В пробах астероида итокава обнаружена вода и органические материалы

Астероиды и кометы: сходства и различия

Комета отличается от астероида только составом: звездная пыль и лед вместо металлов. При подлете к Солнцу вещества начинают испаряться, за счет чего формируются знаменитые «хвосты».

Метеорит — это астероид или его фрагмент, который достиг поверхности Земли. Ежедневно на нашу планету попадает около 20 метеоритов. Они не несут опасности, так как в подавляющем большинстве их размер не превышает камня, который можно удержать в ладони. По данным NASA, метеориты, которые могут уничтожить город или вызвать разрушительное цунами, сталкиваются с Землей каждые 1–10 тыс. лет.

Крупные же метеориты, диаметром в 400 м, способные вызвать глобальный катаклизм, в среднем попадают на нашу планету каждые 100 тыс. лет. Тем не менее ученые прорабатывают все варианты по борьбе с потенциальной угрозой.

Троянские астероиды Нептуна

Троянские астероиды Нептуна вблизи точки L4, рядом для сравнения показаны плутино

Троянские астероиды Нептуна ( Neptune trojan) — это группа астероидов пояса Койпера, движущаяся вокруг Солнца по орбите Нептуна в 60°, впереди — точка L₄ или позади — точка L₅ него, находясь в одной из двух точек Лагранжа орбиты Нептуна. В настоящее время известно только девять астероидов данной группы, шесть из которых находятся вблизи точки Лагранжа L₄, которая лежит в 60° впереди планеты на расстоянии около 5 млрд км от Нептуна. Были названы так по аналогии с троянскими астероидами Юпитера.

История открытия

Ещё два астероида 2005 TN₇₄ и 2007 RW₁₀ первоначально при открытии были отнесены к данной группе астероидов, но впоследствии были исключены из неё.

В 2010 году «Центр малых планет» сообщил об открытии первого троянского астероида Нептуна в точке L₅, им оказался астероид 2008 LC₁₈. Выявить астероиды вблизи точки L₅ очень сложно, так как в настоящее время вид на область этой точки близок к яркой окрестности центра нашей галактики Млечный Путь, где находится очень большое количество звёзд, в связи с чем открытие слабых неярких объектов в этой области сильно затруднено.

29 апреля 2011 года был открыт астероид 2011 HM₁₀₂, который оказался, троянским астероидом Нептуна. Это третий троянский астероид Нептуна принадлежащий отстающей от планеты на 60° точке Лагранжа L5.

Анимация движения шести известных троянских астероидов Нептуна в точке L4 в системе отсчёта, вращающейся с орбитальным периодом Нептуна. Нептун показан здесь белой неподвижной точкой в правой нижней части изображения, голубым показана орбита Урана, жёлтым — Сатурна и красным — Юпитера

Первоначальное обозначение.	Точки Лагранжа	Перигелий (а. е.)	Афелий (а. е.)	Наклон орбиты (°)	Абсолютная звёздная величина	Диаметр (км)	Год открытия
2001 QR322	L4	29,428	31,349	1,3	8,2	~140	2001
(385571) Отрера	L4	29,351	31,259	1,4	8,8	~100	2004
2005 TN53	L4	28,253	32,284	25,0	9,1	~80	2005
(385695) 2005 TO74	L4	28,733	31,824	5,2	8,5	~100	2005
2006 RJ103	L4	29,345	31,005	8,2	7,5	~180	2006
2007 VL305	L4	28,131	32,171	28,1	8,0	~160	2007
2008 LC18	L5	27,547	32,468	27,5	8,4	~100	2008
2004 KV18	L5	24.566	35.657	13,6	8,9	56	2004
2011 HM102	L5	27.691	32.409	29.4	8.1	90–180	2012

Исследования

В конце 2013 года автоматическая межпланетная станция НАСА «Новые горизонты» прошла в 1,2 а. е. от троянского астероида Нептуна 2011 HM₁₀₂, однако, никакие наблюдения не проводились так как уже шла подготовка выхода к Плутону.

В июле 2015 года было сообщено об открытии камерой DECam телескопа имени Виктора Бланко 11-го и 12-го троянцев Нептуна — 2014 QO441 и 2014 QP441. Таким образом, число троянцев в точке L4 Нептуна увеличилось до 9. Также этим обзором было обнаружено 20 других объектов, получивших обозначения Центра малых планет, в том числе 2013 RF98, обладающий одним из самых больших периодов обращения.

References

1. Abe, M., Takagi, Y., Kitazato, K., et al. 2006, Science, 312, 1334

2. Beitz, E., Blum, J., Parisi, M. G., & Trigo-Rodriguez, J. 2016, ApJ, 824, 12

3. Burbine, T. 2002, Bull. Czech Geolog. Survey, 77, 243

4. Chapman, C. R. 2002, In Asteroids III (Tucson: University of Arizona Press), 315

5. Chapman, C. R. 2004, Annu. Rev. Earth Planet. Sci., 32, 539

6. Delbo, M., Libourel, G., Wilkerson, J., et al. 2014, Nature, 508, 233

7. Fischer-Cripps, A. C. 2004, Nanoindentation (Switzerland: Springer Nature), 147

8. Flynn, G. J., Durda, D. D., Patmore, E. B., et al. 2015, Planet. Space Sci., 107, 64

9. Galimov, E., Kolotov, V., Nazarov, M., et al. 2013, Geochem. Int., 51, 522

10. Hiroi, T., Pieters, C. M., & Takeda, H. 1994, Meteoritics, 29, 394

11. Kohout, T., Gritsevich, M., Grokhovsky, V. I., et al. 2014, Icarus, 228, 78

12. Matsumoto, T., Tsuchiyama, A., Uesugi, K., et al. 2016, Geochim. Cosmochim. Acta, 187, 195

13. Michel, P., Kueppers, M., Sierks, H., et al. 2018, Adv. Space Res., 62, 2261

14. Michikami, T., Moriguchi, K., Hasegawa, S., & Fujiwara, A. 2007, Planet. Space Sci., 55, 70

15. Moyano-Cambero, C. E., Pellicer, E., Trigo-Rodríguez, J. M., et al. 2017, ApJ, 835, 157

16. Nakamura, A. M., Fujiwara, A., & Kadono, T. 1994, Planet. Space Sci., 42, 1043

    

    

    

    

    

    

    

    

    

    

17. Nakamura, T., Noguchi, T., Tanaka, M., et al. 2011, Science, 333, 1113

18. Nix, W. D., & Gao, H. 1998, J. Mech. Phys. Solids, 46, 411

19. Noguchi, T., Nakamura, T., Kimura, M., et al. 2011, Science, 333, 1121

20. Oliver, W. C., & Pharr, G. M. 1992, J. Mater. Res., 7, 1564

21. Papike, J., Simon, S. B., & Laul, J. 1982, Rev. Geophys., 20, 761

22. Pellicer, E., Pané, S., Panagiotopoulou, V., et al. 2012, Int. J. Electrochem. Sci., 7, 4014

23. Ramakrishnan, N., & Arunachalam, V. 1993, J. Am. Ceram. Soc., 76, 2745

24. Righter, K., Abell, P., Agresti, D., et al. 2015, Meteorit. Planet. Sci., 50, 1790

25. Saito, J., Miyamoto, H., Nakamura, R., et al. 2006, Science, 312, 1341

26. Tolu, E., Garroni, S., Pellicer, E., et al. 2013, J. Mater. Chem. C, 1, 4948

27. Tsuchiyama, A., Uesugi, M., Uesugi, K., et al. 2014, Meteorit. Planet Sci., 49, 172

28. Yano, H., Kubota, T., Miyamoto, H., et al. 2006, Science, 312, 1350

29. Yomogida, K., & Matsui, T. 1983, J. Geophys. Res. Solid Earth, 88, 9513

Родом с Марса

Оливин — это минерал, образованный силикатами железа и магния. Он очень распространен и на Земле. Особенно в ее мантии. А еще его обнаружили на Луне. И, что весьма и весьма любопытно, на астероиде Веста! Другими словами, присутствие оливина прямо говорит нам о том, что Эврика и ее братья и сестры произошли от более крупного и дифференцированного тела. Вывод, пусть и не прямой, очевиден: Эврика и подобные троянские астероиды родом из мантии Марса!

Теперь предположим, что астероид Эврика и вправду родился в результате столкновения какого-то крупного тела с Марсом. В принципе, нет проблем с объяснением того, как он попал в космос. Потому что ученым известно, что столкновения крупных космических тел могут относительно легко выбросить материал на марсианскую, или даже солнечную орбиту. Но есть другой, гораздо более сложный вопрос. Звучит он так: как именно эти астероиды приобрели стабильные орбиты в точках Лагранжа L4 и L5?

Единственный способ узнать всю правду — это отправить к Марсу специальный зонд. И поставить ему задачу изучить марсианские троянские астероиды. И, если это будет возможно, доставить на Землю образцы некоторых из них.

Практическое применение

Использовать свойства троянских астероидов в будущем учёные предлагают по-разному. Так, например, использовать точку L2 в системе Солнце-Земля можно для размещения в ней орбитального телескопа. Такая наблюдательная станция, постоянно находясь в тени планеты, будет в более выгодном положении, чем орбитальные. Удобнее будет проводить и длительные наблюдения за определённым участком неба благодаря отсутствию вращения вокруг Земли.

Точка L1 может стать хорошим местом дислокации станции для постоянного мониторинга светила. Своевременно засечь увеличение солнечной активности, предупредить наземные службы о приближающемся солнечном выбросе плазмы. Всё это можно будет сделать своевременно с помощью научного аппарата, находящегося на первом «рубеже».

А уж грядущее освоение Луны наверное будет немыслимо без больших промежуточных космических станций, висящих в пространстве между нашей планетой и её естественным спутником. Аппараты, расположенные в точках Лагранжа системы Земля-Луна как нельзя лучше могут справиться с такой задачей.

Орбита и классификация

Итокава принадлежит к астероидам Аполлона . Это астероиды, пересекающие Землю, и самая большая динамическая группа околоземных объектов, насчитывающая около 10 000 известных членов. Итокава обращается вокруг Солнца на расстоянии 0,95–1,70  а.е. один раз каждые 18 месяцев (557 дней; большая полуось 1,32 а.е.). Его орбита имеет эксцентриситет 0,28 и наклон 2 ° по отношению к эклиптике . Она имеет низкое Земли минимального орбитальное пересечения расстояние от 0,0131 а.е. (1960000 км), что соответствует 5,1 лунным расстояниям .

Слева : орбитальная диаграмма Итокавы в декабре 2006 года. Справа: анимированные орбиты Итокавы (зеленый) и Земли (синий) вокруг Солнца.

Разведка

Впечатление этого художника, основанное на подробных наблюдениях космического корабля, показывает странный астероид Итокава в форме арахиса.

В 2000 году он был выбран в качестве цели японской миссии Хаябуса . Зонд прибыл в окрестности Итокавы 12 сентября 2005 г. и первоначально «припарковался» на линии астероид-Солнце на расстоянии 20 км (12 миль), а затем 7 км (4,3 мили) от астероида (гравитация Итокавы была слишком велика ). слаб, чтобы обеспечить орбиту, поэтому космический корабль скорректировал свою орбиту вокруг Солнца, пока она не совпала с орбитой астероида). «Хаябуса» приземлился 20 ноября на тридцать минут, но на нем не сработало устройство, предназначенное для сбора проб почвы. 25 ноября была предпринята вторая попытка высадки и отбора проб. Капсула с образцом была возвращена на Землю и приземлилась в Вумере, Южная Австралия , 13 июня 2010 г., около 13:51 UTC (23:21 по местному времени). 16 ноября 2010 г.Японское агентство аэрокосмических исследований сообщило, что пыль, собранная во время полета Хаябусы, действительно была от астероида.

Особенности поверхности

Названия основных особенностей поверхности были предложены учеными Хаябусы и приняты Рабочей группой по номенклатуре планетных систем Международного астрономического союза . Кроме того, научная группа Хаябусы использует рабочие названия для более мелких элементов поверхности. В следующих таблицах перечислены названия геологических особенностей астероида. На Итокава не было раскрыто никаких соглашений об именах для элементов поверхности.

Кратеры

18 февраля 2009 г. были названы десять ударных кратеров на поверхности Итокава

Регио	Координаты	Диаметр (км)	Дата утверждения	Названный в честь	Ссылка
Каталина		0,02	2009 г.	Станция Каталина (астрономическая обсерватория) в Аризоне, США.	WGPSN
Фучинобе		0,04	2009 г.	Фучинобе в Сагамихаре , Япония	WGPSN
Гандо		нет	2009 г.	Гандо, Канарские острова ; Испанский стартовый комплекс	WGPSN
Хаммагира		0,03	2009 г.	Хаммагир , Алжир; заброшенная французская стартовая площадка и ракетный полигон в пустыне Сахара	WGPSN
Камисунагава		0,01	2009 г.	Камисунагава , город на Хоккайдо, Япония, где находится испытательный центр в условиях микрогравитации.	WGPSN
Камои		0,01	2009 г.	Японский город Камои в Иокогаме , местонахождение завода NEC TOSHIBA Space Systems Ltd.	WGPSN
Комаба		0,03	2009 г.	Комаба в Мегуро , Япония, где находится Институт космонавтики и астронавтики.	WGPSN
Лорел		0,02	2009 г.	Американский город Лорел в Мэриленде, где находится APLJHU	WGPSN
Миябару		0,09	2009 г.	Радиолокационная площадка космического центра Утиноура в Японии	WGPSN
Сан-Марко		нет	2009 г.	Платформа Сан-Марко , старая нефтяная платформа недалеко от Кении, которая служила стартовой площадкой для итальянских космических кораблей.	WGPSN

Регионы

Регионы или регионы — это большие области, отмеченные отражательной способностью или цветовыми отличиями от соседних областей в планетарной геологии . На Итокава были названы следующие регионы.

Регио	Координаты	Диаметр (км)	Дата утверждения	Названный в честь	Ссылка
Аркуна Реджио		0,16	18 февраля 2009 г.	Аркуна, Австралия	WGPSN
ЛИНЕЙНЫЙ регион		0,12	18 февраля 2009 г.	Линкольн Исследования астероидов, сближающихся с Землей	WGPSN
MUSES-C Регион		0,3	2006 г.	MUSES-C, название зонда Hayabusa до запуска	WGPSN
Осуми Регион		0,14	18 февраля 2009 г.	Полуостров Осуми	WGPSN
Сагамихара Реджо		0,23	2006 г.	Сагамихара — город в Японии, в котором расположен Институт космонавтики и астронавтики.	WGPSN
Учинура Реджио		0,07	2006 г.	Утиноура , город в Японии (ныне часть Кимоцуки ), местонахождение Космического центра Утиноура , стартовая площадка Хаябуса	WGPSN
Ёсинобу Реджио		0,16	18 февраля 2009 г.	Стартовая площадка в космическом центре Танегасима, Япония.	WGPSN

Открытие и название

Первый троянский астероид был обнаружен в 1904 году в точке L4 орбиты Юпитера. Как водится, название его было заимствовано из древнеэллинского эпоса. Небесное тело получило имя героя легендарной Трои – «Ахилл». Затем, один за другим были открыты ещё целых двадцать астероидов на орбите планеты-гиганта.

Открытие не было неожиданностью для исследователей, проверить теорию Лагранжа силились многие астрономы, вопрос стоял только лишь в технических возможностях, которыми они располагали. Как и предполагалось, все открытые тела находились в точках L4 и L5 орбиты Юпитера.

И все имена, вслед за Ахиллом, им давались в честь героев Троянской войны: Аякс, Гектор, Диомед, Патрокл и т.д. В точке L4 «поселились» воины атакующей, Греческой стороны, а в точке L5 обосновались троянцы. Так за всеми позднее открытыми подобными объектами, в том числе на орбитах других планет, закрепилось название «троянские астероиды».

Долгое время большая часть учёных сомневалась в возможности существования троянцев у малых планет, таких как Земля или Марс. Ведь на такой астероид помимо самой планеты и светила будут оказывать существенное гравитационное воздействие и другие массивные тела Солнечной системы, и устойчивость объекта в точках Лагранжа малой планеты оказывается под сомнением. Однако в 1990 году был обнаружен астероид в точке L5 Марса, получивший название «Эврика».

Чемпионом по количеству троянских астероидов ожидаемо является Юпитер, как самая большая и массивная планета Солнечной системы. На сегодняшний день достоверно известно о более чем шести тысячах «троянцев» на его орбите. На порядок меньше троянских спутников обнаружено у других больших планет: Урана, Нептуна и Сатурна. И виной этому не только их масса, меньшая по сравнению с Юпитером, но и соседство этого газового гиганта. Юпитер, благодаря своей огромной массе, легко ворует чужие астероиды, или выбивает их из точек Лагранжа, отправляя вращаться вокруг звезды по собственным эллиптическим орбитам, а то и вовсе, словно праща, вышвыривает за пределы Солнечной системы.

Состав пояса

В составе пояса астероидов приблизительно 200 малых космических тел, которые имеют диаметр свыше 100 км. Еще около 1000 подобных объектов имеют в диаметре более 15 километров.

Самые большие объекты пояса астероидов

Самый большой объект пояса астероидов – Церера. Она причисляется к карликовым планетам, вращающимся вокруг Солнца. Диаметр Цереры – 926 км, и на нее приходится около трети всей массы пояса . Интересно, что Церера имеет мантию и каменное ядро. Когда она подходит ближе к Солнцу, у нее образуется атмосфера, которая состоит из водяного пара.

Церрера

Цереру нельзя увидеть невооруженным глазом, так как она отражает только 5 процентов солнечного света, попадающего на ее поверхность.

Веста – второй крупный объект рассматриваемого участка Солнечной системы с диаметром 526 км. Масса – около 9% от всех астероидов. Благодаря тому, что Веста отражает около 42% попадающего на поверхность солнечного света, ее можно увидеть невооруженным глазом, даже без бинокля.

Веста

Ещё один крупны астероид – Паллада. Ее диаметр – 512 км. Наклон оси этого объекта – 34 градуса, что является необычным для таких космических тел.

Паллада

Другой крупный астероид – Гигея. Ее диаметр составляет 431 км, масса – около 3% от всех астероидов. Из-за низкого альбедо (0,07) его нельзя увидеть невооруженным глазом.

Гигея

Семейства и группы пояса астероидов

Все малые тела, вращающиеся вокруг Солнца, делятся на несколько больших классов.

1. Класс С – это темные углеродосодержащие астероиды.
2. Класс S – светлые космические тела, которые состоят из кремния.
3. Класс М – металлические объекты.

Существуют тела более редких классов, однако их присутствие в главном поясе незначительно. Углеродистые тела, имеющие класс С – это самые распространенные объекты в поясе астероидов: на них приходится 75% всех малых космических тел. Их сложно обнаружить, так как они отражают небольшое количество света, исходящего от Солнца.

Силикатные объекты иначе называются каменными. Они отражают значительно больше солнечного света. Крупнейший астероид такого класса – это Юнона с диаметром 234 километра.

Доля космических объектов класса М составляет примерно 10% всех малых тел. На сегодняшний день ученые не могут точно назвать состав астероидов этого класса. Они отражают от 10 до 19 процентов солнечного света.

Примерно треть пояса астероидов Солнечной системы входят в семейства. Астрономы объединяют их по сходству в эксцентриситете, наклону орбиты и проч. Наиболее распространенные семейства такие.

1. Семья Флоры насчитывает около 800 космических объектов. Вероятно, она появилась в результате удара около одного миллиона лет назад.
2. Семья Эвномы включает в себя S-тела.
3. Семья Коронис насчитывает 300 «жителей». Самый большой из них – 2-8 Лакримоса.
4. Семья Эоса удалена от Земли на расстояние приблизительно 3 а.е. Включает около 4400 объектов.

Астероид Итокава, вода и органические молекулы

Как показали результаты исследования, опубликованного в журнале Scientific Reports, необходимые для жизни на Земле вещества, такие как органические молекулы и вода, произошли на поверхности астероидов: детально изучив крупицу пыли, которая вернулась на Землю с Итокавы, ученые пришли к выводу, что вода и органическое вещество возникли из самого астероида, а не прибыли на нашу планету в результате столкновения. Эти данные свидетельствуют о том, что астероиды эволюционировали химически в течение миллиардов лет.

Ученые утверждают, что это очень важное открытие, способное «переписать историю жизни на нашей планете». Авторы работы отмечают, что органическое вещество прямо не указывает на то, что жизнь существует на астероидах, но свидетельствует о том, что «астероиды несут в себе то же сырье, которое было первым источником жизни на Земле». По словам исследователей, на протяжении миллиардов лет астероид медленно поглощал жидкость и органическое вещество, прямо как наша планета

По словам исследователей, на протяжении миллиардов лет астероид медленно поглощал жидкость и органическое вещество, прямо как наша планета.

Отметим, что вода и органические молекулы впервые обнаружены на поверхности астероида.

Изучая грунт Итокавы ученым также удалось определить его возраст – он составил 4,64 млрд лет, что сопоставимо с возрастом нашей Солнечной системы (4,57 млрд лет). Интересно и то, что в ходе работы исследователи пришли к выводу о том, что в прошлом астероид столкнулся с другим небесным телом и перенес экстремальный нагрев, в результате чего частично лишился воды и разрушился. Вернуть воду Итокава смог с помощью пыли от мелких космических тел, проплывающих поблизости.

Состав

Астероиды можно классифицировать по химическому составу. Определить размеры такого небольшого тела как астероид в огромной Солнечной системе, которое к тому же не излучает свет, чрезвычайно трудно. Это помогает осуществить фотометрический метод — измерение блеска небесного тела. По свойствам и характеру отражённого света судят о свойствах астероидов. Так, с помощью этого метода все астероиды разделили на три группы:

Углеродистые

Тип С. Их больше всего – 75%. Они плохо отражают свет, а расположены на внешней стороне пояса.

Углеродистые астероиды класса C, названные так из-за большого процента простейших углеродных соединений в их составе, являются наиболее распространёнными объектами в главном поясе, на них приходится 75% всех астероидов, особенно большая их концентрация характерна для внешних областей пояса. Эти астероиды имеют слегка красноватый оттенок и очень низкое альбедо (между 0,03 и 0,0938).

Поскольку они отражают очень мало солнечного света, их трудно обнаружить. Вполне вероятно, что в поясе астероидов находится ещё немало относительно крупных астероидов, принадлежащих к этому классу, но до сих пор не найденных из-за малой яркости. Зато эти астероиды довольно сильно излучают в инфракрасном диапазоне из-за наличия в их составе воды.

В целом их спектры соответствуют спектру вещества, из которого формировалась Солнечная система, за исключением летучих элементов. По составу они очень близки к углеродистым хондритным метеоритам, которые находят на Земле. Крупнейшим представителем этого класса является астероид (10) Гигея.

Песчаные

Тип S. Свет эти тела отражают сильнее и находятся в зоне внутренней.

Вторым по распространённости спектральным классом среди астероидов главного пояса является класс S, который объединяет силикатные астероиды внутренней части пояса, располагающиеся до расстояния 2,5 а. е. от Солнца.

Спектральный анализ этих астероидов выявил наличие в их поверхности различных силикатов и некоторых металлов (железо и магний), но практически полное отсутствие каких-либо углеродных соединений. Это указывает на то, что породы за время существования этих астероидов претерпели значительные изменения, возможно, в связи с частичным плавлением и дифференциацией.

Они имеют довольно высокое альбедо (между 0,10 и 0,2238) и составляют 17% от всех астероидов. Астероид (3) Юнона является самым крупным представителем этого класса.

Металлические

Тип М. Отражающая способность их подобна телам группы S, а расположены они в центральной зоне пояса.

Похожее по теме… Астероиды — реальные и мнимые угрозыВ настоящий момент в Солнечной системе обнаружены сотни тысяч астероидов. По состоянию на 2016 год в базе данных насчитывалось 670 474 объекта, из которых для 422 636 точно

Однако в случае с металлическими астероидами не всё так просто.

В ходе исследований обнаружено несколько тел, вроде астероида (22) Каллиопа, спектр которых близок спектру астероидов класса M, но при этом они имеют крайне низкую для металлических астероидов плотность. Химический состав подобных астероидов на сегодняшний день практически неизвестен, и вполне возможно, что по составу они близки к астероидам класса C или S.

Состав астероидов аналогичен метеоритному, ведь последние фактически являются их осколками. Минералогический состав их не отличается разнообразием. Выявлено всего около 150 минералов, тогда как на Земле их больше 1000.

Есть ли жизнь на астероидах?

Важно понимать, что астероиды могут дать ответ на один из самых фундаментальных вопросов современной науки – как возникла жизнь на нашей планете. Эти небесные тела также могут помочь исследователям лучше понять то, как формируются планеты

Все потому, что астероиды – это, по сути, остатки первоначального процесса формирования планет, которые с тех пор практически не изменились. Так что если мы хотим по-настоящему понять химические и физические условия, при которых образовались планеты (а вместе с ними и жизнь), нам нужно вплотную заняться изучением астероидов.

Астероиды Рюгу и Итокава в сравнении.

Напомню, что в начале декабря 2020 года космический зонд «Хаябуса-2» сбросил на Землю капсулу с образцами грунта, взятыми с астероида Рюгу. Миссия по исследованию этого космического объекта длилась на протяжении шести лет. На момент написания этой статьи ученые уже вскрыли капсулу, обнаружив в ней частицы грунта. Процесс анализа образцов должен начаться в самом ближайшем будущем, так что будем ждать результатов!

Физические характеристики

Схема двух долей Итокавы , отделенных друг от друга. Их разная плотность предполагает, что это были отдельные тела, которые вступили в контакт позже, что делает груду щебня также вероятным контактным бинарным .

Предварительная модель формы Итокавы на основе радиолокационных наблюдений Голдстоуна и Аресибо

Итокава — каменистый астероид S-типа . На радиолокационных изображениях Голдстоуна в 2001 г. был обнаружен эллипсоид.630 ± 60 метров в длину и250 ± 30 метров в ширину.

Миссия Хаябуса подтвердила эти выводы, а также предположила, что Итокава может быть контактной двойной системой, образованной двумя или более меньшими астероидами, которые притягивались друг к другу и слипались. Снимки Хаябусы показывают удивительное отсутствие ударных кратеров и очень неровную поверхность, усеянную валунами, которую команда миссии описала как груду щебня . Кроме того, плотность астероида слишком мала для того, чтобы он был сделан из твердой породы. Это означало бы, что Итокава — не монолит , а скорее груда щебня, образованная из фрагментов, которые со временем слились воедино. На основе эффекта Ярковского – О’Кифа – Радзиевского – Паддака.измерений, небольшая часть Итокавы, по оценкам, имеет плотность2,9 [[г/см 3 ]] , в то время как более крупный участок оценивается как имеющий плотность 1,8 г/см 3 .

Период вращения и полюса

С 2001 г. большое количество вращательных кривых блеска Итокавы было получено в результате фотометрических наблюдений. Анализ наиболее оцененной кривой блеска, проведенный Микко Каасалайненом , дал звездный период вращения12,132 часа с высокой вариацией яркости на 0,8 звездной величины , что указывает на несферическую форму астероида ( U=3 ). Кроме того, Каасалайнен также определил две оси вращения (355,0 °, -84,0 °) и (39 °, -87,0 °) в эклиптических координатах (λ, β). Альтернативные измерения кривой блеска были сделаны Ламбертом (12  ч), Лоури (12.1 и12.12  ч), Охба (12.15  ч), Уорнер (12.09  ч), Дюреч (12.1323  ч), и Нишихара (12.1324  ч).

Состав

В выпуске журнала Science от 26 августа 2011 года шесть статей были посвящены выводам, сделанным на основе пыли, которую Хаябуса собрал в Итокаве. Анализ ученых показал, что Итокава, вероятно, был составлен из внутренних фрагментов более крупного астероида, который распался на части. Считается, что пыль, собранная с поверхности астероида, находилась там около восьми миллионов лет.

Ученые использовали различные методы химии и минералогии для анализа пыли из Итокавы. Было обнаружено, что состав Итокавы соответствует общему типу метеоритов , известных как «обычные хондриты с низким содержанием железа и металлов Другая группа ученых определила, что темный цвет железа на поверхности Итокавы был результатом истирания микрометеороидами и высокоскоростными частицами Солнца, которые преобразовали обычно беловатый цвет оксида железа.

Результаты Хаябусы 2018 года

Две отдельные группы сообщают о воде в разных частицах Итокава. Джин и др. сообщают о воде в зернах пироксена с низким содержанием кальция . Уровень изотопов воды соответствует уровню изотопов внутренней Солнечной системы и углеродистых хондритовых вод. Дейли и др. сообщение » OH и H ₂ O «, по-видимому, образовалось в результате имплантации водорода солнечным ветром . Ободки частицы оливина «показывают обогащение до ~ 1,2 ат.% OH и H ₂ O». Концентрация воды в зернах Итокава указывает на предполагаемое содержание воды BSI (объемный силикат итокава), соответствующее объему воды Земли, и на то, что Итокава был «богатым водой астероидом».

Результаты Хаябусы 2020 года

На Лунной и планетарной научной конференции 2020 года третья группа сообщила о воде и органических веществах через третью частицу Хаябусы — RA-QD02-0612, или «Амазонку». Оливин, пироксен и альбит содержат воду. Изотопный состав указывает на явное внеземное происхождение.

Результаты Хаябусы 2021 года

Был опубликован еще один отчет группы Дейли, который поддерживал теорию о том, что большой источник воды на Земле произошел из атомов водорода, переносимых частицами солнечного ветра , которые соединяются с кислородом на астероидах, а затем попадают на Землю в космической пыли. С помощью атомно-зондовой томографии ученые обнаружили молекулы гидроксида и воды на поверхности одного зерна из частиц, извлеченных с астероида Итокава японским космическим зондом «Хаябуса».

Acknowledgements

This study was supported by the Spanish grants AYA 2015-67175-P and AYA PGC2018-097374-B-I00 (PI: J.M.T-R.), and S.T. made this study in the frame of a Ph.D. on Physics at the Autonomous University of Barcelona (UAB). S.T. acknowledges travel support from JAXA and IEEC. P.M. acknowledges support from the French space agency CNES. Partial financial support from the 2017- SGR-292 project from the Generalitat de Catalunya and the SPIN-PORICS 2014-Consolidator Grant (Agreement No. 648454) from the European Research Council is acknowledged. We also thank Dr. Toru Yada and the Hayabusa staff of JAXA for providing the samples analyzed here.

Почему астероид назвали Итокава

Астероид был назван в честь Хидео Итокавы (1912-1999), который считается отцом японской ракетной техники. Он был аэрокосмическим инженером, который инициировал первые пусковые испытания Японии серии твердотопливных ракет под названием Pencil в 1955 году. Под его руководством японские ракеты достигли космоса к 1960 году и вывели на орбиту первый спутник страны в 1970 году.

Первооткрыватель	LINEAR
Место обнаружения	Сокорро
Дата обнаружения	26 сентября 1998
Альтернативные обозначения	1998 SF36
Категория	АСЗ (Аполлоны)
Орбитальные характеристики
Эксцентриситет (e)	0,28030
Большая полуось (a)	198,074 млн км (1,32404 а. е.)
Перигелий (q)	142,554 млн км (0,95291 а. е.)
Афелий (Q)	253,594 млн км (1,69517 а. е.)
Период обращения (P)	556,481 сут (1,524 г.)
Средняя орбитальная скорость	25,368 км/с
Физические характеристики
Диаметр	0,33 км (535 × 294 × 209) м
Масса	(3,51 ± 0,105)⋅1010 кг
Плотность	1,9 ± 0,13 г/см³
Ускорение свободного падения на поверхности	~0,0001 м/с²
Средняя температура поверхности	206 К (−67 °C)
Текущее расстояние от Солнца	0,987 а. е.
Текущее расстояние от Земли	1,982 а. е.

Post Views: 2 843

Примечания и ссылки

1. ↑ и
2. Маркис, Франк и др. , «  Низкая плотность 0,8 г / см3 для двойного троянского астероида 617 Патрокл  », Nature, vol.  439, п о  7076,Февраль 2006 г., стр.  565-567 ( DOI  , Bibcode   )
3. ↑ и (in) Дэвид К. Джуитт, Скотт Шеппард и Кэролайн Порко, «Внешние спутники Юпитера и трояны», в Ф. Багенале, Т. Е. Доулинг, У. Б. Маккиннон, Юпитер: планета, спутники и магнитосфера, Cambridge University Press
4. (in) Ф. Ройг, А.О. Рибейро и Р. Гил-Хаттон, «  Таксономия семейств астероидов среди троянцев Юпитера: сравнение спектроскопических данных и цветов Sloan Digital Sky Survey  », Astronomy and Astrophysics, vol.  483, п о  3,июнь 2008 г., стр.  911-931
5. Например, мы можем сослаться на семьи Менеласа, Теламона, Меланте, Подарха, Эпейоса, Лаэрте, Тюсера, Аутре, Пантооса, Полидора, Сержеста, Аглаоса, Энеаса, де Перекло …
6. (in) Брож и Я. Розегнал, «  Эврибаты — единственное семейство астероидов среди троянцев?  ”, Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, т.  414, п о  1,11 июня 2011 г., стр.  565–574
7. (в) Дэвид Nesvorny Мирослав Броз и Valerio Carruba, «  Идентификация и динамические свойства астероидных семейств  », Arxiv, п о  1502.01628v1,5 февраля 2015 г.
8. ↑ и (ru) Дж. Розегнал, М. Броз, Д. Несворни, Д. Д. Дурда и К. Уолш, «  Гектор — исключительное семейство D-типа среди юпитерианских троянцев  », Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, т.  462, п о  3,ноябрь 2016, стр.  2319–2332

Открытие

Джузеппе Пиацци — итальянский астроном, открывший Цереру

Ещё в 1787 г. астроном Ф. Ксавер начал искать планету, которая должна была располагаться между Юпитером и Марсом. Но лишь в 1801 г. Дж. Пиацци обнаружил Цереру – первый объект в главном поясе. Изначально предполагалось, что Церера – это полноценная планета. Однако уже в 1802 г. Г. Ольбес открыл следующий объект – Палладу. При этом Церера и Паллада имели схожие черты: они двигались по небосводу, что отличало их от звезд, но даже в самый мощный телескоп было невозможно увидеть их диск, что уже отличало их и от планет. По этой причине эти объектами стали называть новым словом «астероид».

Ещё два небесных тела, Юнона и Веста, были найдены в 1804 и 1807 г. После этого наступила долгая пауза. Пятый астероид, Астрея, был найден только в 1845 г. Прогресс в конструировании телескопов привел к тому, что новые объекты стали открываться регулярно, и уже в 1868 г. было известно примерно о сотне астероидов.

Следующий шаг в исследовании пояса астероидов был связан с изобретением в 1891 г. М. Вольфом астрофотографии. Суть этого метода сводится к фотографированию неба с очень большой выдержкой. На полученной фотографии астероиды будут оставлять след в виде линии из-за своего движения по небосводу. Вольф смог в одиночку найти сразу 248 астероидов. В 1923 г. был открыт тысячный объект в поясе астероидов, получивший имя Пиацция.