de rotation est de 15,06 heures et sa température de surface est de -198 °C.

Eunomie

Ora grecque antique, fille de Zeus et Thémis. L'astéroïde a été découvert le 29 juillet 1851 par l'astronome italien Annibale de Gasparis. Cela s'est produit à l'Observatoire de Capodimonte (Naples, Italie). Les dimensions de l'astéroïde sont 357x255x212 km, densité 3,09 g/cm3, période de rotation 6,083 heures, température de surface -107 °C.

Psyché

Personnifications de l'âme dans la mythologie grecque antique. L'astéroïde a été découvert le 17 mars 1852 par l'astronome italien Annibale de Gasparis. Cela s'est produit à l'Observatoire de Capodimonte (Naples, Italie). Les dimensions de l'astéroïde sont 240x185x145 km, densité 6,49 g/cm3, période de rotation 4,196 heures, température de surface -113 °C.

Thétis

Néréide, fille de Nérée et Doris. L'astéroïde a été découvert le 17 avril 1852 par l'astronome allemand Robert Luther. Cela s'est produit à l'Observatoire de Düsseldorf (Düsseldorf, Allemagne). Le diamètre de l'astéroïde est de 90 km, sa densité est de 3,21 g/cm3, sa période de rotation est de 12,27 heures et sa température de surface est de -100 °C.

Melpomène

Muse grecque antique de la tragédie. L'astéroïde a été découvert le 24 juin 1852 par l'astronome anglais John Russell Hind. Cela s'est produit à l'Observatoire Bishop's (Londres, Angleterre). Les dimensions de l'astéroïde sont 170x155x129 km, densité 1,69 g/cm3, période de rotation 11,57 heures, température de surface -96 °C.

Fortune

Déesse romaine antique de la chance. L'astéroïde a été découvert le 13 septembre 1850 par l'astronome anglais John Russell Hind. Cela s'est produit à l'Observatoire Bishop's (Londres, Angleterre). Les dimensions de l'astéroïde sont 225x205x195 km, densité 2,70 g/cm3, période de rotation 7,44 heures, température de surface -93 °C.

Massadia

Nom grec de la ville française de Marseille. L'astéroïde a été découvert le 19 septembre 1852 par l'astronome italien Annibale de Gasparis. Cela s'est produit à l'Observatoire de Capodimonte (Naples, Italie). Les dimensions de l'astéroïde sont 160x145x132 km, densité 3,54 g/cm3, période de rotation 8,098 heures, température de surface -99 °C.

Lutèce

Nom latin de la ville française de Paris. L'astéroïde a été découvert le 13 septembre 1850 par l'astronome franco-allemand Hermann Goldschmidt. Cela s'est produit avec des dimensions d'astéroïde 132 x 101 x 76 km, une densité de 3,4 g/cm3, une période de rotation de 8,16 heures et une température de surface de -101 °C.

Calliope

Muse grecque antique de la poésie épique. L'astéroïde a été découvert le 16 novembre 1852 par l'astronome anglais John Russell Hind. Cela s'est produit à l'Observatoire Bishop's (Londres, Angleterre). Les dimensions de l'astéroïde sont de 235x144x124 km, la densité du nez est de 3,35 g/s, la période de rotation est de 4/IR heures, la température de surface est de 112 "C.

Taille

Muse grecque antique de la comédie et de la poésie légère. L'astéroïde a été découvert le 15 décembre 1852 par l'astronome anglais John Russell Hind. Cela s'est produit à l'Observatoire Bishop's (Londres, Angleterre). Le diamètre de l'astéroïde est de 107,5 km, la densité 2 g/cm3, la période de rotation 12,308 heures, la température de surface -109 °C.

Thémis

Déesse grecque antique de la justice. L'astéroïde a été découvert le 5 avril 1853 par l'astronome italien Annibale de Gasparis. Cela s'est produit à l'Observatoire de Capodimonte (Naples, Italie). Le diamètre de l'astéroïde est de 107,5 km, la densité 2,78 g/cm3, la période de rotation 8 heures 23 minutes, la température de surface -114 °C.

Les astéroïdes sont des corps célestes relativement petits se déplaçant en orbite autour du Soleil. Elles sont nettement plus petites en taille et en masse que les planètes, ont une forme irrégulière et n'ont pas d'atmosphère.

Dans cette section du site, tout le monde peut apprendre de nombreux faits intéressants sur les astéroïdes. Vous en connaissez peut-être déjà certains, d’autres seront nouveaux pour vous. Les astéroïdes constituent un spectre intéressant du Cosmos, et nous vous invitons à vous familiariser avec eux de manière aussi détaillée que possible.

Le terme « astéroïde » a été inventé pour la première fois par le célèbre compositeur Charles Burney et utilisé par William Herschel sur la base du fait que ces objets, vus à travers un télescope, apparaissent comme des pointes d'étoiles, tandis que les planètes apparaissent comme des disques.

Il n’existe toujours pas de définition précise du terme « astéroïde ». Jusqu’en 2006, les astéroïdes étaient généralement appelés planètes mineures.

Le principal paramètre selon lequel ils sont classés est la taille du corps. Les astéroïdes comprennent des corps d'un diamètre supérieur à 30 m, et les corps de plus petite taille sont appelés météorites.

En 2006, l’Union Astronomique Internationale a classé la plupart des astéroïdes parmi les petits corps de notre système solaire.

À ce jour, des centaines de milliers d’astéroïdes ont été identifiés dans le système solaire. Au 11 janvier 2015, la base de données comprenait 670 474 objets, dont 422 636 avaient des orbites déterminées, un numéro officiel et plus de 19 000 d'entre eux avaient des noms officiels. Selon les scientifiques, il pourrait y avoir entre 1,1 et 1,9 millions d’objets dans le système solaire d’une taille supérieure à 1 km. La plupart des astéroïdes actuellement connus sont situés dans la ceinture d’astéroïdes, située entre les orbites de Jupiter et de Mars.

Le plus gros astéroïde du système solaire est Cérès, mesurant environ 975 x 909 km, mais depuis le 24 août 2006, il est classé planète naine. Les deux gros astéroïdes restants (4) Vesta et (2) Pallas ont un diamètre d'environ 500 km. De plus, (4) Vesta est le seul objet de la ceinture d’astéroïdes visible à l’œil nu. Tous les astéroïdes qui se déplacent sur d'autres orbites peuvent être retracés lors de leur passage près de notre planète.

Quant au poids total de tous les astéroïdes de la ceinture principale, il est estimé entre 3,0 et 3,6 1021 kg, soit environ 4 % du poids de la Lune. Cependant, la masse de Cérès représente environ 32 % de la masse totale (9,5 1020 kg), et avec trois autres gros astéroïdes - (10) Hygiea, (2) Pallas, (4) Vesta - 51 %, c'est-à-dire la plupart des astéroïdes ont une masse insignifiante selon les normes astronomiques.

Exploration des astéroïdes

Après que William Herschel ait découvert la planète Uranus en 1781, les premières découvertes d'astéroïdes ont commencé. La distance héliocentrique moyenne des astéroïdes suit la règle de Titius-Bode.

Franz Xaver créa un groupe de vingt-quatre astronomes à la fin du XVIIIe siècle. À partir de 1789, ce groupe s'est spécialisé dans la recherche d'une planète qui, selon la règle de Titius-Bode, devrait être située à une distance d'environ 2,8 unités astronomiques (UA) du Soleil, soit entre les orbites de Jupiter et de Mars. La tâche principale était de décrire les coordonnées des étoiles situées dans la zone des constellations zodiacales à un moment précis. Les coordonnées ont été vérifiées les nuits suivantes et des objets se déplaçant sur de longues distances ont été identifiés. Selon leur hypothèse, le déplacement de la planète recherchée devrait être d'environ trente secondes d'arc par heure, ce qui serait très perceptible.

Le premier astéroïde, Cérès, a été découvert par l'Italien Piazii, qui n'était pas impliqué dans ce projet, complètement par hasard, dans la première nuit du siècle - 1801. Les trois autres – (2) Pallas, (4) Vesta et (3) Juno – ont été découvertes au cours des années suivantes. La plus récente (en 1807) était Vesta. Après encore huit années de recherches inutiles, de nombreux astronomes ont décidé qu'il n'y avait plus rien à chercher là-bas et ont abandonné toutes leurs tentatives.

Mais Karl Ludwig Henke fit preuve de persévérance et, en 1830, il recommença à chercher de nouveaux astéroïdes. 15 ans plus tard, il découvre Astraea, le premier astéroïde depuis 38 ans. Et au bout de 2 ans, il découvre Hebe. Après cela, d’autres astronomes se sont joints aux travaux, et au moins un nouvel astéroïde a été découvert chaque année (sauf en 1945).

La méthode d'astrophotographie pour rechercher des astéroïdes a été utilisée pour la première fois par Max Wolf en 1891, selon laquelle les astéroïdes laissaient de courtes lignes lumineuses sur les photographies avec une longue période d'exposition. Cette méthode a considérablement accéléré l’identification de nouveaux astéroïdes par rapport aux méthodes d’observation visuelle utilisées précédemment. À lui seul, Max Wolf a réussi à découvrir 248 astéroïdes, alors que peu avant lui ont réussi à en trouver plus de 300. Aujourd'hui, 385 000 astéroïdes ont un numéro officiel, et 18 000 d'entre eux ont également un nom.

Il y a cinq ans, deux équipes indépendantes d'astronomes du Brésil, d'Espagne et des États-Unis ont annoncé avoir identifié simultanément de la glace d'eau à la surface de Thémis, l'un des plus gros astéroïdes. Leur découverte a permis de connaître l'origine de l'eau sur notre planète. Au début de son existence, il faisait trop chaud, incapable de retenir de grandes quantités d’eau. Cette substance est apparue plus tard. Les scientifiques ont suggéré que les comètes ont apporté de l'eau sur Terre, mais les compositions isotopiques de l'eau des comètes et de l'eau terrestre ne correspondent pas. On peut donc supposer qu’il est tombé sur Terre lors de sa collision avec des astéroïdes. Dans le même temps, les scientifiques ont découvert des hydrocarbures complexes sur Thémis, notamment. les molécules sont les précurseurs de la vie.

Nom des astéroïdes

Initialement, les astéroïdes recevaient les noms de héros de la mythologie grecque et romaine ; les découvreurs ultérieurs pouvaient les appeler comme ils voulaient, même leur propre nom. Au début, les astéroïdes portaient presque toujours des noms féminins, tandis que seuls les astéroïdes ayant des orbites inhabituelles recevaient des noms masculins. Au fil du temps, cette règle n’a plus été respectée.

Il convient également de noter que aucun astéroïde ne peut recevoir un nom, mais seulement celui dont l'orbite a été calculée de manière fiable. Il y a souvent eu des cas où un astéroïde a été nommé plusieurs années après sa découverte. Jusqu'à ce que l'orbite soit calculée, l'astéroïde ne recevait qu'une désignation temporaire reflétant la date de sa découverte, par exemple 1950 DA. La première lettre signifie le numéro du croissant dans l'année (dans l'exemple, comme vous pouvez le voir, il s'agit de la deuxième quinzaine de février), respectivement, la seconde indique son numéro de série dans le croissant spécifié (comme vous pouvez le voir, ce astéroïde a été découvert en premier). Les chiffres, comme vous pouvez le deviner, indiquent l'année. Puisqu'il y a 26 lettres anglaises, et 24 croissants, deux lettres n'ont jamais été utilisées dans la désignation : Z et I. Dans le cas où le nombre d'astéroïdes découverts lors d'un croissant est supérieur à 24, les scientifiques sont revenus au début de l'alphabet. , à savoir écrire la deuxième lettre - 2, respectivement, au prochain retour - 3, etc.

Le nom de l'astéroïde après avoir reçu le nom se compose d'un numéro de série (numéro) et d'un nom - (8) Flore, (1) Cérès, etc.

Déterminer la taille et la forme des astéroïdes

Les premières tentatives de mesure du diamètre des astéroïdes en utilisant la méthode de mesure directe des disques visibles avec un micromètre à filament ont été réalisées par Johann Schröter et William Herschel en 1805. Puis, au XIXe siècle, d’autres astronomes ont utilisé exactement la même méthode pour mesurer les astéroïdes les plus brillants. Le principal inconvénient de cette méthode réside dans les divergences importantes dans les résultats (par exemple, les tailles maximale et minimale de Cérès, obtenues par les astronomes, différaient de 10 fois).

Les méthodes modernes pour déterminer la taille des astéroïdes comprennent la polarimétrie, la radiométrie thermique et de transit, l'interférométrie speckle et les méthodes radar.

L’une des méthodes de transit les plus qualitatives et les plus simples. Lorsqu'un astéroïde se déplace par rapport à la Terre, il peut passer sur fond d'étoile séparée. Ce phénomène est appelé « revêtement des étoiles par des astéroïdes ». En mesurant la durée du déclin de la luminosité de l'étoile et en disposant de données sur la distance à l'astéroïde, il est possible de déterminer avec précision sa taille. Grâce à cette méthode, il est possible de calculer avec précision la taille de gros astéroïdes, comme Pallas.

La méthode de polarimétrie elle-même consiste à déterminer la taille en fonction de la luminosité de l'astéroïde. La quantité de lumière solaire réfléchie dépend de la taille de l’astéroïde. Mais à bien des égards, la luminosité d’un astéroïde dépend de son albédo, qui est déterminé par la composition dont est constituée la surface de l’astéroïde. Par exemple, en raison de son albédo élevé, l'astéroïde Vesta réfléchit quatre fois plus de lumière que Cérès et est considéré comme l'astéroïde le plus visible, souvent visible même à l'œil nu.

Cependant, l’albédo lui-même est également très simple à déterminer. Plus la luminosité d'un astéroïde est faible, c'est-à-dire moins il réfléchit le rayonnement solaire dans le domaine visible, plus il l'absorbe et, après s'être réchauffé, il l'émet sous forme de chaleur dans le domaine infrarouge.

Il peut également être utilisé pour calculer la forme d'un astéroïde en enregistrant les changements de sa luminosité lors de sa rotation, et pour déterminer la période de cette rotation, ainsi que pour identifier les plus grandes structures à la surface. De plus, les résultats obtenus grâce aux télescopes infrarouges sont utilisés pour le dimensionnement par radiométrie thermique.

Astéroïdes et leur classification

La classification générale des astéroïdes est basée sur les caractéristiques de leurs orbites, ainsi que sur une description du spectre visible de la lumière solaire réfléchie par leur surface.

Les astéroïdes sont généralement regroupés en groupes et familles en fonction des caractéristiques de leurs orbites. Le plus souvent, un groupe d’astéroïdes porte le nom du tout premier astéroïde découvert sur une orbite donnée. Les groupes constituent une formation relativement lâche, tandis que les familles sont plus denses, formées dans le passé lors de la destruction de gros astéroïdes à la suite de collisions avec d'autres objets.

Classes spectrales

Ben Zellner, David Morrison et Clark R. Champaign ont développé en 1975 un système général de classification des astéroïdes, basé sur l'albédo, la couleur et les caractéristiques du spectre de la lumière solaire réfléchie. Au tout début, cette classification définissait exclusivement 3 types d'astéroïdes, à savoir :

Classe C – carbone (astéroïdes les plus connus).

Classe S – silicate (environ 17 % des astéroïdes connus).

Classe M - métal.

Cette liste s'est élargie à mesure que de plus en plus d'astéroïdes étaient étudiés. Les classes suivantes sont apparues :

Classe A - caractérisée par un albédo élevé et une couleur rougeâtre dans la partie visible du spectre.

Classe B - appartiennent aux astéroïdes de classe C, mais ils n'absorbent pas les ondes inférieures à 0,5 micron et leur spectre est légèrement bleuâtre. En général, l'albédo est plus élevé que celui des autres astéroïdes carbonés.

Classe D - ont un faible albédo et un spectre rougeâtre lisse.

Classe E - la surface de ces astéroïdes contient de l'enstatite et est similaire aux achondrites.

Classe F - similaire aux astéroïdes de classe B, mais n'ont pas de traces « d'eau ».

Classe G - ont un faible albédo et un spectre de réflectance presque plat dans le domaine visible, ce qui indique une forte absorption des UV.

Classe P - tout comme les astéroïdes de classe D, ils se distinguent par un faible albédo et un spectre rougeâtre lisse qui ne présente pas de raies d'absorption claires.

Classe Q - présente des lignes larges et brillantes de pyroxène et d'olivine à une longueur d'onde de 1 micron et des caractéristiques indiquant la présence de métal.

Classe R - caractérisée par un albédo relativement élevé et, sur une longueur de 0,7 microns, présente un spectre de réflexion rougeâtre.

Classe T - caractérisée par un spectre rougeâtre et un faible albédo. Le spectre est similaire à celui des astéroïdes des classes D et P, mais son inclinaison est intermédiaire.

Classe V - caractérisée par une luminosité modérée et similaire à la classe S plus générale, qui est également largement composée de silicates, de pierre et de fer, mais se caractérise par une teneur élevée en pyroxène.

La classe J est une classe d’astéroïdes qui se seraient formés à l’intérieur de Vesta. Malgré le fait que leurs spectres soient proches de ceux des astéroïdes de classe V, à une longueur d'onde de 1 micron, ils se distinguent par de fortes raies d'absorption.

Il convient de noter que le nombre d'astéroïdes connus appartenant à un certain type ne correspond pas nécessairement à la réalité. De nombreux types sont difficiles à déterminer ; le type d’astéroïde peut changer avec des études plus détaillées.

Distribution de la taille des astéroïdes

À mesure que la taille des astéroïdes augmentait, leur nombre diminuait sensiblement. Bien que cela suive généralement une loi de puissance, il existe des pics à 5 et 100 kilomètres où il y a plus d'astéroïdes que ne le prédit la distribution logarithmique.

Comment les astéroïdes se sont formés

Les scientifiques pensent que les planétésimaux de la ceinture d'astéroïdes ont évolué de la même manière que dans d'autres régions de la nébuleuse solaire jusqu'à ce que la planète Jupiter atteigne sa masse actuelle, après quoi, en raison des résonances orbitales avec Jupiter, 99 % des planétésimaux ont été expulsés. de la ceinture. La modélisation et les sauts dans les propriétés spectrales et les distributions de taux de rotation indiquent que les astéroïdes de plus de 120 kilomètres de diamètre se sont formés par accrétion au cours de cette ère précoce, tandis que les corps plus petits représentent des débris issus de collisions entre différents astéroïdes après ou pendant la dispersion de la ceinture primordiale par la gravité de Jupiter. Vesti et Cérès ont acquis une taille globale pour la différenciation gravitationnelle, au cours de laquelle les métaux lourds ont coulé jusqu'au noyau et une croûte s'est formée à partir de roches relativement rocheuses. Quant au modèle de Nice, de nombreux objets de la ceinture de Kuiper se sont formés dans la ceinture externe d'astéroïdes, à une distance de plus de 2,6 unités astronomiques. De plus, plus tard, la plupart d’entre eux ont été rejetés par la gravité de Jupiter, mais ceux qui ont survécu pourraient appartenir à des astéroïdes de classe D, dont Cérès.

Menace et danger des astéroïdes

Malgré le fait que notre planète soit nettement plus grande que tous les astéroïdes, une collision avec un corps de plus de 3 kilomètres peut provoquer la destruction de la civilisation. Si la taille est plus petite, mais supérieure à 50 m de diamètre, cela peut entraîner d'énormes dégâts économiques, notamment de nombreuses victimes.

Plus l’astéroïde est lourd et gros, plus il est dangereux, mais dans ce cas, il est beaucoup plus facile de l’identifier. À l'heure actuelle, l'astéroïde le plus dangereux est Apophis, dont le diamètre est d'environ 300 mètres ; une collision avec lui peut détruire une ville entière. Mais, selon les scientifiques, en général, cela ne représente aucune menace pour l'humanité en cas de collision avec la Terre.

L'astéroïde 1998 QE2 s'est approché de la planète le 1er juin 2013 à sa distance la plus proche (5,8 millions de km) au cours des deux cents dernières années.

Les astéroïdes sont de petits mondes rocheux en orbite autour de notre soleil dans l'espace. Elles sont trop petites pour être appelées planètes. On les appelle également planétoïdes ou petites planètes. Au total, la masse de tous les astéroïdes est inférieure à la masse de la Lune terrestre. Cependant, leur taille et leur masse relativement faible n’en font pas des objets spatiaux sûrs. Beaucoup d’entre eux sont tombés à la surface de la Terre dans le passé et tomberont à l’avenir. C’est l’une des raisons pour lesquelles les astronomes étudient les astéroïdes et sont prêts à connaître leurs orbites et leurs caractéristiques physiques.

La plupart des astéroïdes sont situés dans un immense anneau entre les orbites de Mars et de Jupiter. Cet endroit est plus connu sous le nom de ceinture principale d’astéroïdes. Les scientifiques estiment que la ceinture d'astéroïdes contient environ 200 astéroïdes de plus de 100 kilomètres de diamètre, plus de 75 000 astéroïdes de plus de 1 kilomètre de diamètre et des millions de corps plus petits.

Nombre approximatif d'astéroïdes N de diamètre supérieur à D

Cependant, tous les objets de la ceinture d'astéroïdes principale ne sont pas des asroïdes : des comètes y ont été récemment découvertes, et en plus il y a Cérès, un astéroïde qui, en raison de sa taille, a été élevé au rang de planète naine.

L'emplacement ainsi que la taille des astéroïdes peuvent également varier. Par exemple, des astéroïdes appelés chevaux de Troie se trouvent le long de la trajectoire orbitale de Jupiter. Les astéroïdes des groupes Amour et Apollo, en raison de leur proximité avec le centre du système solaire, peuvent traverser l’orbite terrestre.

Comment se forment les astéroïdes ?

Les astéroïdes sont des restes de matériaux issus de la formation de notre système solaire il y a environ 4,6 milliards d'années.

Le processus de leur formation est similaire au processus de formation des planètes, mais jusqu'à ce que Jupiter ait acquis sa masse actuelle. Après cela, plus de 99 % de la masse totale des astéroïdes formés ont été projetés hors de la ceinture principale par l'influence gravitationnelle de Jupiter. Les 1 % restants correspondent à ce que nous voyons dans la ceinture principale d’astéroïdes.

Comment les astéroïdes sont-ils classés ?

Les astéroïdes sont classés en fonction de l'emplacement de leur orbite et des éléments qui les composent. Actuellement, trois grandes classes d’astéroïdes ont été précisément identifiées en fonction de leur composition chimique.

Classe C : Plus de 75 % des astéroïdes connus appartiennent à cette classe. Ils contiennent de grandes quantités de carbone et de ses composés. Ce type d'astéroïde est répandu dans la région externe de la ceinture principale d'astéroïdes ;

Classe S : Ce type d'astéroïde représente environ 17 % des astéroïdes connus, qui sont principalement situés dans la région interne de la ceinture d'astéroïdes. Leur base est la roche rocheuse.

Classe M : Ce type d'astéroïde se compose principalement de composés métalliques et occupe le reste des astéroïdes connus.

Je voudrais noter que la classification ci-dessus couvre la plupart des astéroïdes. Mais il existe d'autres espèces assez rares.

Caractéristiques des astéroïdes.

La taille des astéroïdes peut varier considérablement. Cérès, le plus grand membre de la ceinture principale d'astéroïdes, mesure environ 940 kilomètres de diamètre. L'un des plus petits représentants de la ceinture, appelé 1991 BA, a été découvert en 1991 et ne mesure que 6 mètres de diamètre.

10 premiers astéroïdes découverts

Presque tous les astéroïdes ont une forme irrégulière. Seuls les plus grands ont une forme approximativement sphérique. Le plus souvent, leur surface est entièrement recouverte de cratères - par exemple, sur Vesta, il y a un cratère d'un diamètre d'environ 460 kilomètres. La surface de la plupart des astéroïdes est recouverte d’une épaisse couche de poussière cosmique.

La plupart des astéroïdes tournent tranquillement sur des orbites elliptiques autour du Soleil, mais cela n'empêche pas les représentants individuels de créer des trajectoires plus chaotiques de leur mouvement. Actuellement, les astronomes connaissent environ 150 astéroïdes dotés de petits satellites. Il existe également des astéroïdes binaires ou doubles d’à peu près la même taille tournant autour du centre de masse qu’ils ont créé. Les scientifiques connaissent également l’existence de systèmes triples d’astéroïdes.

Selon les scientifiques, de nombreux astéroïdes lors de la formation du système solaire ont été capturés par l'attraction gravitationnelle d'autres planètes. Ainsi, à titre d'exemple, nous pouvons citer les lunes de Mars - Deimos et Phobos, qui dans un passé lointain étaient très probablement des astéroïdes. La même histoire pourrait arriver à la plupart des petites lunes situées en orbite autour des géantes gazeuses – Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune.

La température à la surface de la plupart des astéroïdes ne dépasse pas -73 degrés Celsius. La plupart des astéroïdes sont restés insensibles aux corps cosmiques pendant des milliards d’années. Ce fait permet aux scientifiques, grâce à leurs recherches, de comprendre et d'étudier le processus de formation et d'évolution du système solaire.

Les astéroïdes sont-ils dangereux pour la Terre ?

Depuis la formation de la Terre il y a 4,5 milliards d’années, des astéroïdes sont constamment tombés à sa surface. Toutefois, la chute d’objets volumineux est un événement plutôt rare.

La chute d'astéroïdes d'environ 400 mètres de diamètre peut conduire à une catastrophe mondiale sur Terre. Les chercheurs estiment que l’impact d’un astéroïde de cette taille pourrait soulever suffisamment de poussière dans l’atmosphère pour créer un « hiver nucléaire » sur Terre. La chute de ces objets se produit en moyenne une fois tous les 100 000 ans.

Les petits astéroïdes, qui peuvent par exemple détruire une ville ou provoquer un énorme tsunami mais ne conduisent pas à une catastrophe mondiale, tombent sur Terre un peu plus souvent, environ tous les 1 000 à 10 000 ans.

Le dernier exemple frappant est la chute d'un astéroïde d'un diamètre d'environ 20 mètres dans la région de Tcheliabinsk. L'impact a créé une onde de choc sur sa surface, qui a blessé plus de 1 600 personnes, la plupart à cause de verre brisé. La puissance totale de l'explosion, selon diverses estimations, était d'environ 100 à 200 kilotonnes de TNT.

Articles utiles qui répondront aux questions les plus intéressantes sur les astéroïdes.

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