ดาวเคราะห์น้อยมีหน้าตาเป็นอย่างไร? ดาวเคราะห์น้อยคืออะไรและรู้อะไรบ้างเกี่ยวกับพวกมัน? ประวัติความเป็นมาของการค้นพบดาวเคราะห์น้อย

ขนาดและน้ำหนักขนาดของดาวเคราะห์ถูกกำหนดโดยการวัดมุมที่มองเห็นเส้นผ่านศูนย์กลางของมันจากโลก วิธีการนี้ใช้กับดาวเคราะห์น้อยไม่ได้ เนื่องจากมีขนาดเล็กมากจนแม้แต่ในกล้องโทรทรรศน์ก็ปรากฏเป็นจุดคล้ายดวงดาว (จึงเป็นที่มาของชื่อ "ดาวเคราะห์น้อย" ซึ่งก็คือ "คล้ายดาว")

มีเพียงดาวเคราะห์น้อยสี่ดวงแรกเท่านั้นที่สามารถแยกแยะได้ด้วยดิสก์ เส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมของเซเรสกลายเป็นเส้นผ่านศูนย์กลางที่ใหญ่ที่สุด: ถึง 1 » (สำหรับ Pallas, Juno และ Vesta จะมีขนาดเล็กกว่าหลายเท่า) ขนาดเชิงมุมของดาวเคราะห์น้อยเหล่านี้ได้รับการวัดอย่างแม่นยำมากย้อนกลับไปในปี พ.ศ. 2433 โดย E. Barnard ที่หอสังเกตการณ์ Lick และ Yerkes เมื่อพิจารณาระยะทางไปยัง Ceres, Pallas, Juno และ Vesta ในขณะที่สังเกตและทำการคำนวณที่จำเป็น Barnard พบว่าเส้นผ่านศูนย์กลางของพวกมันอยู่ที่ 770, 490, 190 และ 380 กม. ตามลำดับ (อย่างที่คุณเห็น พวกมันทั้งหมดสามารถใส่ได้พอดี พื้นที่ที่ถูกครอบครองโดยอลาสก้า!)

เราจะกำหนดขนาดของดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็กอื่นๆ อีกมากมายได้อย่างไร

จนกระทั่งเมื่อไม่นานมานี้ มีการประมาณความสว่างของดาวเคราะห์น้อย และขนาดของดาวเคราะห์น้อยก็ถูกเปรียบเทียบกับขนาดของเซเรส พัลลาส จูโน และเวสต้า (ขนาดที่ทราบอยู่แล้ว) อย่างไรก็ตาม ความสว่างของดาวเคราะห์น้อยเปลี่ยนไป ประการแรก มีการเปลี่ยนแปลงระยะห่างของดาวเคราะห์น้อยจากดวงอาทิตย์ (เนื่องจากการเปลี่ยนแปลงปริมาณแสงแดดที่ตกบนดาวเคราะห์น้อย) ประการที่สองด้วยการเปลี่ยนแปลงระยะห่างจากโลก (เนื่องจากการเปลี่ยนแปลงปริมาณแสงที่มาถึงโลกซึ่งสะท้อนจากดาวเคราะห์น้อย) ประการที่สาม เมื่อมุมเฟสเปลี่ยนไป เนื่องจากเมื่อมุมนี้เพิ่มขึ้น เสี้ยวหนึ่งของพื้นผิวที่ส่องสว่างของดาวเคราะห์น้อยจึงมองเห็นได้จากโลก ดังนั้น เพื่อกำหนดขนาดเชิงมุม พวกเขาไม่ได้เปรียบเทียบขนาดของดาวเคราะห์น้อยที่มองเห็นได้ด้วยกัน แต่เป็นขนาดที่ดาวเคราะห์น้อยเหล่านี้จะมีหากพวกมัน "วาง" ไว้ที่ระยะห่าง (หน่วย) จากดวงอาทิตย์และโลก และหากพวกมันเป็น " ตำแหน่ง” เพื่อให้เฟสของมุมเป็นศูนย์

ก่อนการสำรวจแมคโดนัลด์ส ขนาดดาวฤกษ์ที่ลดลง (หรือเรียกว่าสัมบูรณ์) เหล่านี้แสดงโดยผู้สังเกตการณ์ต่างๆ ในระบบการวัดแสงที่ไม่มีใครเทียบได้ ซึ่งทำให้มีการกระจายอย่างมากในการประมาณขนาดของดาวเคราะห์น้อย ในการสำรวจแมคโดนัลด์ส ขนาดสัมบูรณ์ถูกกำหนดไว้สำหรับดาวเคราะห์น้อยที่มีเลขกำกับทุกดวง ซึ่งแสดงไว้ในระบบภาพถ่ายนานาชาติแบบครบวงจร (ระบบเดียวกันนี้ถูกใช้ในการสำรวจพาโลมาร์-ไลเดน)

จริงอยู่ ยังมีความยากลำบากอีกประการหนึ่งที่ดูเหมือนจะหลีกเลี่ยงไม่ได้ของวิธีนี้ คือ การกำหนดขนาดจะต้องดำเนินการภายใต้สมมติฐานบางประการเกี่ยวกับการสะท้อนแสงของดาวเคราะห์น้อย นั่นคืออัลเบโด้ โดยปกติจะสันนิษฐานว่าอัลเบโดของดาวเคราะห์น้อยนั้นเหมือนกับอัลเบโดโดยเฉลี่ยของดาวเคราะห์น้อยที่ใหญ่ที่สุดสี่ดวง ในขณะเดียวกัน เป็นที่แน่ชัดว่าภายใต้เงื่อนไขการสังเกตการณ์เดียวกัน ดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็กที่ประกอบด้วยวัสดุสะท้อนแสงและแสงได้สูงอาจกลายเป็นดาวเคราะห์ที่สว่างกว่าดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่แต่มืดกว่า อย่างไรก็ตาม เมื่อประมาณขนาดของดาวเคราะห์น้อยหลายๆ ดวง ก็ยังคงเป็นอัลเบโดเฉลี่ยที่ยังคงใช้อยู่

ดังนั้น หากเรารู้ขนาดสัมบูรณ์ของดาวเคราะห์น้อย m a 6 c แล้วสมมติว่าอัลเบโดของดาวเคราะห์น้อยทุกดวงเท่ากัน เราก็สามารถกำหนดรัศมี (เป็นกิโลเมตร) ของดาวเคราะห์น้อยดวงนั้นได้อย่างง่ายดาย ร ใช้สูตรง่ายๆ: lg ร =3.245-0.2ม. 6ค.

จากนั้น คุณสามารถประมาณมวลของดาวเคราะห์น้อยได้ตามรัศมีที่คำนวณไว้แล้ว เอ็มหากทราบความหนาแน่นของสสารดาวเคราะห์น้อย มักเชื่อกันว่ามีค่าเท่ากับความหนาแน่นเฉลี่ยของสสารของเศษดาวเคราะห์น้อย - อุกกาบาตที่ตกลงมาบนโลกของเราเป็นครั้งคราว ความหนาแน่น g ซึ่งวัดในห้องปฏิบัติการภาคพื้นดินอยู่ที่ 3.5 g/cm 3 (แม้ว่าจะมีตัวอย่างที่ค่อนข้างเบา โดยมีความหนาแน่นประมาณ 2 g/cm 3 เช่นเดียวกับตัวอย่างที่หนักมากซึ่งประกอบด้วยเหล็กนิกเกิลที่มีความหนาแน่น 7.8 กรัม/ซม. ซม. 3)

ในบางกรณี ขนาดของดาวเคราะห์น้อยถูกกำหนดด้วยวิธีที่ “ไม่ได้มาตรฐาน” เช่น เมื่อพวกมันปกคลุมดาวฤกษ์ (ลักษณะของปรากฏการณ์นี้จะเหมือนกับเวลาที่ดวงจันทร์ปกคลุมดวงดาว) เหตุการณ์ลึกลับอย่างหนึ่งเกิดขึ้นในตอนเย็นของวันที่ 23 มกราคม พ.ศ. 2518 และพบเห็นได้ในสหรัฐอเมริกา ดาวเคราะห์น้อยอีรอสตามที่บี. มาร์สเดนทำนายไว้น่าจะปกคลุมดาวฤกษ์ x หงส์. แนวครอบคลุมกว้างประมาณ 25 กิโลเมตร (25 กิโลเมตร) จะตัดผ่านเมืองออลบานี ฮาร์ตเฟิร์ต คอนเนตทิคัต และใกล้กับขอบด้านตะวันออกของลองไอส์แลนด์ มีการจัดจุดสังเกต 17 จุด โดยนักศึกษาจากวิทยาลัยโดยรอบและนักศึกษาภาควิชาดาราศาสตร์อยู่ห่างจากจุดสังเกต 6-8 กม. ตามแนวครอบคลุมพื้นที่

ระหว่างการรายงานข่าวของอีรอส (ประมาณ 9 ม) ด้วยความเร็วเชิงมุม 0.2-0.3° ต่อชั่วโมงเข้าใกล้ดาวฤกษ์ % Cygnus ซึ่งสว่างกว่าดาวเคราะห์น้อยอย่างมาก (ประมาณ 4 ม). ทันใดนั้นแสงของดาวฤกษ์ก็หายไป (สิ่งกีดขวางทึบแสงดาวเคราะห์น้อยปรากฏขึ้นในเส้นทางของรังสีที่เข้ามาหาเรา) และหลังจากนั้นไม่กี่วินาทีดาวก็ปรากฏขึ้นอีกครั้ง (รูปที่ 3)

เมื่อพิจารณาจากระยะเวลาของการบังแสง มาร์สเดนพิจารณาว่าเส้นผ่านศูนย์กลางปรากฏของอีรอสอยู่ที่ประมาณ 24 กม.

เราจะสามารถระบุมวลของดาวเคราะห์น้อยได้อย่างไร (นอกเหนือจากการประมาณขนาดสัมบูรณ์) เป็นไปได้โดยพื้นฐานแล้ว แม้ว่าจะยากมากก็ตาม ในการคำนวณมวลของดาวเคราะห์น้อยโดยอาศัยการรบกวนซึ่งกันและกัน (เมื่อเข้าใกล้) ที่ดาวเคราะห์น้อยประสบ วิธีการหามวลนี้พัฒนาโดย I. Schubart จากสถาบันดาราศาสตร์ในไฮเดลเบิร์ก เขาใช้มันเพื่อระบุมวลของดาวเคราะห์น้อยที่ใหญ่ที่สุดและพบว่ามวลของเซเรสคือ (5.9±0.3) 10 -11 มค (ที่ไหน มค - มวลของดวงอาทิตย์) มวลของพัลลัส - (1.14±0.22) 10 -11 มกับ.เมื่อใช้วิธีการเดียวกันนี้ นักดาราศาสตร์คนอื่นๆ พบว่ามวลของเวสต้าคือ (1.20±0.12) 10 -11 มกับ.ดังนั้นมวลของดาวเคราะห์น้อยที่ใหญ่ที่สุด - เซเรส - จึงน้อยกว่ามวลโลก 5,000 เท่าและน้อยกว่ามวลดวงจันทร์ 600 เท่า

หลังจากที่แถบดาวเคราะห์น้อย "เข้าถึงได้" สำหรับยานอวกาศ เราก็สามารถระบุมวลของดาวเคราะห์น้อยที่มีขนาดเล็กมากได้

อุปกรณ์ยืดไสลด์ที่ติดตั้งบนจรวดอวกาศทำให้สามารถกำหนดขนาด (และขนาด) ของชิ้นส่วนดาวเคราะห์น้อยที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางหลายเซนติเมตรและเดซิเมตร (ซึ่งไม่สามารถเข้าถึงได้จากการสังเกตจากโลก)

ดังนั้นในปัจจุบันจึงมีข้อมูลเกี่ยวกับดาวเคราะห์น้อย "ทุกระดับ" ตั้งแต่วัตถุขนาดใหญ่ที่มีมวลนับพันล้านพันล้านตันไปจนถึงวัตถุขนาดเล็กมากที่สามารถวางบนฝ่ามือของคุณได้ “เมฆ” ฝุ่นทั้งหมดเคลื่อนตัวไปในแถบดาวเคราะห์น้อยด้วย ซึ่งมีการศึกษาคุณสมบัติโดยใช้หลักฐานทางอ้อม ทั้งหมดนี้ช่วยให้เราได้ภาพแถบดาวเคราะห์น้อยที่ค่อนข้างสมบูรณ์

ย้อนกลับไปในยุค 50 นักดาราศาสตร์โซเวียต I. I. Putilin ได้ทำการคำนวณจำนวนดาวเคราะห์น้อยที่มีหมายเลขทั้งหมด (เช่น ที่มีวงโคจรที่รู้จักกันดี) ผลลัพธ์ที่ได้นั้นน่าทึ่งมาก ปรากฎว่าดาวเคราะห์น้อยทั้งหมดที่รวบรวมมารวมกันจะพอดีกับลูกบาศก์ที่มีด้านยาวเพียงประมาณ 500 กม.! เกือบครึ่งหนึ่งของปริมาตรจะถูกครอบครองโดย Ceres พร้อมด้วย Vesta และ Pallas อีก 25% จะตกเป็นของจูโนซึ่งมีดาวเคราะห์น้อยอยู่ถึงและรวมถึงดวงที่ 100 ด้วย การค้นพบดาวเคราะห์น้อยดวงต่อมา (ดวงเล็กกว่า) นำไปสู่การเพิ่มขึ้นช้ามากใน "ปริมาณ" ของสสารดาวเคราะห์น้อยนี้และหลังจากดาวเคราะห์น้อยดวงที่ 1,000 การเติบโตของ "ปริมาตร" ทั้งหมดของพวกเขาเกือบจะหยุดลงอย่างสมบูรณ์ (รูปที่ 4) ดาวเคราะห์น้อยที่ยังไม่ถูกค้นพบอาจมีขนาดเล็กมากถึงแม้จะมีจำนวนมาก แต่ก็ไม่สามารถเพิ่ม "ปริมาตร" นี้ในระดับที่มีนัยสำคัญได้ และตามการประมาณการ อนุภาคขนาดเล็กและเม็ดฝุ่นก็แทบจะไม่เพียงพอที่จะเติมเต็มช่องว่างระหว่างดาวเคราะห์น้อยที่วางอยู่ บริเวณใกล้เคียงในลูกบาศก์ 500 กม.

สันนิษฐานได้ว่าปริมาตรรวมของสสารดาวเคราะห์น้อยในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์อยู่ที่ประมาณ 10 23 ซม. แต่ดาวเคราะห์น้อยมีการกระจายไปทั่วพื้นที่ระหว่างดาวเคราะห์ที่มีปริมาตรมหาศาลเพื่อให้มีพื้นที่ต่อร่างกายหลายลูกบาศก์กิโลเมตร ดังนั้นความน่าจะเป็นของการชนกันระหว่างยานอวกาศที่บินผ่านแถบดาวเคราะห์น้อย (เช่น ระหว่างทางไปดาวพฤหัสบดี) และแม้แต่ดาวเคราะห์น้อยดวงเล็ก ๆ จึงมีน้อยมาก

หากเราถือว่าค่า 3.5 g/cm 3 เป็นความหนาแน่นเฉลี่ยของสสารดาวเคราะห์น้อย (ดูด้านบน) เราจะได้ว่ามวลรวมของดาวเคราะห์น้อยทั้งหมดอยู่ที่ประมาณ 3.5 10 23 g ซึ่งเป็นตัวเลขที่มีขนาดใหญ่มากตามแนวคิดทางโลกของเรา แต่เล็กน้อยตามขนาดทางดาราศาสตร์ (ในการ "บดบัง" ดาวเคราะห์น้อยทั้งหมด - ทั้งที่รู้จักและไม่รู้จัก - จำเป็นต้องฉีกชั้น "เพียง" หนา 500 ม. จากพื้นผิวโลกออก!)

เมื่อเร็ว ๆ นี้ I. Schubart กำหนดมวลของสสารดาวเคราะห์น้อยจากการรบกวนทั้งหมดที่ดาวเคราะห์น้อยที่ใหญ่ที่สุดประสบเมื่อเคลื่อนที่ล้อมรอบด้วยพี่น้องจำนวนมาก เขาได้ค่า 3 10 23 g ซึ่งเป็นข้อตกลงที่ดีเยี่ยมกับค่าประมาณที่ได้รับก่อนหน้านี้

มีการพยายามตรวจสอบผลกระทบของสนามโน้มถ่วงของแถบดาวเคราะห์น้อยต่อการเคลื่อนที่ของดาวอังคาร อย่างไรก็ตาม ดาวอังคารกลับกลายเป็นว่ามีขนาดใหญ่เกินไปสำหรับดาวเคราะห์น้อย และไม่สามารถตรวจพบผลกระทบนี้ได้ ซึ่งยืนยันถึงความไม่มีนัยสำคัญด้วย มวลรวมดาวเคราะห์น้อย อย่างไรก็ตาม เชื่อกันว่าวัตถุขนาดใหญ่ที่เราไม่รู้จักกำลังเคลื่อนเข้าใกล้วงโคจรของดาวพฤหัสบดี แต่ไม่น่าเป็นไปได้ที่จะมีมากเกินไปและไม่น่าเป็นไปได้ที่พวกมันจะเพิ่มการประมาณมวลรวมของวัสดุดาวเคราะห์น้อยอย่างมีนัยสำคัญ

ขนาดเล็กนำไปสู่อะไร?ตามกฎแรงโน้มถ่วงสากล ดาวเคราะห์น้อยแต่ละดวงจะดึงดูดวัตถุอื่น แต่แรงดึงดูดนี้อ่อนแอขนาดไหน! ค่อนข้างบนดาวเคราะห์น้อย ขนาดใหญ่(ด้วยเส้นผ่านศูนย์กลาง 200 กม.) แรงโน้มถ่วงบนพื้นผิวนั้นน้อยกว่าบนโลกถึง 100 เท่า ดังนั้นคนที่อยู่บนนั้นจะมีน้ำหนักน้อยกว่า 1 กก. และแทบจะไม่รู้สึกถึงน้ำหนักของเขาเลย การกระโดดขึ้นไปบนดาวเคราะห์น้อยจากความสูงของอาคาร 10 ชั้น จะใช้เวลาเกือบหนึ่งในสี่ของนาทีที่จะตกลงสู่พื้นผิว โดยมีความเร็วเพียงประมาณ 1.5 เมตร/วินาที ในขณะที่ "ลงจอด" โดยทั่วไปแล้ว การอยู่บนดาวเคราะห์น้อยไม่ได้แตกต่างจากการอยู่ในสภาพไร้น้ำหนักโดยสมบูรณ์มากนัก

ความเร็วจักรวาลดวงแรกบนพวกมันนั้นน้อยมาก โดยบนเซเรสจะมีความเร็วประมาณ 500 เมตรต่อวินาที และบนดาวเคราะห์น้อยขนาดหนึ่งกิโลเมตรจะมีความเร็วเพียงประมาณ 1 เมตรต่อวินาทีเท่านั้น ความเร็วในการหลุดพ้นครั้งที่สองนั้นมากกว่า 1.4 เท่า ดังนั้น เมื่อเคลื่อนที่ด้วยความเร็วของรถยนต์ (ประมาณ 100 กม./ชม.) จึงเป็นไปได้ที่จะบินหนีจากดาวเคราะห์น้อยไปตลอดกาลในรัศมี 5 กม. ถ้าอย่างนั้นเราจะแปลกใจไหมที่ดาวเคราะห์น้อยไม่มีชั้นบรรยากาศ? แม้ว่าก๊าซบางชนิดจะถูกปล่อยออกมาจากส่วนลึกของดาวเคราะห์น้อย แต่แรงโน้มถ่วงก็ไม่สามารถกักเก็บโมเลกุลของพวกมันได้ และพวกมันจะต้องกระจัดกระจายไปตลอดกาลในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์

ในปี พ.ศ. 2516 การไม่มีชั้นบรรยากาศบนดาวเคราะห์น้อยได้รับการยืนยันจากผลการตรวจวัดสเปกตรัมของดาวเคราะห์น้อยในช่วงอินฟราเรด สเปกตรัมที่ได้รับโดยนักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ชาวอเมริกัน โอ. แฮนเซน สำหรับดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่หลายดวงในบริเวณความยาวคลื่นประมาณ 12 ไมครอน บ่งชี้เพียงว่าดาวเคราะห์น้อยนั้นอุ่นเล็กน้อย

อย่างไรก็ตามในสเปกตรัม รังสีอินฟราเรดเซเรสมีลักษณะพิเศษประการหนึ่ง นั่นคือ ความยาวคลื่นประมาณ 12 ไมครอน ภายในแถบแคบๆ มีการ "กระโดด" ของรังสีอย่างมั่นใจเกือบสองเท่า “แถบ” สเปกตรัมดังกล่าวเป็นลักษณะของก๊าซ ดังนั้นจึงสังเกตพบพวกมันบนดาวเคราะห์เหล่านั้นและดาวเทียมที่ล้อมรอบด้วยชั้นบรรยากาศ แต่เซเรสมีขนาดเล็กเกินไปและไม่สามารถเก็บบรรยากาศได้!

เพื่ออธิบายความขัดแย้งนี้ Hansen ได้ตั้งสมมติฐานที่น่าดึงดูด: บน Ceres มีการระเหยของสารระเหยอย่างต่อเนื่องซึ่งควรรวม (!) ไว้ในองค์ประกอบของสารที่พื้นผิวของมัน ควรกล่าวว่าในการประมาณมวลและเส้นผ่านศูนย์กลางของ Ceres ที่แตกต่างกันคุณสามารถเลือกค่าคู่ของปริมาณเหล่านี้ได้ซึ่งจะนำไปสู่การประมาณความหนาแน่นเฉลี่ยของสารในระดับต่ำ (ประมาณ 1 g/cm3 ) สอดคล้องกับสมมติฐานที่ว่าเซเรสประกอบด้วยน้ำแข็งเป็นส่วนใหญ่ อย่างไรก็ตาม สมมติฐานนี้ดูเหมือนเหลือเชื่อมากแม้แต่กับแฮนเซนเองจนเขาสงสัยในการคำนวณของเขา โดยพิจารณาว่าจำเป็นต้องได้รับการประมาณมวลและปริมาตรของเซเรสใหม่ที่แม่นยำยิ่งขึ้นก่อนที่จะสรุปขั้นสุดท้าย นอกจากนี้ ข้อสันนิษฐานของแฮนเซนยังขัดแย้งกับผลลัพธ์ของการสังเกตการณ์เชิงโพลาริเมตริกของเซเรส ซึ่งดาวเคราะห์น้อยดวงนี้แม้จะเป็นวัตถุที่มืดมาก แต่ก็ไม่สามารถมีโครงสร้างที่หลวมเกินไปบนพื้นผิวได้ ซึ่งควรจะก่อตัวขึ้นระหว่างการระเหยของน้ำแข็ง ดังนั้นแถบสเปกตรัมอินฟราเรดของเซเรสจึงยังคงเป็นปริศนา

เนื่องจากมีขนาดเล็ก ดาวเคราะห์น้อยจึงมีรูปร่างเชิงมุมมาก แรงโน้มถ่วงที่ไม่มีนัยสำคัญบนดาวเคราะห์น้อยไม่สามารถให้รูปร่างทรงกลมที่เป็นลักษณะของดาวเคราะห์และดาวเทียมขนาดใหญ่ของพวกมันได้ ในกรณีหลังนี้ แรงโน้มถ่วงมหาศาลจะบดขยี้แต่ละบล็อกและบดอัดให้แน่น บนพื้น ภูเขาสูงดูเหมือนพวกเขาจะแยกออกจากกันที่พื้นรองเท้า ความแข็งแกร่งของหินไม่เพียงพอที่จะรับน้ำหนักได้หลายตันต่อ 1 ซม. 2 และหินที่ตีนเขาโดยไม่บดขยี้ไม่แตกแยกบีบอัดจากทุกด้านดูเหมือนว่าจะ "ไหล" มากเท่านั้น ช้า.

บนดาวเคราะห์น้อยที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางไม่เกิน 200-300 กม. เนื่องจาก "น้ำหนัก" ของหินมีขนาดเล็กปรากฏการณ์ของ "ความลื่นไหล" ดังกล่าวจึงหายไปโดยสิ้นเชิงและบนดาวเคราะห์น้อยที่ใหญ่ที่สุดนั้นเกิดขึ้นช้าเกินไปและเฉพาะในส่วนลึกเท่านั้น . บนพื้นผิวของดาวเคราะห์น้อย ภูเขาขนาดใหญ่และความกดอากาศยังคงอยู่โดยไม่มีการเปลี่ยนแปลงใด ๆ โดยมีขนาดใหญ่กว่าบนโลกและดาวเคราะห์ดวงอื่นมาก (ความเบี่ยงเบนโดยเฉลี่ยในทิศทางใดทิศทางหนึ่งจากระดับพื้นผิวคือประมาณ 10 กม. หรือมากกว่า) ซึ่งแสดงออกมาในผลลัพธ์ของ การสังเกตการณ์ด้วยเรดาร์ของดาวเคราะห์น้อย (รูปที่ 5)

รูปร่างที่ไม่สม่ำเสมอของดาวเคราะห์น้อยยังได้รับการยืนยันจากข้อเท็จจริงที่ว่าความสว่างของพวกมันลดลงอย่างรวดเร็วผิดปกติเมื่อมุมเฟสเพิ่มขึ้น (ดูเชิงอรรถในหน้า 11) เราทราบดีถึงการเปลี่ยนแปลงความสว่างของดวงจันทร์ดังกล่าว โดยจะสว่างมากในช่วงพระจันทร์เต็มดวง จากนั้นจะส่องแสงน้อยลงเรื่อยๆ จนกระทั่งหายไปหมดในพระจันทร์ใหม่ แต่บนดวงจันทร์ การเปลี่ยนแปลงเหล่านี้เกิดขึ้นช้ากว่าดาวเคราะห์น้อยมาก ดังนั้นจึงสามารถอธิบายได้อย่างสมบูรณ์โดยการลดส่วนของพื้นผิวที่ดวงอาทิตย์ส่องสว่างซึ่งมองเห็นได้จากโลก (เงาจากภูเขาบนดวงจันทร์และความกดอากาศมีผลกระทบเพียงเล็กน้อยต่อภาพรวม ความสดใสของดวงจันทร์) สถานการณ์แตกต่างกับดาวเคราะห์น้อย การเปลี่ยนแปลงความสว่างอย่างรวดเร็วดังกล่าวไม่สามารถอธิบายได้ด้วยการเปลี่ยนแปลงเพียงอย่างเดียวบนพื้นผิวดาวเคราะห์น้อยที่ได้รับแสงสว่างจากดวงอาทิตย์ และสาเหตุหลัก (โดยเฉพาะสำหรับดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็ก) สำหรับการเปลี่ยนแปลงความสว่างประเภทนี้คือรูปร่างที่ผิดปกติของดาวเคราะห์น้อย เนื่องจากพื้นที่บางส่วนของพื้นผิวที่ส่องสว่างของพวกมันถูกปกป้องจากรังสีดวงอาทิตย์จากผู้อื่น

รูปร่างผิดปกติของดาวเคราะห์น้อยก็ถูกสังเกตโดยตรงผ่านกล้องโทรทรรศน์เช่นกัน สิ่งนี้เกิดขึ้นครั้งแรกในปี พ.ศ. 2474 เมื่อดาวเคราะห์น้อยอีรอสซึ่งเคลื่อนที่ในวงโคจรที่แปลกใหม่ซึ่งเราจะพูดถึงในภายหลังเข้ามาใกล้โลกในระยะทางสั้น ๆ ผิดปกติ (เพียง 28 ล้านกม.) จากนั้นกล้องโทรทรรศน์ก็เห็นว่าดาวเคราะห์น้อยดวงนี้ดูเหมือนดาวฤกษ์คู่ที่ยังไม่ได้รับการแก้ไขซึ่งมีระยะห่างเชิงมุมระหว่างส่วนประกอบต่างๆ ประมาณ 0.18 นิ้ว; เห็นได้ชัดว่า "ดัมเบล" กำลังหมุนอยู่!

ในเดือนมกราคม พ.ศ. 2518 อีรอสเข้ามาใกล้โลกมากขึ้นที่ระยะทาง 26 ล้านกิโลเมตร มีการสังเกตการณ์เป็นส่วนใหญ่ของวงโคจร และทำให้สามารถมองเห็นอีรอสจากด้านที่แตกต่างกันอย่างแท้จริง การวิเคราะห์อย่างรอบคอบเกี่ยวกับผลลัพธ์ของการสังเกตอีรอสหลายครั้งซึ่งดำเนินการที่หอสังเกตการณ์ต่างๆ ทั่วโลก นำไปสู่การค้นพบที่น่าสนใจมาก

อีรอสเปลี่ยนความสว่างอย่างมากระหว่างการสังเกต - 1.5 เท่า ม(เช่นเกือบสี่ครั้ง) ด้วยระยะเวลาเพียง 2 ชั่วโมงกว่า (รูปที่ 6) สันนิษฐานว่าการเปลี่ยนแปลงความสว่างเหล่านี้เกิดจากการเปลี่ยนแปลงในส่วนตัดขวางของอีรอส "รูปทรงดัมเบล" ที่หมุนรอบแกนของมัน ซึ่งมองเห็นได้จากพื้นโลก และส่วนสูงสุดและต่ำสุดต่างกัน 4 เท่า ในกรณีนี้ ควรสังเกตความสว่างขั้นต่ำของดาวเคราะห์น้อยในขณะที่อีรอสหันหน้าเข้าหาเราด้วยปลายอันแหลมคมของมัน อย่างไรก็ตาม ทุกอย่างกลับกลายเป็นเรื่องซับซ้อนมากขึ้น ประการแรก ตรงกันข้ามกับที่คาดไว้ ความสว่างสูงสุดและต่ำสุดต่อเนื่องกันมีรูปร่างและแอมพลิจูดต่างกัน การวิเคราะห์ผลการสังเกตซึ่งดำเนินการโดยใช้แบบจำลองรูปร่างของอีรอสในห้องปฏิบัติการ พบว่าการเล่นแสงและเงาบนพื้นผิวที่ไม่เรียบของดาวเคราะห์น้อยควรมีอิทธิพลอย่างมากต่อความสว่างของอีรอส ผลก็คือ มีการสังเกตความสว่างขั้นต่ำของอีรอสเมื่อดาวเคราะห์น้อยหันหน้าเข้าหาเราด้วยหน้าตัดที่เกือบจะสูงสุด! ยิ่งกว่านั้นช่วงเวลาแห่งการปฏิวัติของอีรอสนั้นเท่ากับช่วงความสว่างที่ผันผวนสองช่วง - 5 ชั่วโมง 16 นาที ปรากฎว่าดาวเคราะห์น้อยดวงนี้เป็นวัตถุที่มีความยาวและมีอัตราส่วนความยาวต่อความหนาประมาณ 1:2.5 เขา. หมุนรอบแกนสั้นทวนเข็มนาฬิกา และจนแกนเกือบจะอยู่ในระนาบของวงโคจรของมัน (อีรอสเดินทางผ่านระบบสุริยะราวกับว่านอนอยู่บน "ด้านข้าง")

ความผันผวนของความสว่างที่เกิดจากเหตุผลเดียวกัน (การหมุนรอบแกนของวัตถุที่มีรูปร่างผิดปกติ) ถูกพบในดาวเคราะห์น้อยหลายดวง และสิ่งที่น่าสนใจที่สุดคือพวกมันทั้งหมดหมุนไปในทิศทางเดียว - ทวนเข็มนาฬิกา เป็นไปได้ที่จะสร้างสิ่งนี้เฉพาะใน ปีที่ผ่านมาโดยใช้เทคโนโลยีการสังเกตด้วยแสงอิเล็กตรอนที่ละเอียดอ่อน

โลกและดาวเคราะห์น้อยเคลื่อนที่ผ่านอวกาศในวงโคจรรอบดวงอาทิตย์ที่แตกต่างกันและด้วยความเร็วที่ต่างกัน และถึงแม้ว่าการเคลื่อนที่ของวงโคจรจะเกิดขึ้นในทิศทางเดียว แต่ดูเหมือนว่าดาวเคราะห์น้อยจะเคลื่อนที่ไปบนท้องฟ้าท่ามกลางดวงดาวสำหรับเราจากโลกไม่ว่าจะไปข้างหน้า (จากขวาไปซ้ายเมื่อแซงโลก) หรือถอยหลัง (จากซ้ายไปขวาเมื่อโลก แซงหน้าพวกเขา) รูปแบบการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์น้อยที่แตกต่างกันนี้ยังส่งผลต่อการเปลี่ยนแปลงความสว่างด้วย เมื่อดาวเคราะห์น้อยเคลื่อนผ่านท้องฟ้าจากซ้ายไปขวา (โลกแซงหน้าพวกมัน) ระยะเวลาการเปลี่ยนแปลงความสว่างจะสั้นลงเล็กน้อย

ที่น่าสนใจคือระยะเวลาของการเปลี่ยนแปลงความสว่างของดาวเคราะห์น้อยนั้นค่อนข้างสั้นและเกือบจะเท่ากันโดยมีช่วงเวลาของค่าตั้งแต่ 2-3 ถึง 10-15 ชั่วโมง อะไรทำให้พวกเขาหมุนเร็วมาก? ครั้งหนึ่ง มีการตั้งสมมติฐานว่าดาวเคราะห์น้อยรูปร่างผิดปกติที่มีขนาดไม่ใหญ่มากสามารถหมุนรอบตัวเองได้ภายใต้อิทธิพลของกระแสของ "ลมสุริยะ" (อนุภาคที่ถูกพ่นโดยดวงอาทิตย์) ซึ่ง "พัด" มาเป็นเวลาหลายพันล้านปี ไม่ว่า "ลม" จะอ่อนแอแค่ไหน มันก็จะต้องส่งแรงกระตุ้นบางอย่างไปยังดาวเคราะห์น้อย ซึ่งเนื่องจาก รูปร่างไม่สม่ำเสมอดาวเคราะห์น้อยมีการกระจายไม่สม่ำเสมอทั่วดาวเคราะห์น้อยในด้านต่างๆ ของจุดศูนย์ถ่วง เป็นผลให้แรงที่ไม่เป็นศูนย์ปรากฏขึ้น อันเป็นผลมาจากแรงกดที่ "ลมสุริยะ" กระทำบนพื้นผิวดาวเคราะห์น้อยทุก ๆ 1 ซม. 2 และดาวเคราะห์น้อยก็เริ่มหมุนรอบ (ในตอนแรกช้ามากจากนั้นเร็วขึ้นและ เร็วขึ้น).

การคำนวณแสดงให้เห็นว่าดาวเคราะห์น้อยบางดวง (มีรูปร่างไม่ปกติมาก) สามารถหมุนตัวได้ด้วย "ลมสุริยะ" แรงมากจนสามารถถูกฉีกออกจากกันด้วยแรงหมุนเหวี่ยง อย่างไรก็ตาม สำหรับดาวเคราะห์น้อยที่มีขนาดใหญ่กว่า คำอธิบายนี้ไม่เหมาะสม และเราต้องสันนิษฐานว่าพวกมันมีการหมุนรอบตัวเองระหว่างการก่อตัว

แต่บางทีความผันผวนของความสว่างอาจไม่ได้เกิดจากรูปร่างที่ผิดปกติ แต่เกิดจากการ "จำแนก" ของดาวเคราะห์น้อย (หากพื้นที่ต่าง ๆ ของพื้นผิวดาวเคราะห์น้อยประกอบด้วยสสารต่างกัน) แน่นอนว่า "การค้นพบ" ดาวเคราะห์น้อยนั้นเป็นไปได้ และพื้นที่ที่สว่างและมืดกว่า (ของสสารต่างกัน) อาจมีอยู่บนพื้นผิวของพวกมัน อย่างไรก็ตาม การสันนิษฐานว่า "การจำเพาะ" นั้นไม่เพียงพอ และดังที่แสดงให้เห็นแล้ว ธรรมชาติของการหมุนรอบดาวเคราะห์น้อยไม่สามารถอธิบายได้โดยใช้ "การจำ" เพียงอย่างเดียว

แม้แต่ดาวเคราะห์น้อยที่ใหญ่ที่สุดแห่งหนึ่งอย่างเวสต้า การเปลี่ยนแปลงความสว่างก็ไม่เกี่ยวข้องกับการ "จำ" แต่มีรูปร่างที่ไม่สม่ำเสมอ ในปี 1971 การสำรวจเวสต้าโดยใช้ตัวแปลงออปติคัลอิเล็กตรอนแสดงให้เห็นว่าความสว่างสูงสุดและต่ำสุดที่ตามมาของดาวเคราะห์น้อยดวงนี้มีขนาดแตกต่างกันเล็กน้อยและการหมุนของเวสต้าเกิดขึ้นด้วยระยะเวลาสองเท่าของระยะเวลาที่คาดไว้ก่อนหน้านี้ - 10 ชั่วโมง 41 นาที หลังจากที่ได้ศึกษาคุณลักษณะของเส้นโค้งแสงของดาวเคราะห์น้อยนี้ นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ชาวอเมริกัน อาร์ เทย์เลอร์ ได้เสนอแบบจำลองต่อไปนี้: เวสต้าเป็นทรงกลมสามแกน ซึ่งหนึ่งในนั้นมีเส้นผ่านศูนย์กลางยาวกว่าอีกสองอัน 15% แค่ของเขา ขั้วโลกใต้ทางด้านยาวทอดยาวเป็นพื้นที่ราบซึ่งขยายไม่เกินละติจูด 45 องศา และไม่สามารถมองเห็นได้จากซีกโลกเหนือของเวสต้า เทย์เลอร์เชื่อว่าบริเวณนี้อาจเป็นปล่องภูเขาไฟขนาดใหญ่ (เส้นผ่านศูนย์กลางเกือบ 400 กม.!)

ดาวเคราะห์น้อยทำมาจากอะไร?สังเกตมานานแล้วว่าแสงของดาวเคราะห์น้อยมีโทนสีเหลืองคล้ายกับแสงของดวงจันทร์และดาวพุธ

ขณะที่ดาวเคราะห์น้อยส่องแสงสะท้อน แสงแดดโดยเฉพาะอย่างยิ่งสีของพวกมันนั้นเนื่องมาจากคุณสมบัติการสะท้อนแสงของพื้นผิวดาวเคราะห์น้อยนั่นเอง ดังนั้นแนวคิดจึงเกิดขึ้นเพื่อพิจารณาว่าส่วนประกอบนั้นประกอบด้วยสสารใดโดยการเปรียบเทียบสีของดาวเคราะห์น้อยกับสีของวัตถุบนบกและอุกกาบาต การศึกษาดังกล่าวครั้งแรกในประเทศของเราดำเนินการในช่วงทศวรรษที่ 30 โดยนักวิจัยอุกกาบาตของสหภาพโซเวียต E. L. Krinov เขาพบว่าอุกกาบาตจำนวนมากมีสีคล้ายกับสีของดาวเคราะห์น้อยบางดวง ความก้าวหน้าอย่างมากในการศึกษาคุณสมบัติของดาวเคราะห์น้อยเกิดขึ้นในช่วงปลายทศวรรษที่ 60 เมื่อนักวิทยาศาสตร์ชาวอเมริกันกลุ่มหนึ่งเริ่มการวิจัยเชิงขั้ว เมื่อเปรียบเทียบโพลาไรเซชันของแสงที่สะท้อนจากสสารบนพื้นโลก ดินดวงจันทร์ และอุกกาบาต พวกเขาพบว่ามีความสัมพันธ์บางอย่างระหว่างการสะท้อนแสง (อัลเบโด้) ของวัสดุกับธรรมชาติของโพลาไรเซชันของแสงที่สะท้อนจากวัสดุเหล่านี้

แสงที่มาจากดาวเคราะห์น้อยที่มาหาเรากลับกลายเป็นว่ามีโพลาไรซ์บางส่วน การวิเคราะห์ทำให้นักวิทยาศาสตร์สามารถสรุปสาระสำคัญเกี่ยวกับธรรมชาติของพื้นผิวดาวเคราะห์น้อยได้ (รูปที่ 7)

การสังเกตการณ์ดาวเคราะห์น้อยแบบโพลาริเมตริกชุดใหญ่จัดขึ้นในสหรัฐอเมริกาโดย T. Gehrels ปรากฎว่าตามลักษณะของพื้นผิว ดาวเคราะห์น้อยแบ่งออกเป็นหลายกลุ่ม (รูปที่ 8) กลุ่มจำนวนมากที่สุดที่มีคุณสมบัติคล้ายกันมากกลายเป็นดาวเคราะห์น้อยซึ่งมีโพลาไรเซชันของแสงซึ่งคล้ายกับโพลาไรเซชันของแสงที่สะท้อนจากสสารหินบนบกที่มีสีอ่อนซึ่งประกอบด้วยซิลิเกตต่างๆเป็นส่วนใหญ่ จูโนตกไปอยู่ในดาวเคราะห์น้อยกลุ่มนี้

อีกกลุ่มหนึ่งปรากฏว่าประกอบด้วยดาวเคราะห์น้อยที่มีพื้นผิวมืดและสะท้อนแสงได้ไม่ดี วัสดุของพวกมันคล้ายกับแก้วบะซอลต์สีเข้มหรือเบรเซีย (หิน clastic) ของตัวอย่างดินบนดวงจันทร์ เช่นเดียวกับอุกกาบาตสีเข้มหลากหลายชนิดและกับวัสดุของพื้นผิวโฟบอสของดวงจันทร์ของดาวอังคาร ในบรรดาดาวเคราะห์น้อยที่มืดมนเหล่านี้คือเซเรส

มีดาวเคราะห์น้อยเพียงไม่กี่ดวงที่มีลักษณะพื้นผิวตรงกลาง นอกจากนี้ยังมีดาวเคราะห์น้อยไม่กี่ดวงที่มีลักษณะสุดโต่ง (เช่น มืดกว่าและสว่างกว่า)

วิธีโพลาริเมตริกทำให้สามารถระบุขนาดที่แน่นอนของดาวเคราะห์น้อยได้ เนื่องจากคำนึงถึงการสะท้อนแสงที่แท้จริง (แทนที่จะเป็นค่าเฉลี่ย) (อัลเบโด้) ก่อนอื่น ขนาดของดาวเคราะห์น้อยสี่ดวงแรกได้รับการชี้แจงให้ชัดเจน ปรากฎว่าเส้นผ่านศูนย์กลางของ Ceres เกิน 1,000 กม. เล็กน้อย เส้นผ่านศูนย์กลางของ Pallas ประมาณ 600 กม. จูโนคือ 240 กม. เวสต้าคือ 525 กม. เมื่อคำนวณขนาดของดาวเคราะห์น้อยอื่น ๆ ที่ศึกษาโดยวิธีโพลาริเมทริกแล้ว ปรากฎว่าไม่เพียงแต่ดาวเคราะห์น้อยเหล่านี้เท่านั้น แต่ยังมีดาวเคราะห์น้อยอีกอย่างน้อย 6 ดวงซึ่งกลายเป็นว่าใหญ่กว่าจูโนด้วยซ้ำ ก็สามารถอ้างสิทธิที่จะเรียกว่าใหญ่ที่สุดได้ . ทั้งหมดมีการสะท้อนแสงต่ำ และถึงแม้จะมีขนาดใหญ่ แต่ก็ให้แสงเพียงเล็กน้อย ดังนั้น เมื่อประมาณเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวเคราะห์น้อยด้วยความสว่างที่ปรากฏ ขนาดของดาวเคราะห์ทั้ง 6 ดวงนี้จึงถูกประเมินต่ำไปอย่างมาก ในความเป็นจริงเส้นผ่านศูนย์กลางของ Hygiea (ดาวเคราะห์น้อยที่ 10) คือ 400, Interamnia (704) คือ 340, Davida (511) คือ 290, Psyche (16) คือ 250 กม. และ Bambergi (324) และ Fortuna (19) - 240 กม. ( เช่นเดียวกับจูโน)

ฟอร์จูน่าเป็นวัตถุที่มืดที่สุดในระบบสุริยะ แม้แต่ถ่านหินดำที่ถูกบดก็สามารถแข่งขันกับ Fortuna ในแง่ของปริมาณแสงสะท้อนได้

วัตถุที่สว่างที่สุดทั้งในหมู่ดาวเคราะห์น้อยและในบรรดาวัตถุทั้งหมดของระบบสุริยะโดยทั่วไปกลายเป็นแองเจลินา (ดาวเคราะห์น้อยที่ 64) สะท้อนแสงเกือบครึ่งหนึ่งและลิซ่า (อันดับที่ 44) ซึ่งด้อยกว่าแองเจลินาเล็กน้อย เวสต้ามีสีเข้มกว่าเล็กน้อยซึ่งมีการสะท้อนแสงซึ่งแย่กว่าแองเจลิน่าประมาณ 1.5-2 เท่า เนื่องจากมีการสะท้อนแสงสูง เวสต้าซึ่งอยู่ในระยะห่างเท่ากับเซเรส จึงปรากฏสว่างขึ้น 20% (ภายใต้สภาพแสงและการสังเกตการณ์เดียวกัน) และพัลลัสก็สว่างเป็นสองเท่า

ผลลัพธ์เชิงโพลาริเมตริกในการพิจารณาอัลเบโด้ที่แท้จริงและขนาดดาวเคราะห์น้อยที่แม่นยำยิ่งขึ้น ได้รับการยืนยันด้วยวิธีอื่นซึ่งเกิดขึ้นในช่วงไม่กี่ปีที่ผ่านมาเช่นกัน เรากำลังพูดถึงวิธีการเรดิโอเมตริกที่พัฒนาขึ้นและนำไปใช้กับดาวเคราะห์น้อยเป็นครั้งแรกโดยนักวิทยาศาสตร์ชาวอเมริกัน ดี. อัลเลน และ ดี. แมตสัน ในปี 1970 โดยมีพื้นฐานจากการวัดรังสีความร้อน (อินฟราเรด) ของดาวเคราะห์น้อย (โดยปกติจะอยู่ในช่วงความยาวคลื่น 10- 20 ไมครอน) ดาวเคราะห์น้อยสีเข้มขนาดใหญ่และดาวเคราะห์น้อยสว่างขนาดเล็ก เนื่องจากการสะท้อนแสงที่แตกต่างกัน จึงสามารถมีขนาดเท่ากันในบริเวณแสงที่มองเห็นได้ สำหรับความสว่างในช่วงอินฟราเรดนั้นจะมีความสว่างมากกว่าสำหรับวัตถุขนาดใหญ่ (เนื่องจากพื้นผิวเปล่งแสงมีขนาดใหญ่กว่าและเนื่องจากอุณหภูมิที่สูงขึ้นของวัตถุมืดที่ดูดซับรังสีดวงอาทิตย์ได้ดีกว่า) อัตราส่วนของค่าความสว่างของดาวเคราะห์น้อยในช่วงที่มองเห็นและช่วงอินฟราเรดจะกำหนดลักษณะการสะท้อนแสงของมันอย่างแม่นยำ (รวมถึงขนาดของมัน)

การสังเกตการณ์เชิงโพลาริเมตริกยังแสดงให้เห็นว่าโพลาไรเซชันของแสงจากดาวเคราะห์น้อยมีมากกว่าโพลาไรเซชันที่อาจเกิดขึ้นจากการสะท้อนแสงเพียงครั้งเดียวจากพื้นผิวของพวกมัน จากการทดลองในห้องปฏิบัติการบนโลก พบว่าโพลาไรเซชันของแสงในระดับเดียวกับดาวเคราะห์น้อยนั้นได้มาเมื่อสะท้อนจากพื้นผิวที่ปกคลุมไปด้วยฝุ่นและเศษหินขนาดต่างๆ

ในช่วงระยะเวลาของการวิจัย เห็นได้ชัดว่าพื้นผิว "ฝุ่น" ประเภทนี้ในสุญญากาศของอวกาศจะมีพฤติกรรมแตกต่างไปจากเดิมอย่างสิ้นเชิง ข้อสรุปนี้จัดทำขึ้นจากการวิเคราะห์คุณสมบัติของดินบนดวงจันทร์ ด้วยเหตุผลที่ยังไม่ชัดเจนทั้งหมด ฝุ่นบนดวงจันทร์จึงมีพฤติกรรมแตกต่างไปจากบนโลก: มันก่อตัวเป็นโครงสร้างที่หลวมผิดปกติ ภายในนั้นลำแสงจะ "พุ่ง" ราวกับอยู่ในเขาวงกต ประสบกับการสะท้อนหลายครั้ง และระดับของโพลาไรเซชันของมัน มีขนาดใหญ่มาก มากกว่าระดับโพลาไรเซชันของแสงที่สะท้อนจากฝุ่นดินหรือจากดาวเคราะห์น้อยมาก

การศึกษาเพิ่มเติมแสดงให้เห็นว่าพื้นผิวของดาวเคราะห์น้อยควรพิจารณาจากการโพลาไรเซชัน โดยประกอบด้วยหินขนาดค่อนข้างใหญ่ที่ปกคลุมไปด้วยชั้นฝุ่นบางมาก ดังที่เราจะเห็นในภายหลัง สิ่งนี้สอดคล้องกับแนวคิดเกี่ยวกับธรรมชาติของพื้นผิวดาวเคราะห์น้อยที่ได้รับจากวิธีการวิจัยที่แตกต่างกันโดยสิ้นเชิง

ตั้งแต่ปี 1970 สหรัฐอเมริกาเริ่มดำเนินการสำรวจสเปกตรัมของดาวเคราะห์น้อย ซึ่งครอบคลุมทั้งส่วนที่มองเห็นได้ของสเปกตรัมและช่วงอินฟราเรดที่อยู่ติดกัน ได้รับและวิเคราะห์สเปกตรัมการปล่อยก๊าซของดาวเคราะห์น้อยหลายสิบดวง (รูปที่ 9) เช่นเดียวกับวิธีอื่นๆ ที่อธิบายไว้ข้างต้น เมื่อเปรียบเทียบกับผลการศึกษาในห้องปฏิบัติการเกี่ยวกับหินบนบก ดวงจันทร์ และอุกกาบาต ตลอดจนแร่ธาตุบริสุทธิ์ต่างๆ นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ชาวอเมริกัน เค. แชปแมน ได้ทำงานที่ยอดเยี่ยมเป็นพิเศษในการตีความข้อมูลที่ได้รับ

ปัจจุบันตาม คุณสมบัติที่แตกต่างสเปกตรัมโดยเฉพาะอย่างยิ่งจากแถบการดูดซับที่มีลักษณะเฉพาะของแร่ธาตุบางชนิดและส่วนผสมของพวกมันตลอดจนจากระดับการดูดกลืนแสงภายในแถบสเปกตรัมเหล่านี้ มันเป็นไปได้ที่จะระบุธรรมชาติของแร่ธาตุที่ประกอบเป็นสารของดาวเคราะห์น้อยหลายดวง พื้นผิวและเปอร์เซ็นต์ของปริมาณธาตุเหล็ก ปรากฎว่าดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่ประกอบด้วยซิลิเกตเฟอร์โรแมกนีเซียน เช่นเดียวกับอุกกาบาตส่วนใหญ่ (แม้ว่าจะมีดาวเคราะห์น้อยเพียงไม่กี่ดวงเท่านั้นที่มีองค์ประกอบเหมือนกันของซิลิเกตเหล่านี้)

นักวิจัยต้องประหลาดใจเมื่อพบว่าดาวเคราะห์น้อยบางดวงสะท้อนแสงและโพลาไรซ์ในลักษณะเดียวกับโลหะ ตัวอย่างเช่น ดาวเคราะห์น้อย Psyche (ดาวเคราะห์น้อยดวงที่ 16), Lutetia (ดวงที่ 21) และ Julia (ดวงที่ 89) การมีอยู่ของดาวเคราะห์น้อย "โลหะ" ยังเห็นได้จากอุกกาบาตเหล็กที่ตกลงสู่พื้นโลก ประกอบด้วย "สารละลาย" ของนิกเกิลในเหล็กที่มีส่วนผสมของสารอื่นๆ บางชนิดเล็กน้อย ตัวอย่างเช่นนี่คืออุกกาบาต Sikhote-Alin ที่รู้จักกันดีซึ่งตกลงเมื่อวันที่ 12 กุมภาพันธ์ พ.ศ. 2490 ใน Ussuri taiga ของ Primorsky Territory บล็อกโลหะที่มีน้ำหนักประมาณ 100 ตันบินเข้าสู่ชั้นบรรยากาศของโลกด้วยความเร็วประมาณ 15 กม./วินาที และกระจัดกระจายในชั้นบรรยากาศเนื่องจากการต้านทานอันมหาศาลของมัน ทำให้พื้นผิวโลกหลายตารางกิโลเมตรเต็มไปด้วยเศษเหล็ก

นี่แสดงว่าในอดีตดาวเคราะห์น้อยได้รับความร้อนถึง อุณหภูมิสูงซึ่งนำไปสู่การก่อตัวของแกนโลหะ ซึ่งบางส่วนถูกเปิดเผยและถูกบดขยี้บางส่วน อย่างไรก็ตาม ควรสังเกตว่าแหล่งความร้อนที่จำเป็นสำหรับการหลอมใหม่นั้นยังไม่ชัดเจนนัก การคำนวณแสดงให้เห็นว่าความร้อนจากวัตถุขนาดเล็กหลุดออกไปนอกอวกาศอย่างรวดเร็ว ดังนั้นแหล่งดังกล่าวจึงต้องมีพลังมาก บางทีการสลายตัวของธาตุกัมมันตภาพรังสีอาจมีบทบาทบางอย่างที่นี่ อย่างไรก็ตามธาตุต่างๆ เช่น ยูเรเนียม ทอเรียม และ ไอโซโทปกัมมันตภาพรังสีโพแทสเซียมซึ่งเห็นได้ชัดว่าให้ความร้อนและการละลายของสาร ดาวเคราะห์ดวงใหญ่(ดาวพุธ ดาวศุกร์ โลก และดาวอังคาร) เช่นเดียวกับดวงจันทร์ สลายตัวช้าเกินไป และทำให้อุณหภูมิของดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็กเพิ่มขึ้นไม่ได้ ด้วยเหตุนี้ ในกรณีนี้ จำเป็นต้องมีไอโซโทปกัมมันตภาพรังสีที่มีครึ่งชีวิตสั้นเพียงพอ และยิ่งไปกว่านั้น จะต้องมีขนาดค่อนข้างใหญ่ (เพื่อให้แน่ใจว่ามีการปลดปล่อยความร้อนได้มากต่อหน่วยเวลา) ตามที่นักวิทยาศาสตร์ระบุ ไอโซโทปดังกล่าวอาจเป็นไอโซโทปกัมมันตภาพรังสีของอะลูมิเนียม 26 A1 อย่างไรก็ตาม จากการคำนวณ ปรากฎว่าไอโซโทปนี้มีขนาดค่อนข้างเล็กในช่วงการก่อตัวของดาวเคราะห์น้อย

แหล่งกำเนิดดาวเคราะห์น้อยที่ให้ความร้อนอีกแหล่งหนึ่งอาจเป็นดวงอาทิตย์ (แน่นอนว่าไม่ใช่ด้วยความช่วยเหลือ) แสงอาทิตย์และ ตัวอย่างเช่น ภายใต้อิทธิพลของสนามแม่เหล็กไฟฟ้ากระแสสลับที่สร้างขึ้นในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์โดย "ลมสุริยะ") เห็นได้ชัดว่าดวงอาทิตย์สมัยใหม่ไม่ได้ผลิตความร้อนเช่นนั้น แต่ในอดีต ในระยะแรกของการดำรงอยู่ เชื่อกันว่าดวงอาทิตย์ร้อนกว่าที่เป็นอยู่ในปัจจุบันมาก และความร้อนของดาวเคราะห์น้อยก็อาจรุนแรงมาก

หากเราวางแผนการพึ่งพาจำนวนดาวเคราะห์น้อยตามขนาดของมัน ปรากฎว่าจำนวนดาวเคราะห์น้อยลดลงอย่างรวดเร็วเมื่อเพิ่มขนาด (ซึ่งโดยทั่วไปเข้าใจได้) แต่ในช่วงขนาด 50-100 กม. การเปลี่ยนแปลงการพึ่งพาที่ค้นพบนี้ ลักษณะของมัน (ดูด้านล่าง) ด้วยเหตุผลบางประการ จำนวนดาวเคราะห์น้อยขนาดนี้จึงมากกว่าที่ควรจะเป็น หากเราใช้ลักษณะการพึ่งพาของดาวเคราะห์น้อยที่มีขนาดเล็กกว่า ด้วยความพยายามที่จะอธิบายสิ่งนี้ เค. แชปแมนแนะนำว่าดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่เคยผ่านการละลายทั้งหมดหรือบางส่วนในอดีต หลังจากนั้นแกนเหล็ก-นิกเกิลก็ก่อตัวขึ้นภายในพวกมัน และซิลิเกตที่ "ลอยขึ้นมา" ก็ก่อตัวเป็นเปลือก หากดาวเคราะห์น้อยชนและบดขยี้ เปลือกดังกล่าวก็ควรจะพังทลายลงอย่างง่ายดาย เมื่อแกนโลหะที่แข็งแกร่งถูกเปิดออก การบดอัดและส่งผลให้ขนาดลดลง ช้าลง ซึ่งนำไปสู่ผลลัพธ์ที่ค้นพบ

อุณหภูมิของดาวเคราะห์น้อย ไม่ว่าดาวเคราะห์น้อยจะร้อนแค่ไหนในอดีตอันไกลโพ้น พวกมันก็เย็นลงมานานแล้ว ตอนนี้พวกมันเย็นชาไร้ชีวิตชีวาที่บินอยู่ในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์และรังสีของดวงอาทิตย์ก็ไม่สามารถให้ความร้อนแก่พวกมันได้

คำนวณได้ประมาณนี้ อุณหภูมิเฉลี่ยดาวเคราะห์น้อยไม่ใช่เรื่องยาก ลองเปรียบเทียบฟลักซ์ความร้อนที่ตกลงบนดาวเคราะห์น้อยและบนโลก เมื่อพิจารณาดวงอาทิตย์เป็นแหล่งกำเนิด เราพบว่าฟลักซ์ความร้อนแปรผกผันกับกำลังสองของระยะห่างของโลกและดาวเคราะห์น้อยจากดวงอาทิตย์ โลกที่ได้รับความร้อนและดาวเคราะห์น้อยจะแผ่พลังงานความร้อนออกสู่อวกาศ ดังนั้นอุณหภูมิของแต่ละวัตถุจึงถูกตั้งไว้เพื่อให้ปริมาณความร้อนที่สูญเสียไปจากการแผ่รังสีเท่ากับปริมาณความร้อนที่ร่างกายได้รับจากดวงอาทิตย์ ต่อไป เมื่อใช้กฎ Stefan-Boltzmann เราจะได้ความสัมพันธ์ดังต่อไปนี้: ต 4 ก /ท 4 3 = ก 2 3 / ก 2 ก , ที่ไหน ตคืออุณหภูมิสัมบูรณ์แสดงเป็นองศาเคลวิน และ ก - ระยะทางเฉลี่ย (กึ่งแกนของวงโคจร) ของร่างกายที่เป็นปัญหาในหน่วยทางดาราศาสตร์

ทราบอุณหภูมิเฉลี่ยของโลกแล้ว อุณหภูมิ 288 เคลวิน (15°C) แทนที่มันเป็นความสัมพันธ์ผลลัพธ์และรับรากที่สี่ของทั้งสองข้างของความเท่าเทียมกันหลังจากการเปลี่ยนแปลงเล็กน้อยที่เราได้รับ: ตก (K) = 288 รูท ก ก .

ตัวอย่างเช่นที่ Ceres อุณหภูมิ (คำนวณโดยใช้สูตรที่แม่นยำกว่า) คือ 165 K (เช่น - 108 ° C) ที่อุณหภูมิประมาณนี้และตามปกติ ความดันบรรยากาศแอมโมเนีย แอลกอฮอล์ และอีเทอร์แข็งตัวบนโลก

เมื่อเร็วๆ นี้ เซเรสถูกเพิ่มเข้าไปในรายการวัตถุในระบบสุริยะที่สามารถศึกษาได้โดยใช้กล้องโทรทรรศน์วิทยุ เอฟ บริกส์ใช้เครื่องวัดคลื่นวิทยุขนาดใหญ่ที่หอดูดาวดาราศาสตร์วิทยุกรีนแบงก์ (สหรัฐอเมริกา) ตรวจวัดการแผ่รังสีความร้อนจากเซเรสที่ความยาวคลื่น 3.7 ซม. เซเรสกลายเป็นแหล่งกำเนิดวิทยุที่อ่อนแอมากโดยมีฟลักซ์ 0.0024 Jy สมมติว่าเส้นผ่านศูนย์กลางของเซเรสคือ 1,025 กม. บริกส์ได้กำหนดอุณหภูมิสัมบูรณ์ของเซรีสจากความสว่างของวิทยุ ซึ่งกลายเป็น 160 ± 55 K ซึ่งสอดคล้องกับค่าประมาณข้างต้น นี่เป็นการยืนยันว่าการปล่อยคลื่นวิทยุของเซเรสมีต้นกำเนิดจากความร้อน

เวสต้า ซึ่งแตกต่างจากเซเรสที่ประกอบด้วยสารแสงและสะท้อนแสงได้สูง มีอุณหภูมิพื้นผิวต่ำกว่าเพียง 133 เคลวิน เนื่องจากดาวเคราะห์น้อยดวงนี้ใช้พลังงานแสงอาทิตย์น้อยกว่าเพื่อให้ความร้อนถึงพื้นผิวของมัน ดาวเคราะห์น้อยที่เคลื่อนที่ห่างจากดวงอาทิตย์จะยิ่งเย็นกว่า มีดาวเคราะห์น้อยเพียงไม่กี่ดวงเท่านั้นที่เคลื่อนที่ในวงโคจรที่ผิดปกติซึ่งสามารถเข้าใกล้ดวงอาทิตย์ได้ ทะลุทะลวงได้แม้กระทั่งในวงโคจรของดาวพุธ พื้นผิวมีความร้อนสูงถึงหลายร้อยองศาเคลวิน และเมื่อร้อน ก็เริ่มเรืองแสงจาง ๆ อย่างไรก็ตาม สิ่งนี้อยู่ได้ไม่นาน เนื่องจากดาวเคราะห์น้อยที่ตามวงโคจรของพวกมันเคลื่อนตัวออกห่างจากดวงอาทิตย์อีกครั้งและเย็นลงอย่างรวดเร็ว

การก่อตัวของปล่องภูเขาไฟเป็นเวลาหลายพันล้านปีที่ดาวเคราะห์น้อยโคจรรอบดวงอาทิตย์และชนกันเอง จากนั้นจึงเกิดเศษชิ้นส่วนตามมา ความเร็วในการชนในแถบดาวเคราะห์น้อยนั้นสูง โดยเฉลี่ยประมาณ 5 กิโลเมตรต่อวินาที ดังนั้นปรากฏการณ์ที่เกิดขึ้นระหว่างการชนเหล่านี้จึงมีมหาศาล ที่ความเร็วที่ระบุ สสารดาวเคราะห์น้อยแต่ละกรัมจะมีพลังงานจลน์ประมาณ 10 11 เอิร์ก (ประมาณ 12 กิโลจูลหรือ 3 กิโลแคลอรี) เมื่อแม้แต่ดาวเคราะห์น้อยดวงเล็ก “ชน” บนพื้นผิวของพี่ใหญ่ พลังงานทั้งหมดนี้จะถูกปล่อยออกมาทันที และ “เกิดการระเบิดขนาดยักษ์ ชั้นของดาวเคราะห์น้อยที่สัมผัสกันในขณะที่เกิดการชนนั้นถูกบีบอัดอย่างแรงจนบางส่วนกลายเป็นก๊าซและละลายบางส่วน คลื่นกระแทกของการบีบอัดและการทำให้บริสุทธิ์เล็ดลอดออกมาจากจุดที่กระแทกในทุกทิศทางบดขยี้บดและเขย่าสาร เศษและฝุ่นลอยอยู่เหนือดาวเคราะห์น้อยในน้ำพุขนาดใหญ่ ปล่องภูเขาไฟยังคงอยู่บนพื้นผิว และใต้ปล่องภูเขาไฟมีบริเวณหินบดขนาดใหญ่

การศึกษาหลุมอุกกาบาตบนโลก การทดลองระเบิดและการกระแทก (โดยเฉพาะ “การทิ้งระเบิด” ของเป้าหมายจาก วัสดุที่แตกต่างกันลูกบอลความเร็วสูงพิเศษ) ซึ่งดำเนินการในสหภาพโซเวียตและต่างประเทศทำให้สามารถสรุปข้อสรุปได้หลายประการเกี่ยวกับกระบวนการระหว่างการก่อตัวของปล่องภูเขาไฟบนดาวเคราะห์น้อย โดยเฉพาะอย่างยิ่งเมื่อดาวเคราะห์น้อยตกลงบนพื้นผิวที่ประกอบด้วยบล็อกหินขนาดใหญ่เสาหิน (ตัวอย่างเช่น บนพื้นผิวแตกหักใหม่ที่เกิดขึ้นเนื่องจากการบดอัดระหว่างการชนที่รุนแรง) ความเร็วของเศษชิ้นส่วนที่บินควรเป็นร้อย เมตรต่อวินาที หากการตกเกิดขึ้นบนพื้นผิวดาวเคราะห์น้อยซึ่งประกอบด้วยสสารที่ถูกแยกส่วนจากการเผชิญหน้าดาวเคราะห์น้อยอื่นหลายครั้ง เศษดังกล่าวควรกระเจิงด้วยความเร็วที่ต่ำกว่ามาก (หลายสิบเมตรต่อวินาที)

การประมาณการข้างต้นเป็นเพียงความเร็วเฉลี่ยเท่านั้น ในบรรดาชิ้นส่วนนั้นจะมีชิ้นที่เร็วกว่าเสมอ บินด้วยความเร็วที่เกินความเร็วของดาวเคราะห์น้อยที่ตกลงมาและชิ้นที่ช้ากว่า

แม้ว่ามวลของดาวเคราะห์น้อยจะมีขนาดเล็ก แต่ก็ยังสามารถรักษาเศษชิ้นส่วนบางส่วนที่กระเจิงด้วยความเร็วน้อยกว่าความเร็วจักรวาลที่สอง ซึ่งอยู่ที่ประมาณ 600 เมตรต่อวินาทีบนเซรีส และมากกว่า 100 เมตรต่อวินาทีบนจูโน แม้แต่ชิ้นเล็กๆ ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 10 กม. ก็สามารถเก็บเศษชิ้นส่วนด้วยความเร็วสูงสุด 6 เมตร/วินาที

นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ชาวอเมริกัน D. Gault วิเคราะห์ข้อมูลการทดลองเกี่ยวกับการกระจายความเร็วของเศษชิ้นส่วนที่บินได้สรุปว่าสำหรับดาวเคราะห์น้อยที่มีรัศมี 200 กม. ประมาณ 85% ของเศษชิ้นส่วนที่บินอยู่เหนือนั้นไม่สามารถเอาชนะแรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์น้อยได้ ดาวเคราะห์น้อยและตกลงสู่พื้นผิวอีกครั้ง ดาวเคราะห์น้อยที่อยู่ห่างออกไป 100 กม. สามารถเก็บเศษชิ้นส่วนไว้ได้ประมาณครึ่งหนึ่ง จริงอยู่ที่เศษชิ้นส่วนที่พุ่งออกมาจากปล่องภูเขาไฟสามารถบินออกไปจากปล่องภูเขาไฟได้ในระยะทางไกล (บินไปด้านหลังของดาวเคราะห์น้อย) หรือแม้กระทั่งเริ่มเคลื่อนที่ในวงโคจรใกล้ดาวเคราะห์น้อยก็ได้ ดังนั้นการปรากฏตัวของปล่องภูเขาไฟบนดาวเคราะห์น้อยควรมาพร้อมกับการสร้างเมฆหินและฝุ่นในระยะสั้นทั่วทั้งดาวเคราะห์น้อย - "บรรยากาศ" ที่เป็นหิน หลังจากนั้นครู่หนึ่ง เศษและฝุ่นจะเกาะตัวเป็นชั้นบางๆ บนพื้นผิวดาวเคราะห์น้อย

ควรสังเกตว่าสารของดาวเคราะห์น้อยที่ชนกับเซเรสจะปรากฏใน "ชั้น" นี้ในรูปแบบของสิ่งเจือปนที่มองไม่เห็นโดยสิ้นเชิงเนื่องจากปริมาตรของสารที่พุ่งออกมาจากปล่องภูเขาไฟนั้นมากกว่าปริมาตรของ ดาวเคราะห์น้อย "ล้ม"

เรายังไม่มีภาพถ่ายดาวเคราะห์น้อยดวงนี้ที่ถ่ายในระยะห่างจากพื้นผิวมันโดยใช้ยานอวกาศใดๆ เลย แต่จะมีความแตกต่างที่มีนัยสำคัญหรือไม่? รูปร่างดาวเคราะห์น้อยจากดาวเทียมของดาวอังคาร - โฟบอสและดีมอส? ชุดภาพถ่ายที่ถ่ายจากยานอวกาศที่ส่งไปยังดาวอังคารแสดงให้เห็นว่าแม้แต่วัตถุเล็กๆ เหล่านี้ (ขนาดประมาณ 15 และ 6 กม.) ที่โคจรรอบดาวอังคาร ซึ่งห่างไกลจากส่วนที่หนาแน่นที่สุดของแถบดาวเคราะห์น้อย ก็ยังถูกทิ้งระเบิดด้วยเศษดาวเคราะห์น้อยและเต็มไปด้วย หลุมอุกกาบาตทั้งเล็กและใหญ่มีเส้นผ่านศูนย์กลางตั้งแต่หลายกิโลเมตรจนถึงหลายสิบเมตร อาจมีอันเล็กๆ อยู่บนนั้นซึ่งเรามองไม่เห็นในรูปถ่ายที่เราได้รับ ดาวเคราะห์น้อยที่บินเข้าไปในส่วนที่หนาแน่นของแถบดาวเคราะห์น้อยแม้ในช่วงเวลาสั้นๆ อาจแตกต่างจากโฟบอสและดีมอสเพียงตรงที่พวกมันจะมีหลุมอุกกาบาตเพิ่มมากขึ้น

เมื่อดาวเคราะห์น้อยถูกบดขยี้ด้วยการชนกัน “เมฆ” ฝุ่นทั้งหมดจะก่อตัวขึ้นพร้อมกับเศษเล็กเศษน้อย ดังนั้นจึงมักสันนิษฐานว่าแถบดาวเคราะห์น้อยมีความอิ่มตัวอย่างแท้จริง อย่างไรก็ตาม ปรากฏว่าไม่มีฝุ่นในแถบดาวเคราะห์น้อยมากไปกว่าบริเวณด้านในของระบบสุริยะ แต่น้อยกว่านั้นด้วยซ้ำ ดังนั้นแถบดาวเคราะห์น้อยจึงต้องถูกกำจัดฝุ่นอย่างต่อเนื่อง มันเกิดขึ้นเช่นนี้

ภายใต้อิทธิพลของแรงดันแสงของรังสีดวงอาทิตย์ ฝุ่นดาวเคราะห์น้อยที่เล็กที่สุด (ฝุ่นที่มีขนาดหลายไมโครเมตร) ควรทิ้งไว้ในวงโคจรไฮเปอร์โบลิก ระบบสุริยะและอนุภาคขนาดใหญ่จะค่อยๆ ชะลอตัวลงและเคลื่อนเข้าสู่วงโคจรที่เล็กลงเมื่อเทียบกับดวงอาทิตย์ หลายแห่งอาศัยอยู่บนดาวอังคาร โลก ดาวศุกร์ และดาวพุธระหว่างทาง ในขณะที่ส่วนที่เหลือ "พินาศ" บนดวงอาทิตย์ ส่วนประกอบดาวเคราะห์น้อยในฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์มีอยู่ประมาณ 2% (2 10 13 ตัน)

นักวิทยาศาสตร์เชื่อว่ามีดาวเคราะห์น้อยหลายแสนดวงในแถบนี้และโดยรวมแล้ว นอกโลกอาจมีนับล้านคน

ดาวเคราะห์น้อยมีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางตั้งแต่ 6 ม. ถึง 1,000 กม. (แม้ว่าระยะทาง 6 เมตรจะดูค่อนข้างน้อยเมื่อเทียบกับ 1,000 กม. แม้แต่ดาวเคราะห์น้อยเล็กๆ ก็สามารถสร้างผลกระทบที่รุนแรงได้หากตกลงมา )

การเปลี่ยนแปลงเล็กๆ น้อยๆ ในวงโคจรบางครั้งทำให้ดาวเคราะห์น้อยชนกัน ทำให้ชิ้นส่วนเล็กๆ แตกออก

มันเกิดขึ้นที่ชิ้นส่วนเล็ก ๆ เหล่านี้หลุดออกจากวงโคจรและเผาไหม้จนกลายเป็นพื้นโลก แล้วพวกมันก็ถูกเรียกว่า

ดาวเคราะห์น้อย: "เหมือนดวงดาว"

แปลมาได้ประมาณนี้ครับ ชื่อกรีกเทห์ฟากฟ้าเหล่านี้แม้ว่าจะไม่มีอะไรเหมือนกันกับดาวเคราะห์น้อยก็ตาม

ดังนั้น แถบดาวเคราะห์น้อยจึงไม่ใช่เศษที่เหลือของดาวเคราะห์ แต่เป็นดาวเคราะห์ที่ไม่เคย "จัดการ" ให้ก่อตัวเนื่องจากอิทธิพลของดาวพฤหัสบดีและดาวเคราะห์ยักษ์อื่นๆ

ภัยคุกคามจากวงโคจร

เคลื่อนที่ในระบบสุริยะ เป็นจำนวนมากดาวเคราะห์น้อยและอุกกาบาตขนาดใหญ่

ส่วนใหญ่กระจุกตัวอยู่ระหว่างวงโคจรของดาวอังคารและดาวพฤหัสบดี แต่ในบางครั้ง วัตถุอวกาศเหล่านี้บางส่วนก็เปลี่ยนวงโคจรตามปกติเนื่องจากการชนกันหรือการรบกวนจากแรงโน้มถ่วง และจบลงที่ใกล้โลก

สิ่งนี้เกิดขึ้นไม่บ่อยนักกับดาวหาง แต่ดาวเคราะห์น้อยมีอันตรายอย่างแท้จริง ดังนั้นนักดาราศาสตร์จึงติดตามการเคลื่อนที่ของพวกมันอย่างใกล้ชิด

ในอดีตโลกต้องทนต่อการชนกับดาวเคราะห์น้อยขนาดต่างๆ มากกว่าหนึ่งครั้ง นักวิจัยเชื่อว่าผลของเหตุการณ์ดังกล่าวคือการก่อตัวและความตาย

ดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็กที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 20-30 ม. ซึ่งเคลื่อนที่ด้วยความเร็ว 20 กม./วินาที เมื่อตกลงสู่พื้นโลก จะปล่อยพลังงานออกมามากเท่ากับประจุนิวเคลียร์ที่มีความจุ 1 เมกะตันเทียบเท่ากับ TNT

ดาวเคราะห์น้อยขนาดนี้สามารถสร้างความเสียหายขนาดมหึมาได้ แต่อย่าคุกคามโลกด้วยหายนะระดับโลก ดังนั้นความสนใจของ "หน่วยลาดตระเวนสวรรค์" จึงมุ่งเน้นไปที่เทห์ฟากฟ้าขนาดเล็กซึ่งมีขนาดเกินครึ่งกิโลเมตร

หนึ่งในนั้นคือดาวเคราะห์น้อยอะโพฟิสซึ่งค้นพบในปี 2547 ซึ่งจะโคจรเข้าใกล้โลกในปี 2572 ที่ระยะทาง 29,000 กม.

ในเวลาเดียวกัน มีโอกาสประมาณหนึ่งในร้อยที่ดาวเคราะห์น้อยจะชนกับโลกของเรา ดังนั้นขณะนี้การเคลื่อนไหวทั้งหมดของอะโพฟิสในวงโคจรจึงได้รับการตรวจสอบอย่างรอบคอบและมีแผนการพัฒนาสำหรับการทำลายล้างหากความน่าจะเป็นของการชนกันนั้นสูงมาก .

การล่มสลายของวัตถุในจักรวาลเช่น Apophis สู่โลกสามารถนำไปสู่การทำลายล้างหมู่บ้านในรัศมี 300 กม. หมู่บ้านขนาดยักษ์ในทะเลและการเปลี่ยนแปลงสิ่งแวดล้อมที่คาดเดาไม่ได้

ดาวเคราะห์น้อยในแถบไคเปอร์

ตั้งแต่ปี 1992 นักดาราศาสตร์เริ่มค้นพบดาวเคราะห์น้อยในแถบไคเปอร์มากขึ้นเรื่อยๆ ซึ่งปัจจุบันเป็นที่รู้จักมากกว่าพันดวง พวกมันมีองค์ประกอบที่แตกต่างกันไปจากที่ก่อตัวเป็นแถบระหว่างดาวอังคารและดาวพฤหัสบดี

ในแถบดาวเคราะห์น้อยหลัก มีวัตถุสามกลุ่มที่มีความโดดเด่น: ซิลิเกต (เต็มไปด้วยหิน) โลหะและคาร์บอน ดาวเคราะห์น้อยในแถบไคเปอร์ประกอบด้วยเศษซากเกือบทั้งหมด

กล้องโทรทรรศน์สมัยใหม่ไม่ได้ให้ความคิดเกี่ยวกับการปรากฏตัวของดาวเคราะห์น้อยและความใกล้ชิดกับพวกมันเริ่มต้นเมื่อพวกเขาเริ่มเข้าใกล้ดาวเคราะห์น้อยเท่านั้น ดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่กลายเป็นวัตถุที่มีรูปร่างผิดปกติซึ่งปกคลุมไปด้วยอุกกาบาต

นักวิจัยระบุ "ครอบครัว" ในหมู่ดาวเคราะห์น้อย ซึ่งเป็นกลุ่มของดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็กที่มีวงโคจรคล้ายกัน ซึ่งเกิดขึ้นเมื่อดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่ชนกับวัตถุอื่น สามคนมักจะเข้าใกล้วงโคจรของโลก - เหล่านี้คือตระกูลของอามูร์, อพอลโลและเอเทน

ดาวเคราะห์น้อย? ก่อนอื่นผมอยากจะบอกว่านี่คือชื่อของร็อคกี้ ของแข็งซึ่งเคลื่อนที่ในวงโคจรเป็นวงรีรอบดวงอาทิตย์เหมือนดาวเคราะห์ อย่างไรก็ตาม ดาวเคราะห์น้อยในอวกาศมีขนาดเล็กกว่าดาวเคราะห์มาก เส้นผ่านศูนย์กลางของมันอยู่ที่ประมาณภายในขอบเขตต่อไปนี้: จากหลายสิบเมตรถึงหนึ่งพันกิโลเมตร

เมื่อสงสัยว่าดาวเคราะห์น้อยคืออะไร คนๆ หนึ่งจะคิดโดยไม่สมัครใจว่าคำนี้มาจากไหนและหมายถึงอะไร แปลว่า “เหมือนดาว” และถูกนำมาใช้ในศตวรรษที่ 18 โดยนักดาราศาสตร์ชื่อวิลเลียม เฮอร์เชล

ดาวหางและดาวเคราะห์น้อยสามารถมองเห็นได้ว่าเป็นจุดกำเนิดของแสงบางดวง ไม่ว่าจะสว่างมากหรือน้อยก็ตาม แม้ว่าข้อมูลจะอยู่ในช่วงที่มองเห็นได้ แต่ข้อมูลจะไม่ปล่อยสิ่งใดออกมา แต่จะสะท้อนเฉพาะแสงแดดที่ตกกระทบเท่านั้น ควรสังเกตว่าดาวหางแตกต่างจากดาวเคราะห์น้อย ประการแรกคือรูปลักษณ์ที่แตกต่างกันของพวกเขา ดาวหางสามารถจดจำได้ง่ายจากแกนกลางที่ส่องแสงเจิดจ้าและหางที่ยื่นออกมาจากดาวหาง

ดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่ที่นักดาราศาสตร์รู้จักในปัจจุบันเคลื่อนที่ระหว่างวงโคจรของดาวพฤหัสบดีและดาวอังคารที่ระยะห่างประมาณ 2.2-3.2 AU จ. (นั่นคือจากดวงอาทิตย์จนถึงปัจจุบันนักวิทยาศาสตร์ได้ค้นพบดาวเคราะห์น้อยประมาณ 20,000 ดวง มีการลงทะเบียนเพียงห้าสิบเปอร์เซ็นต์ ดาวเคราะห์น้อยที่ลงทะเบียนคืออะไร เหล่านี้คือเทห์ฟากฟ้าที่ได้รับการกำหนดหมายเลขและบางครั้งก็เป็นชื่อที่ถูกต้องด้วยซ้ำ วงโคจรของพวกมันคำนวณได้อย่างแม่นยำมาก ควรสังเกตว่าเทห์ฟากฟ้าเหล่านี้มักจะมีชื่อที่ผู้ค้นพบกำหนดไว้ ตามกฎแล้ว ชื่อของดาวเคราะห์น้อยนั้นถูกนำมาใช้ตั้งแต่สมัยโบราณ ตำนานเทพเจ้ากรีก.

โดยทั่วไป จากคำจำกัดความข้างต้น จะเห็นได้ชัดว่าดาวเคราะห์น้อยคืออะไร อย่างไรก็ตาม มีอะไรอีกที่เป็นลักษณะเฉพาะของพวกเขา?

จากการสังเกตการณ์เทห์ฟากฟ้าเหล่านี้ผ่านกล้องโทรทรรศน์จึงถูกค้นพบ ความจริงที่น่าสนใจ. ความสว่าง ปริมาณมากดาวเคราะห์น้อยสามารถเปลี่ยนแปลงได้และใช้เวลาหลายวันหรือหลายชั่วโมงในระยะเวลาอันสั้น นักวิทยาศาสตร์ตั้งสมมติฐานมานานแล้วว่าการเปลี่ยนแปลงความสว่างของดาวเคราะห์น้อยเกี่ยวข้องกับการหมุนรอบตัวเอง ควรสังเกตว่าสิ่งแรกคือถูกกำหนดโดยรูปแบบที่ผิดปกติ และภาพถ่ายแรกที่จับภาพเทห์ฟากฟ้าเหล่านี้ (ภาพถ่ายถูกถ่ายด้วยความช่วยเหลือของทฤษฎีนี้) ยืนยันทฤษฎีนี้และยังแสดงให้เห็นสิ่งต่อไปนี้: พื้นผิวของดาวเคราะห์น้อยเต็มไปด้วยหลุมอุกกาบาตลึกและหลุมอุกกาบาตขนาดต่างๆ

ดาวเคราะห์น้อยที่ใหญ่ที่สุดที่ค้นพบในระบบสุริยะของเรา ก่อนหน้านี้ถือเป็นเทห์ฟากฟ้าเซเรส ซึ่งมีขนาดประมาณ 975 x 909 กิโลเมตร แต่ตั้งแต่ปี 2549 เป็นต้นมา ก็ได้รับสถานะที่แตกต่างออกไป และเริ่มมีชื่อเรียกว่า และดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่อีก 2 ดวง (เรียกว่า พัลลัส และเวสต้า) มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 500 กิโลเมตร! ควรสังเกตข้อเท็จจริงที่น่าสนใจอีกประการหนึ่งด้วย ความจริงก็คือเวสต้าเป็นดาวเคราะห์น้อยเพียงดวงเดียวที่สามารถสังเกตได้ด้วยตาเปล่า

ดาวเคราะห์น้อย ดาวเคราะห์น้อยในภาษากรีก แปลว่า เหมือนดวงดาว- วัตถุจักรวาลขนาดเล็กที่มีรูปร่างผิดปกติ ล้อมรอบดวงอาทิตย์ในวงโคจรต่างๆ วัตถุเหล่านี้มีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า 30 เมตร และไม่มีบรรยากาศเป็นของตัวเอง

ส่วนใหญ่อยู่ในแถบซึ่งทอดยาวระหว่างวงโคจรของดาวพฤหัสบดีและ สายพานมีรูปร่างคล้ายพรู และความหนาแน่นลดลงเกินระยะ 3.2 AU

จนถึงวันที่ 24 สิงหาคม พ.ศ. 2549 เซเรสถือเป็นดาวเคราะห์น้อยที่ใหญ่ที่สุด (975x909 กม.) แต่พวกเขาตัดสินใจเปลี่ยนสถานะโดยกำหนดให้เป็นดาวเคราะห์แคระ และมวลรวมของวัตถุทั้งหมดในแถบหลักมีขนาดเล็ก - 3.0 - 3.6.1021 กก. ซึ่งน้อยกว่ามวล 25 เท่า

ภาพถ่ายดาวเคราะห์แคระเซเรส

โฟโตมิเตอร์ที่มีความไวช่วยให้สามารถศึกษาการเปลี่ยนแปลงความสว่างของวัตถุในจักรวาลได้ ผลลัพธ์ที่ได้คือเส้นโค้งแสง จากรูปร่างที่คุณสามารถกำหนดระยะเวลาการหมุนของดาวเคราะห์น้อยและตำแหน่งของแกนการหมุนของมันได้ ความถี่มีตั้งแต่หลายชั่วโมงจนถึงหลายร้อยชั่วโมง เส้นโค้งแสงยังสามารถช่วยกำหนดรูปร่างดาวเคราะห์น้อยได้ เฉพาะวัตถุที่ใหญ่ที่สุดเท่านั้นที่จะมีรูปร่างเป็นลูกบอล ส่วนที่เหลือจะมีรูปร่างที่ไม่ปกติ

จากลักษณะของการเปลี่ยนแปลงความสว่าง สามารถสันนิษฐานได้ว่าดาวเคราะห์น้อยบางดวงมีดาวเทียม ในขณะที่ดวงอื่นๆ มี ระบบคู่หรือร่างกายที่กลิ้งไปมาบนพื้นผิวของกันและกัน

วงโคจรของดาวเคราะห์น้อยเปลี่ยนแปลงไปภายใต้อิทธิพลอันทรงพลังของดาวเคราะห์ต่างๆ และดาวพฤหัสบดีก็มีอิทธิพลอย่างมากต่อวงโคจรของพวกมันเป็นพิเศษ มันนำไปสู่ความจริงที่ว่ามีโซนทั้งหมดที่ไม่มีดาวเคราะห์ดวงเล็กอยู่ และหากพวกมันไปถึงที่นั่นได้ มันก็เป็นเพียงช่วงเวลาสั้น ๆ เท่านั้น โซนดังกล่าวเรียกว่าฟักหรือช่องว่างเคิร์กวูดสลับกับพื้นที่ที่เต็มไปด้วย ร่างกายของจักรวาลสร้างครอบครัว ส่วนหลักของดาวเคราะห์น้อยแบ่งออกเป็นตระกูลซึ่งน่าจะก่อตัวมาจากบดขยี้ร่างกายที่ใหญ่ขึ้นคลัสเตอร์เหล่านี้ตั้งชื่อตามสมาชิกที่ใหญ่ที่สุด

ที่ระยะห่างหลัง 3.2 AU ดาวเคราะห์น้อยสองฝูง ได้แก่ โทรจันและกรีก กำลังโคจรอยู่ในวงโคจรของดาวพฤหัสบดี ฝูงหนึ่ง (กรีก) แซงหน้ายักษ์ก๊าซ ในขณะที่อีกฝูง (โทรจัน) ล้าหลัง กลุ่มเหล่านี้เคลื่อนที่ค่อนข้างคงที่เนื่องจากตั้งอยู่ที่ "จุดลากรองจ์" ซึ่งแรงโน้มถ่วงที่กระทำต่อจุดเหล่านั้นมีค่าเท่ากัน มุมการลู่ออกจะเท่ากัน - 60° โทรจันก็สามารถสะสมไว้ได้ เป็นเวลานานภายหลังวิวัฒนาการของการชนกันของดาวเคราะห์น้อยต่างๆ แต่มีวงศ์อื่น ๆ ที่มีวงโคจรใกล้กันมาก ซึ่งเกิดจากการสลายตัวของพ่อแม่เมื่อเร็ว ๆ นี้ วัตถุดังกล่าวคือตระกูลฟลอราซึ่งมีสมาชิกประมาณ 60 คน

ปฏิสัมพันธ์กับโลก

ไม่ไกลจากขอบด้านในของแถบหลักจะมีกลุ่มของวัตถุซึ่งมีวงโคจรสามารถตัดกับวงโคจรของโลกและดาวเคราะห์ภาคพื้นดินได้ วัตถุหลัก ได้แก่ กลุ่มอพอลโล อามูร์ และเอเทน วงโคจรของพวกมันไม่เสถียร ขึ้นอยู่กับอิทธิพลของดาวพฤหัสบดีและดาวเคราะห์ดวงอื่นๆ การแบ่งดาวเคราะห์น้อยออกเป็นกลุ่มนั้นค่อนข้างจะไร้เหตุผลเพราะพวกมันสามารถเคลื่อนที่จากกลุ่มหนึ่งไปอีกกลุ่มหนึ่งได้ วัตถุดังกล่าวข้ามวงโคจรของโลก ทำให้เกิดภัยคุกคาม วงโคจรของโลกถูกข้ามเป็นระยะโดยวัตถุประมาณ 2,000 ชิ้นซึ่งมีขนาดมากกว่า 1 กม.

พวกมันเป็นชิ้นส่วนของดาวเคราะห์น้อยที่มีขนาดใหญ่กว่าหรือนิวเคลียสของดาวหางซึ่งน้ำแข็งทั้งหมดระเหยไป ในอีก 10 - 100 ล้านปี วัตถุเหล่านี้จะตกลงบนโลกที่ดึงดูดพวกมันหรือบนดวงอาทิตย์อย่างแน่นอน

ดาวเคราะห์น้อยในอดีตของโลก

เหตุการณ์ที่มีชื่อเสียงที่สุดในประเภทนี้คือการล่มสลายของดาวเคราะห์น้อยเมื่อ 65 ล้านปีก่อน ซึ่งเป็นช่วงที่สิ่งมีชีวิตครึ่งหนึ่งบนโลกเสียชีวิตลง เชื่อกันว่าขนาดของศพที่ตกลงมานั้นยาวประมาณ 10 กม. และจุดศูนย์กลางคืออ่าวเม็กซิโก นอกจากนี้ยังมีการค้นพบร่องรอยปล่องภูเขาไฟยาวร้อยกิโลเมตรบน Taimyr (ทางโค้งของแม่น้ำ Popigai) มีแอสโทรเบลมประมาณ 230 ชิ้นบนพื้นผิวดาวเคราะห์ - การก่อตัวของวงแหวนกระแทกขนาดใหญ่

สารประกอบ

ดาวเคราะห์น้อยสามารถจำแนกได้ตามองค์ประกอบทางเคมีและสัณฐานวิทยา การกำหนดขนาดของวัตถุขนาดเล็กเช่นดาวเคราะห์น้อยในระบบสุริยะอันกว้างใหญ่ซึ่งไม่ปล่อยแสงออกมานั้นเป็นเรื่องยากมาก ซึ่งช่วยในการใช้วิธีการโฟโตเมตริก - การวัดความสว่างของเทห์ฟากฟ้า คุณสมบัติของดาวเคราะห์น้อยนั้นพิจารณาจากคุณสมบัติและธรรมชาติของแสงสะท้อน ดังนั้น เมื่อใช้วิธีนี้ ดาวเคราะห์น้อยทั้งหมดจึงถูกแบ่งออกเป็นสามกลุ่ม:

1. คาร์บอน– ประเภท C มีมากที่สุด – 75% สะท้อนแสงได้ไม่ดีและตั้งอยู่ด้านนอกของสายพาน
2. แซนดี้– แบบ S ตัวนี้จะสะท้อนแสงได้แรงกว่าและอยู่ในโซนด้านใน
3. โลหะ– ประเภท M การสะท้อนแสงจะคล้ายกับกลุ่ม S และอยู่ในโซนกลางของสายพาน

องค์ประกอบของดาวเคราะห์น้อยก็คล้ายกันเพราะอันหลังนั้นเป็นเพียงเศษเสี้ยวของมันจริงๆ องค์ประกอบทางแร่วิทยาไม่หลากหลาย ระบุแร่ธาตุได้เพียง 150 ชนิด ขณะที่บนโลกยังมีมากกว่า 1,000 ชนิด

แถบดาวเคราะห์น้อยอื่นๆ

วัตถุอวกาศที่คล้ายกันมีอยู่นอกวงโคจร มีอยู่ค่อนข้างมากในบริเวณรอบนอกของระบบสุริยะ นอกเหนือจากวงโคจรของดาวเนปจูนแล้วยังมีแถบไคเปอร์ซึ่งประกอบด้วยวัตถุหลายร้อยชิ้นที่มีขนาดตั้งแต่ 100 ถึง 800 กม.

ระหว่างแถบไคเปอร์และแถบดาวเคราะห์น้อยหลักมีวัตถุที่คล้ายกันอีกกลุ่มที่อยู่ใน "คลาสเซนทอร์" ตัวแทนหลักของพวกเขาคือดาวเคราะห์น้อย Chiron ซึ่งบางครั้งแกล้งทำเป็นดาวหาง กลายเป็นโคม่าและกางหางออก ประเภทสองหน้านี้มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 200 กม. และเป็นข้อพิสูจน์ว่าดาวหางและดาวเคราะห์น้อยมีอะไรที่เหมือนกันหลายอย่าง

สมมติฐานต้นกำเนิด

ดาวเคราะห์น้อยคืออะไร - ชิ้นส่วนของดาวเคราะห์ดวงอื่นหรือโปรโตสสาร? นี่ยังคงเป็นปริศนาที่ผู้คนพยายามไขปริศนามาเป็นเวลานาน ต่อไปนี้เป็นสมมติฐานหลักสองประการ:

การระเบิดของดาวเคราะห์เวอร์ชันโรแมนติกที่สุดคือ Phaeton ดาวเคราะห์ในตำนานที่กำลังระเบิด คาดว่าน่าจะอาศัยอยู่โดยสิ่งมีชีวิตที่ชาญฉลาดที่เข้ามาถึง ระดับสูงชีวิต. แต่มันโพล่งออกมา สงครามนิวเคลียร์ซึ่งทำลายโลกไปในที่สุด แต่การศึกษาโครงสร้างและองค์ประกอบของอุกกาบาตพบว่าสสารของดาวเคราะห์เพียงดวงเดียวไม่เพียงพอสำหรับความหลากหลายดังกล่าว และอายุของอุกกาบาตตั้งแต่หนึ่งล้านถึงหลายร้อยล้านปี แสดงให้เห็นว่าการแตกตัวของดาวเคราะห์น้อยนั้นยืดเยื้อยาวนานขึ้น และดาวเคราะห์ Phaeton ก็เป็นเพียงเทพนิยายที่สวยงาม

การชนกันของวัตถุก่อกำเนิดดาวเคราะห์สมมติฐานนี้มีชัย มันอธิบายที่มาของดาวเคราะห์น้อยได้อย่างน่าเชื่อถือ ดาวเคราะห์ก่อตัวขึ้นจากกลุ่มเมฆก๊าซและฝุ่น แต่ในภูมิภาคระหว่างดาวพฤหัสและดาวอังคาร กระบวนการดังกล่าวสิ้นสุดลงด้วยการสร้างวัตถุก่อกำเนิดดาวเคราะห์ จากการชนกันของดาวเคราะห์น้อย มีเวอร์ชันหนึ่งที่ดาวเคราะห์ดวงเล็กที่ใหญ่ที่สุดนั้นเป็นเอ็มบริโอของดาวเคราะห์ที่ไม่สามารถก่อตัวได้วัตถุดังกล่าว ได้แก่ เซเรส เวสต้า พัลลาส

ดาวเคราะห์น้อยที่ใหญ่ที่สุด

เซเรสเป็นวัตถุที่ใหญ่ที่สุดในแถบดาวเคราะห์น้อย โดยมีเส้นผ่านศูนย์กลาง 950 กม. มวลของมันมีค่าเกือบหนึ่งในสามของมวลรวมของวัตถุทั้งหมดในสายพาน เซเรสประกอบด้วยแกนหินที่ล้อมรอบด้วยเสื้อคลุมน้ำแข็ง สันนิษฐานว่ามีน้ำของเหลวอยู่ใต้น้ำแข็ง ดาวเคราะห์แคระโคจรรอบดวงอาทิตย์ทุก ๆ 4.6 ปีด้วยความเร็ว 18 กม./วินาที ระยะเวลาการหมุนของมันคือ 9.15 ชั่วโมง และความหนาแน่นเฉลี่ยคือ 2 g/cm3

พัลลาส.วัตถุที่ใหญ่เป็นอันดับสองในแถบดาวเคราะห์น้อย แต่ด้วยการย้ายเซเรสไปเป็นดาวเคราะห์แคระ มันจึงกลายเป็นดาวเคราะห์น้อยที่ใหญ่ที่สุด พารามิเตอร์ของมันคือ 582x556x500 กม. การบินผ่านดาวฤกษ์ใช้เวลา 4 ปีด้วยความเร็ว 17 กม./วินาที หนึ่งวันบน Pallas ยาว 8 ชั่วโมง และอุณหภูมิพื้นผิวอยู่ที่ 164° K

เวสต้า.ดาวเคราะห์น้อยดวงนี้กลายเป็นดาวเคราะห์ที่สว่างที่สุดและเป็นดวงเดียวที่สามารถมองเห็นได้โดยไม่ต้องใช้เลนส์ ขนาดของร่างกายคือ 578x560x458 กม. และมีเพียงรูปร่างที่ไม่สมมาตรเท่านั้นที่ไม่อนุญาตให้เวสต้าถูกจัดประเภทเป็นดาวเคราะห์แคระ ข้างในเป็นแกนเหล็ก-นิกเกิล และรอบๆ เป็นเสื้อคลุมหิน

เวสต้ามีหลุมอุกกาบาตขนาดใหญ่หลายแห่ง โดยหลุมที่ใหญ่ที่สุดมีเส้นผ่านศูนย์กลาง 460 กม. และตั้งอยู่ใกล้ขั้วโลกใต้ ความลึกของการก่อตัวนี้สูงถึง 13 กม. และขอบของมันสูงขึ้นเหนือที่ราบโดยรอบ 4–12 กม.

เยฟเจเนีย.นี่เป็นดาวเคราะห์น้อยขนาดค่อนข้างใหญ่ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 215 กม. เป็นเรื่องที่น่าสนใจเพราะมีดาวเทียมสองดวง ได้แก่ เจ้าชายน้อย (13 กม.) และ S/2004 (6 กม.) ห่างจาก Evgenia 1,200 และ 700 กม. ตามลำดับ

กำลังเรียน

การศึกษาดาวเคราะห์น้อยอย่างละเอียดเริ่มต้นด้วยยานอวกาศไพโอเนียร์ แต่อุปกรณ์กาลิเลโอเป็นเครื่องแรกที่ถ่ายภาพวัตถุกัสปราและไอดาในปี 1991 การตรวจสอบโดยละเอียดยังดำเนินการโดยอุปกรณ์ NEAR Shoemaker และ Hayabusa เป้าหมายของพวกเขาคืออีรอส มาทิลด้า และอิโตคาวะ อนุภาคของดินถูกส่งมาจากรุ่นหลังด้วยซ้ำ ในปี พ.ศ. 2550 สถานี Dawn ออกเดินทางสู่เวสตาและเซเรส ถึงเวสต้าในวันที่ 16 กรกฎาคม พ.ศ. 2554 ปีนี้สถานีน่าจะไปถึงเซเรส จากนั้นจะพยายามไปถึงพัลลาส

ไม่น่าเป็นไปได้ที่จะพบสิ่งมีชีวิตใด ๆ บนดาวเคราะห์น้อย แต่มีสิ่งที่น่าสนใจมากมายอยู่ที่นั่น คุณสามารถคาดหวังได้มากมายจากวัตถุเหล่านี้ แต่คุณไม่ต้องการเพียงสิ่งเดียว: การมาถึงโดยไม่คาดคิดเพื่อมาเยี่ยมเรา

ดาวเคราะห์น้อยจำนวนมากที่นักวิทยาศาสตร์ค้นพบ (ประมาณ 98%) ตั้งอยู่ระหว่างวงโคจรดาวเคราะห์ของดาวพฤหัสบดีและดาวอังคาร ระยะห่างจากดาวฤกษ์จะแตกต่างกันไประหว่าง 2.06-4.30 AU นั่นคือสำหรับช่วงการหมุนเวียนความผันผวนจะมีช่วงต่อไปนี้ - 2.9-8.92 ปี ในกลุ่มดาวเคราะห์น้อยมีดาวเคราะห์ที่มีวงโคจรเฉพาะตัว ดาวเคราะห์น้อยเหล่านี้มักจะได้รับ ชื่อผู้ชาย. ชื่อที่ได้รับความนิยมมากที่สุดคือวีรบุรุษแห่งเทพนิยายกรีก - Eros, Icarus, Adonis, Hermes ดาวเคราะห์น้อยเหล่านี้เคลื่อนที่ออกนอกแถบดาวเคราะห์น้อย ระยะทางจากโลกแตกต่างกันไป ดาวเคราะห์น้อยสามารถเข้าใกล้มันได้ที่ 6 - 23 ล้านกม. วิธีการมายังโลกที่ไม่เหมือนใครเกิดขึ้นในปี พ.ศ. 2480 ดาวเคราะห์น้อยเฮอร์มีสเข้าใกล้มันด้วยระยะทาง 580,000 กม. ระยะห่างนี้เป็นระยะทาง 1.5 เท่าของระยะห่างของดวงจันทร์จากโลก

เวสต้าถือเป็นดาวเคราะห์น้อยที่สว่างที่สุด (ประมาณ 6 เมตร) ดาวเคราะห์น้อยมวลมากมีแสงสว่างจ้ามากในช่วงที่มีการต่อต้าน (7 ม. - 16 ม.)

เส้นผ่านศูนย์กลางของดาวเคราะห์น้อยคำนวณจากความสว่างและความสามารถในการสะท้อนรังสีที่มองเห็นและรังสีอินฟราเรด
จากรายชื่อ 3.5 พันดวง มีดาวเคราะห์น้อยเพียง 14 ดวงเท่านั้นที่มีขนาดตามขวางเกิน 250 กม. ที่เหลือนั้นเจียมเนื้อเจียมตัวกว่ามากมีดาวเคราะห์น้อยที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 0.7 กม. ด้วยซ้ำ ดาวเคราะห์น้อยที่ใหญ่ที่สุดที่รู้จัก– Ceres, Pallas, Vesta และ Hygia (จาก 1,000 ถึง 450 กม.) ดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็กไม่มีรูปร่างเป็นทรงกลม แต่จะคล้ายกับบล็อกที่ไม่มีรูปร่างมากกว่า

มวลดาวเคราะห์น้อยก็ผันผวนเช่นกัน มวลที่ใหญ่ที่สุดถูกกำหนดไว้สำหรับเซเรส ซึ่งมีขนาดเล็กกว่าขนาดดาวเคราะห์โลกถึง 4,000 เท่า มวลของดาวเคราะห์น้อยทั้งหมดยังน้อยกว่ามวลของโลกของเราและเป็นหนึ่งในพันส่วนด้วย
ดาวเคราะห์น้อยทุกดวงไม่มีชั้นบรรยากาศ บางส่วนมีการหมุนตามแนวแกนซึ่งพิจารณาจากการเปลี่ยนแปลงความสว่างที่บันทึกไว้เป็นประจำ ดังนั้น พัลลัสจึงมีคาบการหมุน 7.9 ชั่วโมง และอิคารัสหมุนได้ในเวลาเพียง 2 ชั่วโมง 16 นาที

ตามความสามารถในการสะท้อนแสงของดาวเคราะห์น้อย พวกมันถูกรวมกันเป็น 3 กลุ่ม ได้แก่ โลหะ สว่าง และมืด กลุ่มสุดท้ายประกอบด้วยดาวเคราะห์น้อยที่มีพื้นผิวสามารถสะท้อนแสงตกกระทบจากดวงอาทิตย์ได้ไม่เกิน 5% พื้นผิวของมันเกิดจากหินที่มีลักษณะคล้ายคาร์บอนและหินบะซอลต์สีดำ นั่นคือสาเหตุที่ดาวเคราะห์น้อยสีเข้มถูกเรียกว่าคาร์บอน

การสะท้อนของดาวเคราะห์น้อยสีอ่อนจะสูงที่สุด (10-25%) เทห์ฟากฟ้าเหล่านี้มีพื้นผิวคล้ายกัน สารประกอบซิลิกอน. พวกมันถูกเรียกว่าดาวเคราะห์น้อยที่เป็นหิน ดาวเคราะห์น้อยที่เป็นโลหะมีน้อยที่สุด มีลักษณะคล้ายกับแสงพื้นผิวของวัตถุเหล่านี้ชวนให้นึกถึงโลหะผสมของเหล็กและนิกเกิลมากกว่า

ความถูกต้องของการจำแนกประเภทนี้ได้รับการยืนยันแล้ว องค์ประกอบทางเคมีอุกกาบาตที่ตกลงสู่พื้นผิวโลก มีดาวเคราะห์น้อยกลุ่มเล็กๆ ที่ไม่สามารถจำแนกตามเกณฑ์นี้ได้ อัตราส่วนเปอร์เซ็นต์ของดาวเคราะห์น้อยทั้ง 3 กลุ่มมีดังนี้: มืด (ประเภท C) - 75%, แสง (ประเภท S) - 15% และ 10% โลหะ (ประเภท M)

การสะท้อนกลับขั้นต่ำของดาวเคราะห์น้อยคือ 3-4% และสูงสุดถึง 40% ของ จำนวนทั้งหมดแสงที่ตกกระทบ. ดาวเคราะห์น้อยที่หมุนรอบเร็วที่สุด ขนาดเล็กพวกมันมีรูปร่างที่หลากหลายมาก สันนิษฐานว่าประกอบด้วยวัสดุที่ก่อตัวระบบสุริยะ ข้อสันนิษฐานนี้ได้รับการยืนยันจากการเปลี่ยนแปลงประเภทดาวเคราะห์น้อยที่โดดเด่นซึ่งอยู่ในแถบดาวเคราะห์น้อยที่มีระยะห่างจากดวงอาทิตย์
ในการเคลื่อนที่ของพวกมัน ดาวเคราะห์น้อยจะชนกันอย่างหลีกเลี่ยงไม่ได้และกระจัดกระจายเป็นชิ้นเล็ก ๆ

ความกดดันภายในดาวเคราะห์น้อยไม่สูงนัก ดังนั้นจึงตรวจไม่พบความร้อนของพวกมัน พื้นผิวอาจร้อนขึ้นเล็กน้อยภายใต้อิทธิพลของแสงแดด แต่ความร้อนนี้จะไม่คงอยู่และเข้าสู่อวกาศ คำนวณแล้ว ตัวชี้วัดอุณหภูมิพื้นผิวดาวเคราะห์น้อยช่วงตั้งแต่ -120 °C ถึง -100 °C อุณหภูมิที่เพิ่มขึ้นอย่างมีนัยสำคัญ เช่น สูงถึง +730 °C (อิคารัส) สามารถบันทึกได้เมื่อเข้าใกล้ดวงอาทิตย์เท่านั้น หลังจากที่ดาวเคราะห์น้อยถูกนำออกไป จะเกิดการเย็นลงอย่างรวดเร็ว