Astronomija

Ar asteroidai turi gravitacinį lauką?

Ar asteroidai turi gravitacinį lauką?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Žinau, kad asteroidai yra didžiuliai uolienų gabalai, skriejantys aplink Saulės sistemą. Ar asteroidai turi gravitacinį lauką ir ar jie gravitaciškai traukia vienas kitą formuoti planetas?


Pagal apibrėžimą gravitacija yra masės rezultatas. Bet kuris kūnas, kurio masė nėra nulis (net ir atomai), turės gravitacinį lauką. Kuo didesnė masė, tuo stipresnis bus laukas. Tai yra klasikinės mechanikos pagrindas. Kol nepasieksime kvantinės skalės, kur gravitacinėje jėgoje vyrauja kitos 3 jėgos, o gravitacijos laukas tampa nebesvarbus.

Kalbant apie asteroidų granuliacinį lauką, jis egzistuoja, tačiau yra labai silpnas. Tačiau per kelis milijonus metų šie maži asteroidai sujungiami ir sudaro dideles kūno mases, kurias dabar vadiname planetomis. Tai yra viena iš ryškiausių Saulės sistemos formavimosi teorijų, kai mažų dulkių dalelių, susidariusių iš pirmosios mūsų kartos, griaunama žvaigždė per tam tikrą laiką susikaupė, kad gautų tai, ką dabar žinome kaip savo Saulės sistemą. Pagalvokite apie tai taip: kiekviena planeta, kurią dabar matote, kažkada jos evoliucijos metu būtų buvusi asteroidu.

Kitas tai patvirtinantis įrodymas yra daugybė dvinarių asteroidų, kurie skrieja vienas šalia kito aplink bendrą masės centrą, o tam reikia gravitacinės traukos.


Aišku. Bet koks masė turi savo gravitacijos lauką. Tačiau jo dydis yra proporcingas masei, todėl, kadangi dauguma asteroidų turi mažai masės, jie turi mažai gravitacinio lauko, todėl vienas kitą traukia tik labai nežymiai, todėl poveikis nėra pakankamas, kad jie susikauptų.

Paprastai jų impulsų / greičio skirtumas yra per didelis, kad būtų pašalintas dėl nedidelio gravitacijos tarp jų.


Tikrai! Viskas, ką matai aplinkui, turi masę, tavo šuo, namai, automobilis ar pats, jie visi turi gravitacinį lauką ir gravitaciškai traukia viską, kas yra aplinkui. Ir viskas aplink juos daro tą traukos jėgą. Tačiau ši trauka yra tokia silpna, kad negalime jos suvokti savo jausmais. Gravitacija yra tiesioginis masės rezultatas ir kuo didesnė objekto masė, tuo didesnė jo traukos jėga.

Galite ekstrapoliuoti šią paradigmą viskam, kas egzistuoja kosmose! Nuo mažiausių dulkių ir kometų dalelių iki didžiausių žvaigždžių ir galaktikų. Asteroidas, kuris atsitrenkia į planetą, pritraukia planetos traukos jėgą, tačiau tuo pačiu metu asteroidas pritraukia planetą. Galų gale planetos taip auga.

Visi dangaus kūnai mūsų danguje neegzistuotų, jei jie neturėtų jokio gravitacijos lauko. (1) Mažos dulkių dalelės susiduria viena su kita, formuodamos didesnes uolienas. (2) Didesnės uolienos susiduria toliau viena kitai (arba, jei jos yra pakankamai didelės - kelios dešimtys metrų gali pritraukti viena kitą), kad susidarytų kometos ir asteroidai. (3) Savo ruožtu kometos ir asteroidai susijungs su kitais asteroidais ir uolienomis ir sudarys nykštukines planetas bei kitas sausumos planetas. (4) Jei tos planetos įgaus daugiau masės, jos galės pritraukti dujas ir suformuos dujų milžinus. (5) Ir jei dujų milžinės įgaus dar daugiau masės, jos pavirs mažesnėmis ar didesnėmis žvaigždėmis.


Jūs uždavėte du klausimus.

Ar asteroidai turi gravitacinį lauką.

Žinoma. Net mikroskopinis dulkių grūdelis turi gravitacinį lauką.

Ar jie gravitaciškai traukia vienas kitą formuoti planetas?

Jau nebe. Formuojantis Saulės sistemai, į asteroidą panašūs ir į kometas panašūs objektai susidūrė, kad pastatytų didesnius objektus, kurie, savo ruožtu, susidarė dar didesniems objektams ir pan., Ilgainiui pastatydami milžiniškų planetų, o vėliau ir antžeminių planetų šerdis. Bet tas etapas baigėsi seniai, netrukus po Saulės sistemos susikūrimo.

Asteroidai, žinoma, traukia kitus objektus, tačiau ši trauka yra tokia silpna dėl mažų asteroidų masių, kad ją lengvai užgožia kitos trukdančios jėgos. Didžioji dauguma asteroidų yra tarp Marso ir Jupiterio, o Jupiteris yra pagrindinis kaltininkas paaiškinant, kodėl tame tarpelyje nėra nė vienos planetos.

Kai susiduria du astronominiai kūnai, vienas iš rezultatų yra grynai neelastingas susidūrimas, dėl kurio du kūnai sudaro vieną kūną. Tai atsitinka tik esant gana lengvam susidūrimui. Energingesnis susidūrimas sukels tam tikrą masę. Dar energingesnis susidūrimas sukels daugybę masių; susidūrę kūnai tampa daug mažesnių kūnų. Išskyrus keletą išimčių, pastarieji yra tai, kas šiandien vyksta tarp asteroidų ir pastaruosius keturis plius milijardus metų.

Jupiteris yra toks didžiulis nerimą keliantis kūnas, kad susidūrimai asteroido juostoje paprastai yra labai energingi. Užuot suformavęs vis didesnius kūnus, asteroidų diržas pamažu skaidomas į vis mažesnius kūnus. Kai kurie iš šių susidūrimo kūnų yra išmesti iš Saulės sistemos dėl sąveikos su Jupiteriu. Mažiausi šių susidūrimų rezultatai migruoja į saulę dėl Poyntingo-Robertsono efekto.


Kaip kometos ir asteroidai išvengia kitų Saulės sistemos subjektų traukos?

Kometos patenka į elipsės formos orbitą gravitacinės saulės jėgos pagalba. Paprastai kometos turi pakankamai energijos, kad galėtų pabėgti ir persikelti atgal į gilią erdvę už įprasto Saulės sistemos spindulio. Tačiau kometas sunaikina karštis ir saulės sunkis. (Manoma, kad kometų gyvenimo trukmė yra tik 5–10 000 metų, o gal ir 20 000)

Manoma, kad kometa nesugebėjo ištrūkti iš gravitacinio žemės lauko ir 1900-ųjų pradžioje smogė Sibirui. Kometos susidūrimas gali būti atsakingas už kitas katastrofas žemės istorijoje.

Ne visi astroidai taip pat išvengia kitų subjektų traukos. Mėnulis yra vazonas, pažymėtas krateriais, susidariusiais dėl astroidinių susidūrimų. Manoma, kad Meksikos įlanka yra didžiulio asteroidinio susidūrimo, dėl kurio masinis dinozaurų išnykimas, rezultatas.

Didelis kometų ir astroidų greitis paprastai leidžia jiems išvengti saulės ir kitų planetų traukos. Tačiau daugelis astroidų ir kometų susiduria su kitais Saulės sistemos objektais


Asteroidų pažinimas „ADLIVE 2021“

Pirmasis asteroidų atradimas 1800-aisiais paskatino smalsumo potvynius dėl jų sudėties ir vaidmens formuojantis mūsų Saulės sistemai. 1995 m. Mokslininkai pirmą kartą iš arti pažvelgė į asteroidus, kai erdvėlaivis „Galileo“ leidosi link Jupiterio, toliau viliodamas astronomus ir planetų mokslininkus. Tačiau 1996 m. Vasario 17 d. Asteroidų tyrimas iš tikrųjų pasikeitė visiems laikams.

Data buvo ta, kai NASA pradėjo „NEAR-Shoemaker“ misiją į asteroidą „Eros“. Tai buvo pirmoji skirta asteroido misija ir šios misijos rezultatai pradėjo šiuolaikinę asteroidų tyrimo erą.

Stereoskopiniai asteroido Ryugu vaizdai. Kreditas: Brianas May

Šiame antrajame Asteroidų dienos LIVE 2021 segmente mes pažinsime asteroidus geriau nei bet kada anksčiau, kai pradėsime juos matyti šiuolaikinėmis mokslo akimis.

Išgirsime, kaip astronomai klasifikuoja asteroidus ir jų meteoritų atitikmenis, o mūsų „Susipažink su asteroidais“ serija, sukurta kartu su „The Planetary Society“, supažindins mus su patrauklesniais mini pasauliais.

Šio segmento centre yra labai ypatingas įrašas, kuriame girdime iš „Asteroid Day“ įkūrėjų ir „Queen“ gitaristo Briano May apie jo darbą su Patricku Micheliu, CNRS tyrimų direktoriumi Prancūzijoje, siekiant atgaivinti vaizdus ir kompiuterines asteroidų simuliacijas. naudojant 3D stereoskopinius vaizdus.

Taip pat turėsime išskirtinius pagrindinių JAXA misijos „Hayabusa2“ tyrėjų ir NASA erdvėlaivio „OSIRIS-REx“ atnaujinimus, kurie abu per pastaruosius dvylika mėnesių sulaukė nepaprastos sėkmės. „OSIRIS-REx“ pavyko surinkti mėginius iš asteroido „Bennu“, o „Hayabusa2“ sėkmingai grąžino asteroido „Ryugu“ mėginius į Žemę analizei. Išklausysime, kas bus toliau po šių nuostabių misijų.

Išgaunama „Hayabusa2“ grįžtamoji kapsulė, kurioje yra asteroido Ryugu mėginiai. Kreditas: JAXA.

Šis segmentas baigsis diskusija apie tai, kaip mes šiandien tiriame asteroidus, ir keletą stebėtinų mūsų padarytų išvadų. Įvairių asteroidų misijų ir išsamių antžeminių kampanijų dėka mes dabar žinome, kad jų būna įvairių formų, dydžių, kompozicijų ir vidinių struktūrų. Kad ir kaip keistai tai skambėtų, mes dabar žinome, kad asteroido sukurtas silpnas gravitacijos laukas reiškia, kad jo paviršius tam tikrose situacijose gali elgtis labiau kaip skystis, nei kietasis.

Nesvarbu, kaip mes į tai žiūrėsime, asteroidai vaidins didelį vaidmenį ateityje tiriant kosmosą. Taigi neapleiskite, būtinai žiūrėkite Asteroidų dieną LIVE 2021 birželio 30 d. Spustelėkite čia, kad pamatytumėte, kada jis groja jūsų vietovėje.

Kaip mes galime pažinti asteroidą? Julia de Leon, planetos mokslininkė, Instituto de Astrofísica de Canarias
ARTI - batsiuvio apmąstymai Andy Chengas, DART tyrimo grupės vadovas, APL
Kokie yra skirtingi asteroidų tipai? Julia de Leon, planetos mokslininkė, Instituto de Astrofísica de Canarias
Ar galite vaikščioti ant asteroido? Lelandas Melvinas, astronautas
Susipažinkite su „Asteroid Bennu“ su „Planetarų draugija“
Stereoskopiniai vaizdai ir asteroidai Brianas May, astrofizikas, vienas iš Asteroidų dienos įkūrėjų Patrickas Michelis, CNRS tyrimų direktorius, Dramblio Kaulo Kranto observatorija
„Broadcasting Center Europe“ (BCE) pranešimas Xavier Thillen, BCE gamybos ir skaitmeninės žiniasklaidos operacijų vadovas
(Japonų) „Hayabusa2“ misijos atnaujinimas
Priimančioji: Toshihisa Nikaido, JAXA Makoto Yoshikawa administratorius, „Hayabusa2“ misijos projektų vadovas
„OSIRIS-REx“ misijos atnaujinimas Dante Lauretta, „OSIRIS-REx“ misijos vyriausiasis tyrėjas
Ką meteoritai gali mums pasakyti apie asteroidus? Sara Russel, planetos mokslininkė, Londono gamtos istorijos muziejus
Susipažinkite su „Asteroid Vesta“ su „Planetos draugija“
Kas yra asteroidų skydo diskusijoje
Priimančioji: Lucie Green, saulės fizikė, Londono universiteto koledžas Christopheris Sneadas, pažangus mažų dalelių procesorius, Johnsono kosmoso centras Julie Castillo-Rogezas, planetos geofizikas, reaktyvinių variklių laboratorija Naomi Murdoch, planetos mokslininkė, ISAE-SUPAERO Patrickas Michelis, CNRS tyrimų direktorius, Dramblio Kaulo Krantas „Azur observatorija
Kaip galiu dirbti su asteroidais? Lelandas Melvinas, astronautas


Skrieja kaip langai į praeitį

Pažvelgus į Hektorą - tai yra gana sunku padaryti, nes jis yra mažas ir toli - pirmas dalykas, kurį galite pastebėti, yra jo forma. Kaip ir daugumos asteroidų atveju, jis nėra apvalus, nes jis nė iš tolo nėra pakankamai masyvus, kad būtų hidrostatinėje pusiausvyroje. Vis dėlto net asteroidui Hektoras yra neįprastas. Jo ryškumo svyravimai rodo, kad jis turi būti pailgas. Yra keletas figūrų, galinčių paaiškinti jo šviesos kreives: paprastas išgaubtas dėmuo, dvilenkis objektas, pvz., 67P / Churyumovas – Gerasimenko, ar net kontaktinis dvejetainis.

Norint ištirti Skamandrios orbitą, žinoti Hektoro formą yra tikrai svarbu. Mėnulis skrieja tik 7,8 Hektor spinduliu, o tai reiškia, kad pagrindinis orbitos sutrikimų šaltinis yra pats asteroidas. Tikslaus orbitos modeliavimo, be abejo, neįmanoma, jei nežinome pirminio masės pasiskirstymo. Laimei, adaptyviosios optikos duomenys palaikė dvigubą modelį, ir komanda tai pasirinko kaip labiausiai tikėtiną konfigūraciją.

Surinkę Skamandrioso Keck stebėjimus, astronomai naudojo algoritmą, vadinamą Geniode-ANIS, kad tilptų daugybė dydžių: mėnulio orbitos parametrai, pirminio forma ir vadinamosios dviejų laipsnių gravitacijos harmonikos, kurios yra nukrypimų nuo sferos gravitacinio lauko išplėtimas. „Keck“ astrometrija, be sistemos objektų dydžių ir masių nustatymo, leido komandai padaryti keletą įdomių išvadų:

  • Sistema yra milijardų metų trukmės bangomis stabili, o tai rodo, kad Skamandrios orbita nuo jos susiformavimo gali būti nedaug pasikeitusi.
  • Mėnulio orbitos ekscentriškumas yra 0,31, stebėtinai didelis, o jo orbitos nuolydis yra 50,1 °. Šios vertės yra stabilios, nes dėl Hektoro formos iškraipymai neperduoda kampinio impulso, kuris gali sukelti ekscentriškumo ar polinkio svyravimus.
  • Orbita yra arti dviejų nestabilių orbitos sukimosi rezonansų, 1:10 ir 2:21. Jei jis nukryptų link vieno, mėnulis greičiausiai susidurtų su Hektoru arba būtų išmestas iš sistemos.

Sudėję gabalus, astronomai padarė išvadą, kad Skamandrios orbita buvo pirmapradė, kilusi iš to paties įvykio, kuris suformavo Hektorą. Didelis polinkis atmetė susidarymo scenarijų, susijusį su purių nuolaužų kaupimu iš potvynio sutrikusio kūno, kuris buvo laikomas galimu kelių asteroidų sistemų kūrimo modeliu. Vietoj to, Marchis ir kt. pasiūlė, kad Hektoro dvikamienė struktūra atsirado lėtai susidūrus dviem mažiems objektams, kurie susijungė kaip kontaktinis dvejetainis. Didėjant kombinuoto objekto sukimui, ejecta būtų atsiskyrusi, palaipsniui susijungdama į mažą mėnulį.

Tai visiškai primena mano minėtą milžinišką smūgio hipotezę, kuri teigia, kad protoplaneta susidūrė su jauna Žeme, išspjaudama medžiagą į diską aplink planetą, kuris susitraukė į kūną, kurį dabar žinome kaip Mėnulį. Analogija nėra tobula, tačiau įrodymai, kad mėnulį formuojantis poveikis gali pasireikšti daugeliu skirtingų mastų.

„Skamandrios“ atradimas yra tik dar vienas pavyzdys, kaip adaptyvioji optika ir toliau daro revoliucinius pokyčius astronomijoje. AO buvo varomoji jėga, padedanti suprasti asteroidų ir kitų nedidelių Saulės sistemos kūnų populiacijas. Tai padėjo mums atrasti mėnulius aplink šimtus asteroidų, o tobulėjant optikai, neabejotinai rasime tik daugiau.


Kas yra asteroidai?

Menininko pavaizduotas asteroidų diržas tarp Marso ir Jupiterio. Autoriai: Davidas Mintonas ir Renu Malhotra

Prieš 4,6 mlrd. Metų mūsų Saulės sistema susidarė iš dujų ir dulkių rinkinio, supančio mūsų besiformuojančią saulę. Nors didžioji dalis šio protoplanetinio disko dujų ir dulkių susiliejo formuodamos planetas, dalis šiukšlių liko.

Kai kurios nuolaužos buvo suskaidytos planetos gyvūnų liekanomis - kūnais jaunos saulės saulės ūkoje, kuris niekada nebuvo toks didelis, kad taptų planetomis, ir mokslininkai teigia, kad dideli susidūrimai ankstyvoje, chaotiškoje Saulės sistemoje susmulkino šiuos planetos gyvūnus į mažesnes dalis. Kitos nuolaužos niekada nesusidūrė dėl didžiulės Jupiterio traukos.

Šie uolingi likučiai dabar yra asteroidai, keliaujantys po mūsų Saulės sistemą. Kadangi šiuose „likučiuose“ yra užuominų apie ankstyvąsias mūsų Saulės sistemos dienas, mokslininkai noriai juos tiria.

Asteroido apibrėžimas

Asteroidai yra uolingi, metaliniai kūnai, kurie skrieja aplink saulę. Jie gaminami iš įvairių rūšių uolienų ir metalų, daugiausia metalai yra nikelis ir geležis. Jos kartais vadinamos „mažosiomis planetomis“, tačiau jos yra daug, daug mažesnės nei planetos ar mėnuliai. Jie neturi atmosferos, tačiau yra žinoma, kad apie 150 asteroidų aplink juos skrieja maži „mėnuliai“, o kai kurie turi net du mėnulius. Taip pat yra dvejetainių (dvigubų) asteroidų, kur aplinkui skrieja du maždaug vienodo dydžio uoliniai kūnai, taip pat trigubos asteroidų sistemos.

Bent vienas asteroidas turi žiedus. Šis netikėtas atradimas buvo padarytas 2013 m., Kai mokslininkas stebėjo asteroidą Chariklo, praeinantį priešais žvaigždę. Asteroidas privertė foninę žvaigždę keletą kartų „mirksėti“, todėl buvo nustatyta, kad asteroidą supa du žiedai.

Dauguma žinomų asteroidų yra asteroidų juostoje, dideliame spurgos formos žiede, esančiame tarp Marso ir Jupiterio orbitų, ir skrieja maždaug nuo 2 iki 4 AU (nuo 186 iki 370 milijonų mylių / nuo 300 iki 600 milijonų kilometrų) nuo saulė.

Kartais kai kurių asteroidų orbitos sutrinka ar pasikeičia dėl gravitacinės sąveikos su planetomis ar kitais asteroidais, ir jos galiausiai priartėja prie saulės, taigi ir arčiau Žemės. Šie asteroidai yra žinomi kaip netoli Žemės esantys asteroidai ir yra priskiriami NEA, jei jų orbita juos pasiekia 1,3 AU (121 mln. Mylių / 195 mln. Km) atstumu nuo Žemės.

Asteroidai, kurie faktiškai kerta Žemės orbitos kelią, yra žinomi kaip Žemės perėjėjai, o asteroidas vadinamas potencialiai pavojingu asteroidu (PHA), jei jis ateis mažiau nei 0,05 AU iš Žemės.

Be asteroidų juostos, neseniai astronomai diskutavo apie galimą daugybės asteroidų egzistavimą tolimoje mūsų Saulės sistemos dalyje, Kuiperio juostoje ir Oorto debesyje.

Mūsų Saulės sistemoje yra milijonai asteroidų. Kai kurie mokslininkai mano, kad asteroidų diržas turi nuo 1,1 iki 1,9 milijono asteroidų, kurių skersmuo yra didesnis nei 1 kilometras (0,6 mylios), ir milijonai mažesnių. Dauguma neatrastų asteroidų greičiausiai yra mažesni (mažiau nei 100 km skersmens), kuriuos sunkiau aptikti. Kiti astronomai mano, kad visoje Saulės sistemoje yra per 150 milijonų asteroidų. Nauji asteroidai atrandami nuolat.

Kiekvieną dieną vidutiniškai randama trys naujos NEA. 2015 m. Rugsėjo 6 d. Buvo aptikta 13 024 netoli Žemės esančių objektų. Apie 875 iš šių NEO yra maždaug 1 kilometro ar didesnio skersmens asteroidai. Be to, 1 609 iš šių NEO buvo klasifikuojami kaip potencialiai pavojingi asteroidai (PHA), tačiau manoma, kad nė vienas šiuo metu neturės įtakos Žemei. Atnaujinimų ieškokite NASA NEO svetainėje.

Priešingai populiariems vaizdams, kurie gali būti matomi mokslinės fantastikos filmuose ir vaizduose, asteroidų diržas dažniausiai yra tuščias. NASA duomenimis, vidutinis atstumas tarp objektų asteroido juostoje yra didesnis nei 1-3 milijonai km. Asteroidai išsidėstę tokiu dideliu tūriu, kad greičiausiai nesusidursi su asteroidu, jei per asteroido diržą nusiųsi erdvėlaivį. Nors asteroidų juostoje gali būti milijonai asteroidų, dauguma jų yra maži. Astronomai sako, kad jei sujungsite juos visus, derinys būtų mažesnis nei mūsų mėnulis.

Asteroidus nėra lengva pastebėti, nes jie dažnai yra pagaminti iš tamsios medžiagos ir juos sunku rasti prieš kosminės erdvės tamsą. Yra keletas specialių tyrimų, kuriuose naudojami Žemės teleskopai ir erdvėlaiviai, ieškantys danguje asteroidų. Jie įtraukia:

Vidinės Saulės sistemos ir Jupiterio asteroidai: Spurgos formos asteroido diržas yra tarp Jupiterio ir Marso orbitų. Kreditas: „Wikipedia Commons“

Dauguma asteroidų yra netaisyklingos formos, nors kai kurie yra beveik sferiniai, ir jie dažnai būna duobėti arba krateruojami nuo smūgio su kitais asteroidais. Kai aplink saulę sukasi elipsės formos orbitos, asteroidai taip pat sukasi, turi gana nepastovius judesius ir tiesiogine to žodžio prasme žlugdo kosmosą.

Tai, kas priskiriama asteroidui, nėra labai tiksliai apibrėžta, nes asteroidas gali būti nuo akmenukų iki kelių metrų pločio - kaip riedulys - iki šimtų kilometrų skersmens objektų. Didžiausias asteroidas yra asteroidas Ceresas, kurio skersmuo yra apie 952 km (592 mylių), o Ceresas yra toks didelis, kad jis taip pat priskiriamas nykštukinėms planetoms. Yra žinoma, kad daugiau nei 200 asteroidų yra didesni nei 100 km (60 mylių), o šešiolikos asteroidų skersmuo yra 240 kilometrų (150 mylių) ar didesnis.

Dauguma asteroidų yra pagaminti iš uolienų - kai kurie sudaryti iš molio ir silikato - ir skirtingų metalų, daugiausia iš nikelio ir geležies. Kiti taurieji metalai buvo rasti ant kai kurių asteroidų, įskaitant platiną ir auksą. Įvairių mineralų, taip pat olivino ir pirokseno, taip pat rasta ant Žemėje nusileidusių meteoritų.

Daugumoje asteroidų yra didžiulis anglies kiekis, o tai reiškia, kad jie atidžiai stebi saulės elementinę sudėtį. Yra požymių, kad asteroidų interjere taip pat yra vandens ar ledo, o „Aušros“ misijos stebėjimai rodo, kad vanduo galėjo tekėti per Vesta paviršių.

Kelios pradedančios įmonės pasiūlė išgauti asteroidus dėl savo išteklių. Tai apėmė Planetos išteklius ir Giliosios kosmoso pramonę.

Asteroidai skiriasi nuo kometų, kurios dažniausiai yra uolos ir ledas. Paprastai kometos turi uodegas, kurios gaminamos iš ledo ir šiukšlių, sublimuojančių, kai kometa artėja prie saulės. Asteroidai paprastai neturi uodegų, net ir šalia saulės. Tačiau neseniai astronomai matė kai kuriuos asteroidus, kurie išdygo uodegą, pavyzdžiui, asteroidą P / 2010 A2. Panašu, kad taip atsitinka, kai asteroidą pataikė ar sutriuškino kiti asteroidai, o dulkės ar dujos išsiskyrė iš jų paviršiaus, sukurdamos pavienį uodegos efektą. Šie vadinamieji „aktyvieji asteroidai“ yra naujai atpažintas reiškinys, ir šio rašymo metu pagrindiniame asteroidų dirže buvo rasta tik 13 žinomų aktyvių asteroidų, todėl jie yra labai reti.

Asteroidų klasifikacijos

Asteroidai turi keletą skirtingų klasifikacijų, atsižvelgiant į jų vietą ir makiažą.

Vietovės klasifikacijos yra šios:

  1. Pagrindiniai diržo asteroidai: (įskaitant daugumą žinomų asteroidų, skriejančių asteroidų juostoje tarp Marso ir Jupiterio)
  2. Trojos arklys: Šie asteroidai orbita dalijasi su didesne planeta, tačiau su ja nesusiduria, nes susirenka aplink dvi specialias orbitos vietas (vadinamus L4 ir L5 Lagrangian taškais). Ten saulės ir planetos traukos jėgą subalansuoja trojano polinkis kitaip išskristi iš orbitos. Jupiterio Trojos arklys sudaro reikšmingiausią Trojos asteroidų populiaciją. Manoma, kad jų yra tiek pat, kiek asteroidų yra asteroidų juostoje. Yra Marso ir Neptūno Trojos arklys, o NASA 2011 metais paskelbė atradusi Žemės Trojaną.
  3. Netoli Žemės esantys asteroidai: šių objektų orbitos praeina arti Žemės.

Tada yra Žemėje esančių asteroidų pogrupiai ir jie skirstomi pagal jų orbitą.

  • „Atiras“ yra NEA, kurių orbitos yra pilnai su Žemės orbita ir kurių atstumas yra mažesnis nei 1 AU. Jie pavadinti asteroido 163693 Atira vardu.
  • Atenos yra žemę kertančios NEA, kurių pusiau pagrindinės ašys yra mažesnės nei Žemės, o atstumas mažesnis nei 1 AU. Jie pavadinti asteroido 2062 Aten vardu.
  • Apolonai yra žemę kertančios NEA, kurių pusiau pagrindinės ašys yra didesnės už Žemės, o atstumas mažesnis nei 1 AU. Jie pavadinti asteroido 1862 m. Apolonu vardu.
  • Amorai yra artėjančios prie Žemės NEA, kurių orbitos yra ne Žemės, o Marso orbitos viduje. Jie pavadinti asteroido 1221 Amor vardu.

Klasifikavimas pagal kompoziciją nurodo, iš ko susidarė asteroidas, ir tai yra susiję su tuo, kaip toli nuo saulės susidarė asteroidas. Kai kurie susidarė aukštą temperatūrą po to, kai jie susiformavo ir iš dalies ištirpo, geležis nuskendo į centrą ir privertė į paviršių bazaltinę (vulkaninę) lavą. Iki šių dienų išgyvena tik vienas toks asteroidas - Vesta. Yra trys pagrindiniai asteroidų tipai:

  1. Dažniausiai pasitaiko C tipo (chondrito) asteroidų, kurie sudaro apie 75 procentus žinomų asteroidų. Jie yra labai tamsios išvaizdos ir tikriausiai susideda iš molio ir silikatinių uolienų. Jie yra vieni seniausių objektų Saulės sistemoje. Manoma, kad jų sudėtis yra panaši į saulę, tačiau jose trūksta vandenilio, helio ir kitų lakiųjų medžiagų. C tipo asteroidai daugiausia yra asteroidų juostos išoriniuose regionuose.
  2. S tipai (akmeniniai) susideda iš silikatinių medžiagų ir nikelio-geležies, ir sudaro apie 17 procentų žinomų asteroidų. Jie yra ryškesni nei C tipo ir dominuoja vidiniame asteroidų dirže.
  3. M tipai (metaliniai) gaminami iš nikelio ir geležies ir sudaro apie 8 procentus žinomų asteroidų. Jie yra ryškesni nei C tipo ir juos galima rasti viduriniame asteroidų juostos regione.
Ceresas, palyginti su iki šiol aplankytais asteroidais, įskaitant Vestą, Aušros žemėlapio tikslą 2011 m. Kreditas: NASA / ESA / JAXA. Sudarė Paulas Schenckas

Asteroidų poveikis Žemei

Kiek tikėtina, kad mūsų planetą gali ištikti didelis asteroidas ar kometa? Mes tikrai žinome, kad į Žemę ir mėnulį praeityje daug kartų smogė asteroidai, kurių orbitos atvedė juos į vidinę Saulės sistemą. Čia galite pamatyti kai kurių didžiausių ir įspūdingiausių Žemės kraterių nuotraukas.

Žemės istorijos tyrimai rodo, kad maždaug kas 5000 metų (vidutiniškai) futbolo aikštės dydžio objektas pataiko į Žemę ir padaro didelę žalą. Vidutiniškai kartą per kelis milijonus metų Žemę paveikia pakankamai didelis objektas, galintis sukelti regioninę ar pasaulinę nelaimę.

Yra tvirtų mokslinių įrodymų, kad asteroidų poveikis turėjo pagrindinį vaidmenį masiniame išnykime, užfiksuotame Žemės iškastiniuose įrašuose. Visuotinai pripažinta, kad prieš 65 milijonus metų asteroido ar kometos smūgis Jukatano pusiasalyje, vadinamame Chicxulub krateriu, yra mažiausiai 10 mylių (10 mylių) skersmens, susijęs su dinozaurų išnykimu.

Mes žinome tik keletą neseniai įvykusių didelių asteroidų padarinių. Vienas iš jų yra miškuose plokščias 1908 m. Tunguskos sprogimas virš Sibiro (kuris galėjo būti kometos padarinys), o kitas - 2013 m. Vasario mėn. Meteoras, sprogęs virš Čeliabinsko, išdaužęs langus ir sužeidęs daugelį, daugiausia iš stiklo dūžių.

Tačiau neseniai atliktas fondo B612 tyrimas parodė, kad įvyko 26 sprogstamieji oro sprogimo įvykiai, panašūs į Čeliabinsko įvykį, užfiksuotą 2000–2013 m.

NASA teigia, kad maždaug kartą per metus automobilio dydžio asteroidas patenka į Žemės atmosferą, sukuria įspūdingą ugnies rutulį ir sudega prieš pasiekdamas paviršių.

Asteroidai, kuriuos matėme iš arti, rodo įvairias formas. Kreditas: NASA

NEO vis dar kelia pavojų Žemei, tačiau NASA, ESA ir kitos kosmoso agentūros turi paieškos programas, kurios atrado šimtus tūkstančių pagrindinio diržo asteroidų, kometų. Nė vienas šiuo metu nekelia grėsmės Žemei.

Kaip įvardijami asteroidai

Tarptautinės astronomijos sąjungos mažų kūno nomenklatūros komitetas patvirtina asteroidų pavadinimus, tačiau mokslininkų ir visuomenės pasiūlymai. Asteroidams taip pat suteikiamas skaičius, pavyzdžiui, (99942) Apophis. Harvardo Smithsono astrofizikos centras tvarko gana aktualų asteroidų pavadinimų sąrašą.

Žinias apie asteroidus įgijome iš trijų pagrindinių šaltinių: Žemės nuotolinio stebėjimo, erdvėlaivių duomenų ir meteoritų laboratorinės analizės.

Štai keletas svarbių datų mūsų žinių apie asteroidus, įskaitant kosminių laivų misijas, skridusias ar nusileidusias ant asteroidų, istorijoje:


Literatūra

[1] Milleris JK, Konopliv AS, Antreasian PG, Bordi JJ, Chesley S., Helfrich CE, Owen WM, Wang TC, Williams BG, Yeomans DK ir Scheeres DJ, „Asteroido formos, gravitacijos ir rotacijos būsenos nustatymas 433“. Erotas “ Ikaras , T. 155, Nr. 1, 2002, p. 3–17. doi: https: //doi.org/10.1006/icar.2001.6753 ICRSA5 0019-1035 CrossrefGoogle Scholar

[2] Takahashi Y. ir Scheeres D. J., „Mažo kūno paviršiaus gravitacijos lauko įvertinimas nustatant orbitą“. 34-oji metinė AAS orientavimo ir kontrolės konferencija , Amerikos astronautikos draugijos dokumentas 11-053, Springfildas, VA, 2011 m. „Google Scholar“

[3] Takahashi Y. ir Scheeres D. J., „Greitas mažo kūno apibūdinimas per lėtus skrydžius“. 20-asis AAS / AIAA kosminių skrydžių mechanikos susitikimas , 2010 m. AAS dokumentas 10–244. „Google Scholar“

[4] Takahashi Y. ir Scheeres D. J., „Analitiniai gravitacijos lauko įvertinimai per„ Flybys ““. AAS / AIAA kosminių skrydžių mechanikos susitikimas , Torontas, AIAA dokumentas 2010-8372, 2010. „Google Scholar“

[5] Scheeres DJ, Gaskell R., Abe S., Barnouin-Jha O., Hashimoto T., Kawaguchi J., Kubota T., Saito J., Yoshikawa M., Hirata N., Mukai T., Ishiguro M. ., Kominato T., Shirakawa K. ir Uo M., „Tikra dinaminė aplinka apie Itokavą“. AIAA / AAS astrodinamikos specialistų susitikimas , AIAA dokumentas 2006-6661, 2006 m. Rugpjūtis. „Google Scholar“

[6] Konopliv A. S., Miller J. K., Owen W. M., Yeomans D. K., Giorgini J. D., Garmier R. ir Barriot J.-P. , „Visuotinis Eroto gravitacijos lauko, sukimosi, orientyrų ir efemerizų sprendimas“. Ikaras , T. 160, Nr. 2, 2002, p. 289–299. doi: https: //doi.org/10.1006/icar.2002.6975 ICRSA5 0019-1035 „CrossrefGoogle Scholar“

[7] Garmier R., Barriot J.-P. , Konopliv A. S. ir Yeomans D. K., „Eroso gravitacijos lauko modeliavimas kaip elipsės formos harmoninė plėtra iš NEAR Doplerio sekimo duomenų“. Geofizikos tyrimų laiškai , T. 29, Nr. 8, 2002, p. 1231. doi: https: //doi.org/10.1029/2001GL013768 GPRLAJ 0094-8276 CrossrefGoogle Scholar

[8] Zuber MT, Smith DE, Cheng AF, Garvin JB, Aharonson O., Cole TD, Dunn PJ, Guo Y., Lemoine GG, Neumann GA, Rowlands D. ir Torrence MH, „433 eros iš NEAR-batsiuvių lazerinis nuotolio ieškiklis “ Mokslas , T. 289, 2000 m. Rugsėjo 2097–2101 p. doi: https: //doi.org/10.1126/science.289.5487.2097 SCIEAS 0036-8075 CrossrefGoogle Scholar

[9] Werner R. A. ir Scheeres D. J., „Išgauta poliahedro gravitacija, gauta ir lyginama su asteroido 4769 Castalia harmoninėmis ir vyriškomis gravitacijos atvaizdais“. Dangaus mechanika ir dinaminė astronomija , T. 65, 1997 m. Rugpjūčio 314–344 p. doi: https: //doi.org/10.1007/BF00053511 1572-9478 „CrossrefGoogle Scholar“

[10] Romainas G. ir Jeanas-Pierre'as, „Ellipsoidiniai gravitacinio potencialo harmoniniai išplėtimai: teorija ir taikymas“. Dangaus mechanika ir dinaminė astronomija , T. 79, 2001 m. Lapkričio 235–275 p. doi: https: //doi.org/10.1023/A: 1017555515763 1572-9478 „CrossrefGoogle Scholar“

[11] Gottliebas P., „Vietinių Mėnulio gravitacijos ypatybių įvertinimas“. Radijo mokslas , T. 5, Nr. 2, 1970, p. 301–312. doi: https: //doi.org/10.1029/RS005i002p00301 RASCAD 0048-6604 CrossrefGoogle Scholar

[12] Beylkin G. ir Cramer R., „Daugialypės erdvės įvertinimo ir efektyvaus gravitacijos laukų atvaizdavimo link“. Dangaus mechanika ir dinaminė astronomija , T. 84, 2002, 87–104 p. doi: https: //doi.org/10.1023/A: 1019941111529 1572-9478 „CrossrefGoogle Scholar“

[13] Jonesas B. A., „Efektyvūs gravitacijos lauko vertinimo ir įvertinimo modeliai“, Ph. Disertacija, Aviacijos ir kosmoso inžinerijos mokslai, Univ. Kolorado Boulderyje, Boulder, CO, 2010 m. „Google Scholar“

[14] Cangahuala L. A., „Daugialypio gravitacijos modelio padidinimas siekiant palengvinti mažų kūnų navigaciją“. 15-asis AAS / AIAA erdvėlaivių mechanikos susitikimas , Vario kalnas, Koloradas, Amerikos astronomijos draugijos dokumentas 05-4185, 2005. „Google Scholar“

[15] Broschartas S. B., „Artimojo erdvėlaivio manevrai šalia netaisyklingos formos mažų kūnų: sklandymas, vertimas ir nusileidimas“, Ph. Disertacija, Aviacijos ir kosmoso inžinerija, Univ. iš Mičigano, Ann Arbor, Mičiganas, 2006 m. „Google Scholar“

[16] Cangahuala L. A., Broschart S. B., Acikmese B., Mandic M., Blackmore L., Riedel E., Bayard D. ir Wallace M., „GNC prekyba„ Touch-and-Go “pavyzdžiais mažose įstaigose“. 34-oji metinė AAS orientavimo ir kontrolės konferencija , Amerikos astronautikos draugijos dokumentas 11-057, Springfildas, VA, 2011 m. „Google Scholar“

[17] Kaula W. M., Palydovo geodezijos teorija , Blaisdell, Waltham, MA, 1966, p. 1–11, sk. 1. „Google Scholar“

[18] Lundberg J. B. and Schutz B. E. , “ Recursion Formulas of Legendre Functions for use with Nonsingular Geopotential Models ,” Journal of Guidance, Control, and Dynamics , T. 11, 1988 , pp. 31–38. doi:https://doi.org/10.2514/3.20266 JGCDDT 0162-3192 LinkGoogle Scholar

[19] Brillouin M. , “ Equations aux Dériveées Partielles du 2e Ordre. Domaines à Connexion Multiple. Fonctions Sphériques non Antipodes ,” Annales de l’Institut Henri Poincaré , T. 4, No. 2, 1933 , pp. 173–206. „Google Scholar“

[20] Park R. S. , Werner R. A. and Bhaskaran S. , “ Estimating Small-Body Gravity Field from Shape Model and Navigation Data ,” Journal of Guidance, Control, and Dynamics , T. 33, Jan.–Feb. 2010 , pp. 212–221. doi:https://doi.org/10.2514/1.41585 JGCDDT 0162-3192 LinkGoogle Scholar

[21] Werner R. A. , “ Evaluating Descent and Ascent Trajectories near Non-Spherical Bodies ,” Jet Propulsion Lab., California Inst. of Technology TR, Pasadena, CA, 2010 . „Google Scholar“

[22] Takahashi Y. and Scheeres D. , “ Surface Gravity Fields for Asteroids and Comets ,” 22nd AAS/AIAA Space Flight Mechanics Meeting , AAS Paper 12-224 , 2012 . „Google Scholar“

[23] MacRobert T. M. , Spherical Harmonics: An Elementary Treatise on Harmonic Functions with Applications , 2nd ed., Dover, New York, 1948 , , pp. 72–84, Chap. 4. Google Scholar


Several hundred thousand asteroids have been discovered and given provisional designations so far. Thousands more are discovered each year. There are undoubtedly hundreds of thousands more that are too small to be seen from the Earth. There are 26 known asteroids larger than 200 km in diameter. Our census of the largest ones is now fairly complete: we probably know 99% of the asteroids larger than 100 km in diameter. Of those in the 10 to 100 km range we have cataloged about half. But we know very few of the smaller ones there are probably considerably more than a million asteroids in the 1 km range.

The total mass of all the asteroids is less than that of the Moon.

11 comets and asteroids have been explored by spacecraft so far, as follows: ICE flyby of Comet Giacobini-Zinner. Multiple flyby missions to Comet Halley. Giotto (retarget) to Comet Grigg-Skellerup. Galileo flybys of asteroids Gaspra and Ida (and Ida satellite Dactyl). NEAR-Shoemaker flyby of asteroid Mathilde on the way to orbit and land on Eros. DS-1 flybys of asteroid Braille and Comet Borrelly. Stardust flyby of asteroid Annefrank and recent sample collection from Comet Wild 2. For future we can expect: Hayabusa (MUSES-C) to asteroid Itokawa, Rosetta to Comet Churyumov-Gerasmenko, Deep Impact to Comet Tempel 1, and Dawn to orbit asteroids Vesta and Ceres.

243 Ida and 951 Gaspra were photographed by the Galileo spacecraft on its way to Jupiter. The NEAR mission flew by 253 Mathilde (left) on 1997 June 27 returning many images. NEAR (now renamed "NEAR-Shoemaker") entered orbit around 433 Eros (right) in January 1999 and returned a wealth of images and data. At the end of its mission it actually landed on Eros.

The largest asteroid by far is 1 Ceres. It is 974 km in diameter and contains about 25% of the mass of all the asteroids combined. The next largest are 2 Pallas, 4 Vesta ir 10 Hygiea which are between 400 and 525 km in diameter. All other known asteroids are less than 340 km across.

There is some debate as to the classification of asteroids, comets and moons. There are many planetary satellites that are probably better thought of as captured asteroids. Mars's tiny moons Deimos and Phobos, Jupiter's outer eight moons, Saturn's outermost moon, Phoebe, and perhaps some of the newly discovered moons of Saturn, Uranus and Neptune are all more similar to asteroids than to the larger moons. (The composite image at the top of this page shows Ida, Gaspra, Deimos and Phobos approximately to scale.)

Asteroids are classified into a number of types according to their spectra (and hence their chemical composition) and albedo:

  • C-type, includes more than 75% of known asteroids: extremely dark (albedo 0.03) similar to carbonaceous chondrite meteorites approximately the same chemical composition as the Sun minus hydrogen, helium and other volatiles
  • S-type, 17%: relatively bright (albedo .10-.22) metallic nickel-iron mixed with iron- and magnesium-silicates
  • M-type, most of the rest: bright (albedo .10-.18) pure nickel-iron.
  • There are also a dozen or so other rare types.

Because of biases involved in the observations (e.g. the dark C-types are harder to see), the percentages above may not be representative of the true distribution of asteroids. (There are actually several classification schemes in use today.)

There is little data about the densities of asteroids. But by sensing the Doppler effect on radio waves returning to Earth from NEAR owing to the (very slight) gravitational tug between asteroid and spacecraft, Mathilde's mass could be estimated. Surprisingly, its density turns out to be not much greater than that of water, suggesting that it is not a solid object but rather a compacted pile of debris.

Asteroids are also categorized by their position in the solar system:

  • Main Belt: located between Mars and Jupiter roughly 2 - 4 AU from the Sun further divided into subgroups: Hungarias, Floras, Phocaea, Koronis, Eos, Themis, Cybeles and Hildas (which are named after the main asteroid in the group).
  • Artimi Žemės asteroidai (NEAs): ones that closely approach the Earth
    • Atens: semimajor axes less than 1.0 AU and aphelion distances greater than 0.983 AU
    • Apollos: semimajor axes greater than 1.0 AU and perihelion distances less than 1.017 AU
    • Amors: perihelion distances between 1.017 and 1.3 AU

    Between the main concentrations of asteroids in the Main Belt are relatively empty regions known as the Kirkwood gaps. These are regions where an object's orbital period would be a simple fraction of that of Jupiter. An object in such an orbit is very likely to be accelerated by Jupiter into a different orbit.

    There also a few "asteroids" (designated as "Kentaurai") in the outer solar system: 2060 Chiron (aka 95 P/Chiron) orbits between Saturn and Uranus the orbit of 5335 Damocles ranges from near Mars to beyond Uranus 5145 Pholus orbits from Saturn to past Neptune. There are probably many more, but such planet-crossing orbits are unstable and they are likely to be perturbed in the future. The composition of these objects is probably more like that of comets or the Kuiper Belt objects than that of ordinary asteroids. In particular, Chiron is now classified as a comet.

    4Vesta has been studied recently with HST (left). It is a particularly interesting asteroid in that it seems to have been differentiated into layers like the terrestrial planets. This implies some internal heat source in addition to the heat released by long-lived radio-isotopes which alone would be insufficient to melt such a small object. There is also a gigantic impact basin so deep that it exposes the mantle beneath Vesta's outer crust.

    Though they are never visible with the unaided eye, many asteroids are visible with binoculars or a small telescope.

    Asteroid table

    A few asteroids and comets are listed below for comparison. (distance is the mean distance to the Sun in thousands of kilometers masses in kilograms).


    PH 205

    What are asteroids made of? Why is there an asteroid belt? What are Earth-crossing asteroids? What should we do if an asteroid is headed for the Earth?

    An asteroid is a small rocky object that orbits the Sun. Asteroids vary widely in size, from very small particles to objects that are hundreds of miles across.

    Gaspra, pictured above, is a typical asteroid, about 20 kilometers long. It resides in the asteroid belt, a region between Mars and Jupiter that houses between one and two million asteroids larger than one kilometer in diameter.

    By definition, asteroids orbit the Sun, not a planet. This asteroid, Ida, actually has a small moon orbiting it. Ida is about 13 miles long. Asteroids are typically oblong and somewhat cratered and covered with a fine icy dust.

    This asteroid, Itokawa, is different from most asteroids, in that it exhibits no cratering. We believe it is a conglomerate of chunks of rocks and ice. Measurements from ESO’s New Technology Telescope show that the density is not constant throughout this asteroid, which supports the hypothesis.

    This diagram shows the general distribution of asteroids in the asteroid belt, and the groups of asteroids that orbit in Jupiter's orbit, ahead and behind the massive planet.

    Early astronomers speculated that the asteroid belt consisted of pieces of a planet that somehow exploded, possibly via collision. We now think this was very unlikely, since the total mass of all of the asteroids in the asteroid belt totals much less than Earth's moon. It is much more probable that the gravitational field of Jupiter kept a planet form forming in that region.

    The largest object in the asteroid belt is the dwarf planet Ceres with a diameter of almost 600 miles. Ceres was the first object discovered in the asteroid belt, in 1801 by Giuseppe Piazzi. Ceres was classified as a planet for about fifty years after its discovery. However, soon after its discovery, other objects were discovered in the region between Mars and Jupiter, and it became evident that many objects resided there. Since the sizes of these objects varied, and some were very small, people started to realize that a new class of objects had been discovered, they could not all be considered planets. Ceres was reclassified as an asteroid, along with many other objects in the asteroid belt.

    In 2006, a debate arose as to whether or not Pluto should be considered a planet. At that time, the classification of Ceres was reconsidered, and Ceres was reclassified as a member of a new group of objects called dwarf planets. Ceres was the first dwarf planet to be visited by a space probe, when NASA's Dawn spacecraft visited it in 2015.

    Notice that Ceres is spherical, rather than oblong, like asteroids in the asteroid belt. Ceres is spherical because it has enough mass that the gravitational force dominates the electromagnetic force. Every massive particle, like an atom, is attracted gravitationally to every other atom. Atoms also feel electromagnetic forces between them. Even though the electromagnetic attraction between charged particles is many times stronger than the gravitational force between massive particles, the gravitational force dominates if the body is massive enough, because every particle attracts every other particle. That is what gives it a spherical shape. As for the electromagnetic force, only particles with unlike charge are attracted to each other.

    Some asteroids have very elongated orbits, which take them inside Earth's orbit as they travel around the Sun. These asteroids are known as Earth-crossing asteroids. Usually, when they cross the orbital path of Earth, we are in another position somewhere around the Sun. Occasionally, an asteroid will collide with Earth.

    Tiny objects from space bombard Earth all the time every day more than 100 tons of dust and sand-sized particles strike the Earth. The larger the size of the object, the less often the impact. An object that is a few meters long strikes Earth about once a year. When this happens, it creates a fireball as the object burns up in the atmosphere.

    About once per century, an impact occurs that is large enough to leave a significant crater. Once every thousand years, a large impact like the one that created the Tunguska crater occurs.

    Once every few million years, a very large impact occurs, that could possibly threaten civilization and/or cause a major extinction event.

    This graphic shown the orbits of known Earth-crossing asteroids, currently over 1,700 objects, that are deemed Potentially Hazardous Asteroids because they are at least 460 feet across and they pass within 4.7 million miles of Earth's orbit. These asteroids are being tracked and analyzed, so that their paths can be predicted with increasing precision.

    Want to know if an asteroid may be getting close? There's an app for that! This Asteroid Watch widget shows the five asteroids or comets that will be in closest approach. It displays the date of closest approach, diameter of the object, relative size and distance from Earth, and displays a web page with info about the object upon clicking the encounter date.

    For reference regarding the above close encounter distances, the average distance between Earth and the moon is about 239,000 miles.

    What should we do if an asteroid appears to be heading for Earth? Your first thought might be that we should try to blow it up. There are potential hazards involved with this option. First, we don't understand well how asteroids are made. There are indications that they vary in density inside, so knowing how to detonate one would be tricky. Also, it would not stop many of the pieces from continuing onward to impact Earth. They would be smaller, but if we used a nuclear bomb to blow up the asteroid, the pieces would become radioactive.

    Perhaps a better idea would be to use a gravitational tractor. This artist's concept of a 20-ton spacecraft near an asteroid illustrates the idea. The massive spacecraft would gravitationally attract the asteroid just by being in close proximity, and use the gravitational force to tow it to a new trajectory. This approach would require quite a large window in time the craft would need to encounter the asteroid well before it got near Earth since the weak gravitational force would need time to slowly tug the asteroid.

    The image above is an artist's depiction of an unusual asteroid, discovered in October 2017, that is believed to have entered our Solar system from interstellar space. Oumuamua (Hawaiian for "a messenger from afar arriving first") is thought to be about 1/4 mile long and very narrow, made of very dense material such as rock or metal. Its speed was estimated to be about 59,000 miles per hour. Its trajectory indicates that it came from the direction of the star Vega, though it has been traveling so long that when it was in that region of the galaxy, Vega was not in that location at the time. Oumuamua is the first such extrasolar asteroid to be discovered. Its highly elongated shape is not like asteroids we have encountered from our own Solar system.


    Do asteroids have a gravitational field? - Astronomija


    Figūra 1. Image of the Moon from the 1994 Clementine mission.

    The two sides of the Moon - Lunar Asymmetry
    The Luna 3 Soviet probe took the first photographs of the far side of the Moon on October 7, 1959. Additional missions to the Moon, such as Clementine, provided lunar images (figūra 1) that show that the near and far side of the moon have very different geological characteristics. The near side has numerous dark large basaltic deposits that were named maria by the ancient astronomers who thought that they were seas. The far side has a surface dominated by bright deposits of anorthosite (Peterson, et al., 1999) that are heavily cratered, and there are only a few maria, such as Mare Moscoviense.

    The question of why there are so many mare basalts on the near side, but so few on the far side has been the subject of study by many lunar scientists. The theories for the formation of the lunar maria can be divided into impact-based and geology-based explanations. The impact-based theories provide a plausible explanation for the circular shapes of the maria and the gravitational anomalies known as mascons that are found in the centers of the maria. The hypothesis that the lunar maria are the result of impacts by small Earth satellites proposed by Gilbert (1893) has been refined to postulate that collisions between the Moon and small external Earth satellites traveling in the same direction and in roughly the same orbital plane as the Moon would primarily take place on the far side of the Moon as the Moon spiraled away from the Earth, and that if the present Earth side of the Moon were actually the far side of the Moon at the time during which most satellite impacts were occurring, the asymmetric distribution of maria would be explained (Metcalfe and Barricelli, 1970). The creation of the maria by impacts from asteroids with parabolic orbits near the Earth-Moon system was considered by Barricelli and Thorbjornsen (1978), but they rejected this idea in favor of collisions from Earth satellites due to the asymmetric distribution of the impacts. Geology-based theories about the differences between the near and far side of the Moon include variations of crustal thickness that modulate the amount of magma that reaches the surface (Thurber and Solomon, 1978), tidal force mechanisms (Smith J. V., 1970), tilted convection in the lunar magma ocean (Loper and Werner, 2002), rapid crystallization of the magma ocean on the far-side that created an asymmetric core (Wasson and Warren, 1980), and gravitational instability during the fractionation of an anorthositic crust (Parmentier, et al., 2002).

    History of the Moon
    The Giant Impact Hypothesis proposes that the Moon was created from the debris ejected from a collision between the young Earth and a Mars-sized body 4,450 million years ago (4.45 Ga). (Hartmann and Davis, 1975 Cameron and Ward, 1976) The strong tidal forces between the Earth and the newly formed Moon caused the rotation of the Moon to become synchronized with its orbital period within 3.2 million years (Peale, 1977). From that time, the Moon's period of rotation around its own axis became the same as the time to revolve around the Earth. Tidal deformation shaped the Moon into a triaxial ellipsoid. The forces that caused tidal locking resulted in a farside crust almost twice as thick as on the nearside, and the Moon's center of mass was displaced toward the Earth and away from the Moon's center of figure by 1.982 kilometers. The orientation of the Moon with respect to the Earth may be partly due to the distribution of dense lavas in the low-lying basins of the nearside which cause the heavier side of the Moon to always face the Earth (Melosh 2011, p34).

    Three hundred and fifty million years later, from approximately 4,100 to 3,800 million years ago, a large number of asteroids started impacting the inner planets of the solar system. The period of high impacts, the Late Heavy Bombardment, corresponds to the time of the Lunar Cataclysm during which 80% of the Moon's crust was resurfaced by large impacts (Cohen et al., 2000). The planetary impactors are thought to have been asteroids that were dynamically ejected from the main asteroid belt and left a cratering record on Mars, the Earth, the Moon, Venus, and Mercury (Strom et al., 2005). It is recognized that accretion played a major role in building the planets and the Moon (Zahnle, et al., 2007), so it is reasonable to postulate that the Lunar maria are the results of impacts. The Lunar basins Imbrium (3.85 Ga), Serenitatis (3.89 Ga), Crisium (3.89 Ga), and Nectaris (3.90 Ga/3.92 Ga?) have been independently dated (Ryder et al. 2000) and these dates cluster around 3.9 Ga which coincides with the Late Heavy Bombardment. Some of the asteroids could have passed close enough to the Earth to increase their speed and be diverted toward the Moon. The Planetos nomenklatūros biuletenis from the USGS (Gazeteer database) lists only 20 maria on the near side of the Moon, so it is not inconceivable that out of the large number of asteroids that approached the Earth during the Late Heavy Bombardment, twenty big ones would have had just the right trajectory to receive a gravitational boost from the Earth and impact the moon with increased speed. This paper explores the idea that the maria are the result of impacts by asteroids that came close to hitting the Earth and were deflected toward the Moon. The speed of the asteroids was increased by the gravitational field of the Earth at a time when the Moon had a thin crust and the lunar interior was still hot.

    Gravity Assist
    A gravity assist or slingshot maneuver is used to change a spacecraft's velocity relative to the Sun. (van Allen, 2003) In December of 1973, the Pioneer 10 spacecraft approached Jupiter and used the gravitational pull of the planet along its orbit to increase its velocity sufficiently to escape the solar system. A gravity assist basically transfers some of the orbital velocity of the planet to the spacecraft. A spacecraft will gain speed if it approaches a planet from its trailing end (a direct gravity assist), whereas it will lose speed if it approaches the planet from its leading end (a retrograde gravity assist). Mariner 10, launched in 1973, used a retrograde gravity assist from Venus to slow down in order to reach Mercury.

    These same principles apply to an object traveling from the asteroid belt toward the Sun as it approaches the gravitational field of the Earth. 2 paveikslas illustrates the Earth-Moon system and the trajectory of an asteroid deflected by the Earth's gravity (in red). Asteroids deflected by the Earth toward the Moon can only hit the near side of the Moon due to tidal locking. Since the Moon and the Earth are both traveling together around the Sun, a gravity assist by the Earth cannot take full advantage of the Earth's orbital speed of 29.78 km/sec. to increase the impact speed on the Moon, although the speed of the asteroid relative to the Sun could be increased or decreased by great amounts (Minovitch, 2011).

    The speed of the Earth around the Sun is about 30 times the speed of the Moon around the Earth (1.023 km/sec). This means that the speed of the Moon around the Sun will vary between about 103.4% and 96.6% of the speed of the Earth around the Sun. An asteroid following the trajectory illustrated in Figure 2, when the Moon is travelling against the trajectory of the Earth, would enable the asteroid to increase its relative impact speed by two to three percent of the Earth's orbital speed which would be approximately 0.6 to 0.9 km/sec.


    2 paveikslas. A gravity boost from the Earth can increase asteroid impact speed.
    Due to tidal locking, these more energetic impacts hit only the near side of the Moon.

    Gravity Boost
    The gravitational field of the Earth can increase the velocity of asteroids while they are within the Earth's gravitational sphere of influence. The Hyperbolic excess velocity of an asteroid leaving the Earth is always exactly equal to the hyperbolic velocity coming in. The Earth's Sphere of Influence (SOI), where the Earth exerts the primary gravitational influence, has a radius of 925,000 km.[1] An asteroid entering the Earth's SOI would gain speed from the gravitational pull of the Earth until it reaches the periapsis of its trajectory. The gain in speed due to the Earth's attraction would be approximately 3 km/sec. Having traveled in a hyperbolic trajectory, the asteroid will then slow down as it climbs out of Earth's gravity well until it exits the SOI, at which point the asteroid will have the same hyperbolic velocity relative to the Earth as it had when it entered the SOI. However, if the asteroid were to collide with the Moon, which is at a distance of 384,400 km from the Earth and well within Earth's SOI, the asteroid will still have excess speed over what it had when it entered Earth's SOI. In addition, since the asteroid is traveling directly toward the Moon, it will get an additional increase in speed from the gravitational pull of the Moon as it enters the Moon's SOI which extends to 66,000 km from the Moon (3 paveikslas). The excess speed while the asteroid is within the Earth's SOI corresponds to a "gravity boost", and it is different from the gravity assist for interplanetary trajectories because it only involves the gravitational forces within the Earth-Moon system rather than the orbital speed of the Earth relative to the Sun. When calculating the speed of asteroid collisions on the Moon for the creation of the maria, it is necessary to take into consideration that during the Late Heavy Bombardment the Moon orbited at approximately 282,000 km from the Earth (Zahnle, 2007), and thus, the speed of the asteroids receiving a gravity boost would have been greater and the Moon would have presented a bigger target than at the Moon's current position.

    A roller coaster analogy may be appropriate. Without propulsion, a roller coaster drops from one hill and increases its speed until it reaches the bottom. Then, its speed slows down as it climbs to the second hill of equal height where, in a frictionless system, it would have the same speed as it had at the top of the first hill. However, if the roller coaster were to crash halfway up during its climb to the second hill, the impact would be much greater than if it crashed at the top of the hill because halfway up it has greater speed.

    Collision speeds and crater sizes
    Using the University of Arizona's online calculator for Computing Crater Size from Projectile Diameter (Melosh and Beyer, 2000), we can calculate that a rocky asteroid with density of 3000 kg/m 3 and a diameter of two kilometers traveling at 17 km/sec would make a crater with a diameter of 53 km on a similarly dense lunar surface striking at an angle of 90 degrees. The same asteroid traveling at a speed of 45 km/sec would make a much larger crater with a diameter of 88 km, which is approximately the size of the Tycho crater.

    Knowing the approximate speed at which gravity-assisted asteroids impacted the Moon makes it possible to estimate the size of the impactors that created the lunar maria. Using the University of Arizona's online calculator for Computing Projectile Size from Crater Diameter (Melosh and Beyer, 1999), we can estimate that an asteroid with a diameter of 18.2 km traveling at 45 km/sec could have created the Sea of Serenity (Mare Serenitatis) which has a diameter of 674 km (Gazeteer database), see Figure 4. Using the same parameters, Mare Humorum with a diameter of 419 km could have been created by an asteroid with a diameter of 10.9 km, and Mare Imbrium, which is one of the largest maria with a diameter of 1145 km, could have been created by an impactor with a diameter of 32.4 km.

    Asteroids traveling from the asteroid belt toward the Moon in Quadrant III ir Quadrant IV would generally impact the far side of the Moon because the near side would be facing the Earth and the asteroids would be coming from outside the Earth-Moon system. These impacts, as well as any impacts in Quadrants I and II not influenced by the gravity of the Earth would occur at the typical asteroid velocity of 17 km/sec.


    Lunar gravity map from 2012 GRAIL mission

    Correlation with mascon gravity data
    The computation of the projectile sizes that created the maria depends on the speed of the impactors. Mare Serenitatis could have been created by a stony asteroid with diameter of 18.2 kilometers traveling at 45 km/sec or by one with a diameter of 25.6 kilometers traveling at 24.7 km/sec. Similarly, Mare Humorum could have been created by an asteroid with diameter of 10.9 kilometers traveling at 45 km/sec or by one with a diameter of 15.3 kilometers traveling at 24.7 km/sec. The mascon gravity data published by Sjogren and Wollenhaupt (1972) was used to determine whether the mass of the impactor could be correlated with a substantial portion of the positive gravitational anomaly of the mascon. Sjogren's calculation of excess mass for Mare Serenitatis and Mare Humorum yields 15×10 -6 and

    7×10 -6 of the total lunar mass, respectively. This corresponds to approximately 1.1×10 18 kilograms for Mare Serenitatis and 5.0×10 17 kilograms for Mare Humorum. Even for the larger asteroids with lower speeds, the masses of the projectiles account for one percent or less of the mascon masses. It may not be possible to determine the initial mass of the impacting asteroids from today's gravity anomalies, but the calculations make it necessary to conclude that the creation of the mascons required the rebound of the cavity floor (Settle and Head, 1979) or a subsequent geological process to bring denser material closer to the surface.

    NASA's Gravity Recovery and Interior Laboratory (GRAIL) mission from March to May 2012 produced very accurate gravity maps of the Moon that show the mascon areas. The mass concentrations form concentric patterns with increased gravity at the center of the impact surrounded by a ring of lower gravity and an outer ring of gravity surplus. This bull's-eye pattern arises as a natural consequence of crater excavation, collapse and cooling following an impact. Hydrocode simulations by Melosh, et al. (2013) indicate that the intermediate rings with less gravitational pull were created when the rigid lunar crust that slid into the craters of the impacts prevented the material from fully rebounding to its original surface height. The outer ring of increased gravitational pull was formed from the added mass of the material ejected by the initial impact that piled on top of the lunar surface. The GRAIL findings provide support for the impact origin of the lunar maria.

    Išvada
    This paper postulates that the lunar maria on the near side of the Moon could have been created by impacts from asteroids whose speed was increased by a gravity boost from the Earth. Since the Moon is tidally locked to the Earth, asteroids hurled from the direction of the Earth impact only the near side of the Moon that always faces the Earth. The high energy impacts could have triggered magmatic flows that created the maria at a time the Moon still had a molten center. Asteroids impacting the Moon in Quadrant III or Quadrant IV struck mainly the far side of the Moon at the usual asteroid speeds of 17 km/sec.

    The sphere of influence (SOI) is the sphere-shaped region around a celestial body where the primary gravitational influence on an orbiting object is that body.


    Vector Analysis

    Scalar Potential

    If, over a given simply connected region of space (one with no holes), a force can be expressed as the negative gradient of a scalar function φ,

    we call φ a scalar potential, and we benefit from the feature that the force can be described in terms of one function instead of three. Since the force is a derivative of the scalar potential, the potential is only determined up to an additive constant, which can be used to adjust its value at infinity (usually zero) or at some other reference point. We want to know what conditions F must satisfy in order for a scalar potential to exist.

    First, consider the result of computing the work done against a force given by −φ when an object subject to the force is moved from a point A to a point B. This is a line integral of the form

    But, as pointed out in Eq. (3.41) , φdr = , so the integral is in fact independent of the path, depending only on the endpoints A ir B. So we have

    which also means that if A ir B are the same point, forming a closed loop,

    We conclude that a force (on an object) described by a scalar potential is a konservatyvi jėga, meaning that the work needed to move the object between any two points is independent of the path taken, and that φ(r) is the work needed to move to the point r from a reference point where the potential has been assigned the value zero.

    Another property of a force given by a scalar potential is that

    as prescribed by Eq. (3.64) . This observation is consistent with the notion that the lines of force of a conservative F cannot form closed loops.

    The three conditions, Eqs. (3.96), (3.99), and (3.100) , are all equivalent. If we take Eq. (3.99) for a differential loop, its left side and that of Eq. (3.100) must, according to Stokes' theorem, be equal. We already showed both these equations followed from Eq. (3.96) . To complete the establishment of full equivalence, we need only to derive Eq. (3.96) from Eq. (3.99) . Going backward to Eq. (3.97) , we rewrite it as

    which must be satisfied for all A ir B. This means its integrand must be identically zero, thereby recovering Eq. (3.96) .

    Gravitational Potential

    We have previously, in Example 3.5.2 , illustrated the generation of a force from a scalar potential. To perform the reverse process, we must integrate. Let us find the scalar potential for the gravitational force


    Žiūrėti video įrašą: Mokslo sriuba: kaip Lietuvoje tyrinėjami asteroidai? (Gruodis 2022).