الكويكبات. اكتشف علماء الفلك كويكبين آخرين زائديين، الكويكب الثاني المكتشف
الكويكب A/2018 C2
برنهارد هوسلر
أعلن علماء الفلك عن اكتشاف كويكبين لهما مدارات زائدية في وقت واحد - والآن يعرف العلماء ثلاثة من هذه الأجسام، بما في ذلك الجسم الشهير. ومن المرجح أن يكون "الوافدان الجديدان" من سكان النظام الشمسي، على الرغم من أنهما يطيران بعيدًا عنه إلى الأبد. وتُنشر البيانات المتعلقة بمدارات الأجرام السماوية، المعينة A/2018 C2 وA/2017 U7، على الموقع الإلكتروني لمركز الكواكب الصغيرة التابع للاتحاد الفلكي الدولي.
جميع أجسام النظام الشمسي، بما في ذلك المذنبات والكويكبات، تتحرك في مدارات إهليلجية مغلقة. يتم تحديد درجة "استطالة" هذه الأشكال الناقص من خلال قيمة الانحراف المركزي، بالنسبة للدائرة، تكون هذه المعلمة 0، وبالنسبة للقطع الناقص تتراوح من 0 إلى 1، ولكن إذا كان الانحراف يساوي أو أكبر من 1، فهذا يعني أن المدار "مكسور"، أي أنه قطع مكافئ (e=1) أو قطع زائد (e>1). يمكن للأجسام ذات المدارات الزائدية أو المكافئة أن تزور النظام الشمسي مرة واحدة فقط، ثم تطير بعيدًا إلى الأبد في الفضاء بين النجوم. على سبيل المثال، الانحراف المداري للكويكب "أومواموا" هو 1.1995.
سيرجي كوزنتسوف
من وجهة نظر الفيزياء، فإن الكويكبات، أو كما يطلق عليها أيضًا الكواكب الصغيرة، هي أجسام كثيفة ومتينة لا يمكن تمييزها عن النجوم في صور السماء المرصعة بالنجوم (الكواكب الكبيرة لها أقراص ملحوظة). بناءً على تركيبها وخصائصها يمكن تقسيمها إلى ثلاث مجموعات: الحجر والحجر الحديدي والحديد. الكويكب هو جسم بارد. لكنه، مثل القمر، يعكس ضوء الشمس، وبالتالي يمكننا رؤيته كجسم على شكل نجمة. ومن هنا جاء اسم "الكويكب"، والذي يعني في اليونانية على شكل نجمة. وبما أن الكويكبات تتحرك حول الشمس، فإن موقعها بالنسبة للنجوم يتغير باستمرار وبسرعة كبيرة. وبناء على هذه العلامة الأولية، يكتشف المراقبون الكويكبات.
اكتشاف الكويكب
في الليلة الأولى من القرن التاسع عشر (الأول من يناير عام 1801)، كان بيازي في باليرمو يقوم جاهدًا بإجراء قياساته المنهجية لإحداثيات النجوم لتجميع كتالوج لمواقع النجوم. في الليلة التالية، بعد إجراء ملاحظات متكررة للتحقق، لاحظ بيازي أن أحد النجوم الخافتة التي لاحظها (بحجم 7) لم يكن لديه نفس الإحداثيات التي لاحظها في اليوم السابق. وفي الليلة الثالثة اكتشف أنه لم يكن هناك أي خطأ، بل أن هذا النجم كان يتحرك ببطء. قرر بيازي أنه اكتشف مذنبًا جديدًا. لمدة ستة أسابيع، راقب نجمه بعناية، حتى أطاح به المرض وقاطع ملاحظاته، والتي لم يتمكن بيازي نفسه من استنتاج مدار النجم الذي اكتشفه في الفضاء. بعد مرضه، بدأ بيازي مرة أخرى بالجلوس ليلاً أمام التلسكوب، لكنه لم يعد بإمكانه العثور على نجمه. نظرًا لأنه لم يكمل اكتشافه مطلقًا، اضطر بيازي إلى إرسال رسائل إلى علماء فلك آخرين يصف فيها ملاحظاته ويطلب منهم البحث عن النجم الذي وجده وفقده. وقد ساعد عالم الرياضيات غاوس المراقبين. بدأ غاوس على الفور في العمل على الحسابات، وفي نوفمبر نشر بالفعل عناصر مدار الكوكب، بالإضافة إلى موقعه في السماء في المستقبل، حيث كان من المفترض أن يكون الكوكب مرئيًا من الأرض. أظهرت حسابات غاوس أن بيازي لم يكتشف مذنبًا، بل كوكبًا يدور حول الشمس بين المريخ والمشتري. من، إن لم يكن بيازي، كان له الكلمة الأولى في مسألة ما الذي يمكن تسميته بالعضو المكتشف حديثًا في عائلة الكواكب؟ وأرادت بيازي أن تسميها سيريس، الإلهة الراعية لجزيرة صقلية خلال العصر الروماني. بهذا، أشاد بيازي بالمنطقة التي نفذ فيها عمله العلمي بنجاح، وفي الوقت نفسه "حافظ على الأسلوب"، لأنه أخذ اسم الكوكب من نفس مجموعة آلهة الأساطير الرومانية، والتي منها تم رسم أسماء الكواكب الأخرى في العصور القديمة. (أعطيت الكويكبات لأول مرة أسماء أبطال الأساطير الرومانية واليونانية، ثم حصل المكتشف على الحق في تسميتها بأي شيء، حتى باسمه. في البداية، تم إعطاء أسماء نسائية فقط. فقط الكويكبات ذات المدارات غير العادية تلقت أسماء ذكورية (على سبيل المثال، إيكاروس، يقترب من الشمس أقرب إلى عطارد). بعد ذلك، لم تعد هذه القاعدة ملحوظة. لا يمكن لجميع الكويكبات الحصول على أسماء، ولكن فقط تلك التي توجد مدارات محسوبة بشكل أكثر أو أقل موثوقة حصل على اسم بعد عقود من اكتشافه، وحتى يتم حساب المدار، يتم تخصيص رقم تسلسلي للكويكب يعكس تاريخ اكتشافه، على سبيل المثال، 1950 دج، وتشير الأرقام إلى السنة. الحرف الأول هو رقم الهلال في السنة التي تم اكتشاف الكويكب فيها؛ وبالتالي، هناك 24 منهم في المثال المذكور، وهذا هو النصف الثاني من شهر فبراير. ويشير الحرف الثاني إلى الرقم التسلسلي للكويكب في الهلال المحدد؛ وفي مثالنا، تم اكتشاف الكويكب أولاً. لا يستخدم الحرفان I و Z في التسمية، حيث أن هناك 24 هلالاً و 26 حرفاً. ولا يستخدم الحرف I بسبب تشابهه مع الوحدة. وإذا تجاوز عدد الكويكبات المكتشفة خلال الهلال 24، فإنها تعود مرة أخرى إلى بداية الأبجدية، مع تعيين مؤشر 2 للحرف الثاني، وفي العودة التالية - 3، الخ. يتم اكتشاف الكويكبات أحيانًا بالمئات سنويًا. يمكن العثور على معلومات حول الكويكبات اللامعة وشروط مراقبتها في التقاويم الفلكية.)
لقد كان سيريس موضع اهتمام مستمر، ومن خلال مراقبة مساره، قام علماء الفلك بدراسة مواقع النجوم الخافتة في محيط هذا المسار جيدًا. في 28 مارس 1802، وعلى مسافة ليست بعيدة عن المكان الذي شوهد فيه سيريس مؤخرًا بين النجوم، لاحظ أولبرز نجمًا جديدًا وفي غضون ساعتين اقتنع بحركته بالنسبة لجيرانه. كانت رائحته مثل اكتشاف كوكب آخر، وأظهر غاوس مرة أخرى أن هذا هو الحال بالفعل. ما يثير الدهشة بشكل خاص هو أن مدار الكوكب الثاني ذو الإضاءة الخافتة تبين أنه قريب جدًا من مدار سيريس. الكوكب الثاني كان يسمى بالاس (لقب أثينا - إلهة الحرب والنصر والحكمة والعلم بين اليونانيين). اكتشاف الكويكبات لا ينتهي عند هذا الحد. وبعد الكثير من التفكير، أعرب أولبرز عن فكرة جريئة مفادها أن المكان في النظام الشمسي، الذي قدمه البعض لكوكب واحد فقط، كان في الواقع يشغله كوكب واحد. اثنان منهم تم اكتشافهما هنا، وفقًا لأولبرز، هما شظاياها، التي تشكلت ذات يوم بسبب نوع من الكارثة. ربما لا يوجد حتى اثنتين من هذه الأجزاء، ولكن هناك الكثير منها، ومن المنطقي البحث عن الباقي. إذا تمزق كوكب يقع بين المريخ والمشتري إلى قطع، فإن مدارات جميع الشظايا الناتجة يجب أن تمر عبر النقطة في الفضاء التي وقع فيها الانفجار. وهذا قانون ميكانيكا معروف ويجب أن يكون صالحًا هنا أيضًا. إذا كان الأمر كذلك، فبدلاً من البحث في مساحة كبيرة من السماء بحثًا عن كواكب جديدة، فمن الأسهل انتظارها عندما تمر عبر تلك النقاط التي يتقاطع فيها مدارا سيريس وبالاس. لمدة ثلاث سنوات، كان أولبرز نفسه ينتظر بصبر الكواكب الجديدة في كوكبة العذراء، حيث كانت نقطة تقاطع مدارات سيريس وبالاس مرئية من الأرض. تمت مكافأة عمله في عام 1807 باكتشاف فيستا. لكن في عام 1804، اكتشف هاردينج كوكبًا يسمى جونو في كوكبة قيطس، حيث تقع النقطة الثانية لتقاطع المدارات. وهكذا اتضح أن مدارات الشظايا الأربعة التي تم العثور عليها تتقاطع في نفس النقاط تقريبًا.
والكواكب المكتشفة لاحقاً (جميعها في نفس المكان، بين المشتري والمريخ) لا تمر بالأماكن التي تتقاطع فيها مدارات الكواكب الأربعة الأولى المكتشفة. تبين أن الانطباع الأولي عن صحة افتراض أولبرز كان مبنيًا على مصادفة عشوائية. لكن كل هذا أصبح واضحًا بعد وقت طويل من اكتشاف أولبرز للكوكب الرابع. عندما توفي بالفعل كل من شارك في اكتشاف هذه الكواكب، فإن الكوكب الخامس لا يزال لم يصادف المراقبين. ولم يتم افتتاحه إلا في عام 1845، أي بعد مرور 40 عامًا تقريبًا. تم افتتاحه من قبل مسؤول بريدي متقاعد، جينكي، الذي يتمتع بصبر مذهل حقًا. لمدة 15 عامًا طويلة، من المساء إلى المساء، كان يبحث عن رفاقه المسافرين في سيريس ورفاقها، وكل أمسية جديدة تجلب خيبة الأمل، لم تضعف حماسته. وبعد عامين من نجاحه الأول، اكتشف كوكبًا آخر، وبعد فترة وجيزة بدأت اكتشافات الكواكب المماثلة بشكل مستمر. جميع الكواكب المكتشفة بين مداري المريخ والمشتري تسمى مجتمعة الكواكب الصغيرة أو الكويكبات، وهو ما يعني “شبيهة بالنجوم” باللغة اليونانية. في الواقع، حتى في أقوى التلسكوبات، تبدو هذه الكواكب كالنجوم، فهي صغيرة جدًا.
الأكبر - يبلغ قطر سيريس حوالي 1000 كيلومتر وهو أصغر حجمًا من القمر بعدة مرات مثل القمر أصغر من الأرض. يبلغ قطر بالاس حوالي 600 كيلومتر، ويبلغ قطر جونو حوالي 250 كيلومترًا، ويبلغ قطر فيستا حوالي 540 كيلومترًا. فقط معهم، ومن ثم بمساعدة أعظم المنكسرات في العالم، يمكن للمرء أن يلاحظ قرصًا صغيرًا. يمكن قياس أقطارها، لكن لا يمكن رؤية أي تفاصيل عنها.
كلما كان حجم الكويكبات أصغر وانخفض سطوعها، زاد عددها، وبالتالي، بمرور الوقت، يتم اكتشاف كويكبات أقل سطوعًا. على سبيل المثال، أكبر عدد من الكويكبات المكتشفة في عام 1930 يقع على مقياس 14، وفي عام 1938 اقترب من حجم 15.
يتناسب حجم وكتلة الكويكبات بدرجة أو بأخرى مع سطوعها (ينخفض إلى ظروف نفس المسافة من الأرض والشمس)، وبالتالي فإن توزيع الكويكبات حسب "سطوعها المطلق" كما يقولون. (أي السطوع الذي يمكن أن يتمتع به الكويكب على مسافة وحدة فلكية واحدة من الأرض ومن الشمس) يميز توزيعها حسب الكتلة (بافتراض أن انعكاسها هو نفسه).
ومن خلال دراسة الكويكبات، يأمل العلماء في معرفة المزيد عن المواد التي تشكلت منها الكواكب. من بين جميع الأجرام السماوية، فقط الكويكبات والمذنبات هي القادرة على التأثير على الأرض، مما يهددها بكارثة. ومع ذلك، فإن احتمال حدوث مثل هذا الشيء في الواقع منخفض جدًا. يتعرض جزء كبير من البشرية لخطر أكبر بكثير من الزلازل والانفجارات البركانية والأمراض والمجاعة.
الكويكبات هي أجرام سماوية تشكلت نتيجة التجاذب المتبادل للغاز الكثيف والغبار الذي يدور حول شمسنا في وقت مبكر من تكوينها. وقد وصلت بعض هذه الأجسام، مثل الكويكب، إلى كتلة كافية لتكوين نواة منصهرة. في اللحظة التي وصل فيها كوكب المشتري إلى كتلته، انقسمت معظم الكواكب المصغرة (الكواكب الأولية المستقبلية) وخرجت من حزام الكويكبات الأصلي بين المريخ وكوكب المشتري. خلال هذه الحقبة، تشكلت بعض الكويكبات نتيجة اصطدام أجسام ضخمة تحت تأثير مجال جاذبية المشتري.
التصنيف حسب المدارات
يتم تصنيف الكويكبات بناءً على ميزات مثل الانعكاسات المرئية لضوء الشمس والخصائص المدارية.
وفقا لخصائص مداراتها، يتم تجميع الكويكبات في مجموعات، من بينها يمكن تمييز العائلات. وتعتبر مجموعة الكويكبات عبارة عن عدد من تلك الأجسام التي تتشابه خصائصها المدارية، أي: شبه المحور، والانحراف المركزي، والميل المداري. وينبغي اعتبار عائلة الكويكبات مجموعة من الكويكبات التي لا تتحرك في مدارات متقاربة فحسب، بل من المحتمل أن تكون شظايا من جسم واحد كبير، وتشكلت نتيجة انقسامها.
يمكن أن يصل عدد أكبر العائلات المعروفة إلى عدة مئات من الكويكبات، بينما يصل عدد الكويكبات الأكثر إحكاما إلى عشرة. ما يقرب من 34٪ من أجسام الكويكبات هي أعضاء في عائلات الكويكبات.
نتيجة لتكوين معظم مجموعات الكويكبات في النظام الشمسي، تم تدمير جسمها الأصلي، ولكن هناك أيضًا مجموعات نجا جسمها الأصلي (على سبيل المثال).
التصنيف حسب الطيف
ويعتمد التصنيف الطيفي على طيف الإشعاع الكهرومغناطيسي، الناتج عن عكس الكويكب لأشعة الشمس. يتيح تسجيل هذا الطيف ومعالجته دراسة تركيبة الجرم السماوي وتحديد الكويكب في إحدى الفئات التالية:
- مجموعة من الكويكبات الكربونية أو المجموعة C. يتكون ممثلو هذه المجموعة في الغالب من الكربون، بالإضافة إلى العناصر التي كانت جزءًا من القرص الكوكبي الأولي لنظامنا الشمسي في المراحل الأولى من تكوينه. الهيدروجين والهيليوم، بالإضافة إلى العناصر المتطايرة الأخرى، غائبة تقريبًا عن الكويكبات الكربونية، ولكن قد تكون هناك معادن مختلفة. ميزة أخرى مميزة لهذه الهيئات هي انخفاض البياض - الانعكاس، الأمر الذي يتطلب استخدام أدوات مراقبة أكثر قوة من عند دراسة الكويكبات من المجموعات الأخرى. أكثر من 75% من الكويكبات في النظام الشمسي تنتمي إلى المجموعة C. أشهر أجسام هذه المجموعة هي هيجيا وبالاس وسيريس.
- مجموعة من الكويكبات السيليكونية أو المجموعة S. وتتكون هذه الأنواع من الكويكبات بشكل أساسي من الحديد والمغنيسيوم وبعض المعادن الصخرية الأخرى. ولهذا السبب، تسمى الكويكبات السيليكونية أيضًا بالكويكبات الصخرية. تحتوي هذه الهيئات على بياض مرتفع إلى حد ما، مما يجعل من الممكن مراقبة بعضها (على سبيل المثال، القزحية) ببساطة بمساعدة مناظير. ويبلغ عدد الكويكبات السيليكونية في النظام الشمسي 17% من المجموع، وهي أكثر شيوعا على مسافة تصل إلى 3 وحدات فلكية من الشمس. أكبر ممثلي المجموعة S: جونو وأمفيتريت وهيركولينا.
صورة مركبة (حسب الحجم) للكويكبات تم التقاطها بدقة عالية. اعتبارًا من عام 2011، كانت هذه من الأكبر إلى الأصغر: (4) فيستا، (21) لوتيتيا، (253) ماتيلدا، (243) إيدا ورفيقه داكتيل، (433) إيروس، (951) غاسبرا، (2867) ستينز , (25143) إيتوكاوا
الكويكب (مرادف شائع حتى عام 2006 - كوكب صغير) هو جرم سماوي صغير نسبيا يتحرك في مدار حوله. الكويكبات أقل بكثير من حيث الكتلة والحجم، ولها شكل غير منتظم وليس لديها، على الرغم من أنها قد تكون كذلك.
التعاريف
الأحجام المقارنة للكويكب (4) فيستا والكوكب القزم سيريس والقمر. القرار 20 كم لكل بكسل
مصطلح الكويكب (من اليونانية القديمة ἀστεροειδής - "مثل النجم"، من ἀστήρ - "نجم" و εἶδος - "المظهر، المظهر، الجودة") صاغه الملحن تشارلز بورني وقدمه ويليام هيرشل على أساس أن هذه الأجسام يتم ملاحظتها كنقاط - على عكس الكواكب، والتي عند رؤيتها من خلال التلسكوب تبدو وكأنها أقراص. التعريف الدقيق لمصطلح "الكويكب" لم يتم تحديده بعد. حتى عام 2006، كانت الكويكبات تسمى أيضًا الكواكب الصغيرة.
المعلمة الرئيسية التي يتم من خلالها التصنيف هي حجم الجسم. تعتبر الكويكبات أجسامًا يزيد قطرها عن 30 مترًا؛ وتسمى الأجسام الأصغر منها.
في عام 2006، صنف الاتحاد الفلكي الدولي معظم الكويكبات على أنها .
الكويكبات في النظام الشمسي
حزام الكويكبات الرئيسي (الأبيض) وكويكبات طروادة للمشتري (الأخضر)
حاليًا، تم اكتشاف مئات الآلاف من الكويكبات في النظام الشمسي. اعتبارًا من 11 يناير 2015، كان هناك 670,474 جسمًا في قاعدة البيانات، منها 422,636 جسمًا حددت المدارات بدقة وخصصت رقمًا رسميًا، وأكثر من 19,000 منها حصلت على أسماء معتمدة رسميًا. تشير التقديرات إلى أنه قد يكون هناك من 1.1 إلى 1.9 مليون جسم في النظام الشمسي يزيد حجمها عن كيلومتر واحد. تتركز معظم الكويكبات المعروفة حاليًا ضمن النطاق الواقع بين مداراتها و.
كان يعتبر أكبر كويكب في النظام الشمسي، حيث تبلغ أبعاده حوالي 975 × 909 كم، ولكن منذ 24 أغسطس 2006 حصل على هذه الحالة. أكبر كويكبين آخرين هما (2) بالاس ويبلغ قطرهما حوالي 500 كيلومتر. (4) فيستا هو الجسم الوحيد في حزام الكويكبات الذي يمكن رؤيته بالعين المجردة. ويمكن أيضًا ملاحظة الكويكبات التي تتحرك في مدارات أخرى أثناء الممرات القريبة (على سبيل المثال، (99942) أبوفيس).
تقدر الكتلة الإجمالية لجميع الكويكبات في الحزام الرئيسي بـ 3.0-3.6 × 10 × 21 كجم، وهو ما يمثل حوالي 4٪ فقط من الكتلة. تبلغ كتلة سيريس 9.5 × 10 × 20 كجم، أي حوالي 32٪ من المجموع، ومعه أكبر ثلاثة كويكبات (4) فيستا (9٪)، (2) بالاس (7٪)، (10) هيجيا ( 3% ) - 51% أي أن الغالبية العظمى من الكويكبات لها كتلة ضئيلة بالمقاييس الفلكية.
استكشاف الكويكبات
بدأت دراسة الكويكبات بعد اكتشاف الكوكب عام 1781 على يد ويليام هيرشل. وتبين أن متوسط المسافة التي تفصلها عن مركز الشمس تتوافق مع قاعدة تيتيوس-بودي.
في نهاية القرن الثامن عشر، نظم فرانز زافير مجموعة من 24 عالم فلك. منذ عام 1789، تبحث هذه المجموعة عن كوكب يجب أن يكون، وفقا لقاعدة تيتيوس-بود، على مسافة حوالي 2.8 وحدة فلكية من الشمس - بين مداري المريخ والمشتري. وكانت المهمة هي وصف إحداثيات جميع النجوم في منطقة الأبراج البروجية في لحظة معينة. وفي الليالي اللاحقة، تم فحص الإحداثيات وتم تحديد الأجسام التي تحركت لمسافات أكبر. كان من المفترض أن تكون الإزاحة المقدرة للكوكب المرغوب حوالي 30 ثانية قوسية في الساعة، وهو ما كان من السهل ملاحظته.
ومن المفارقات أن الكويكب الأول، سيريس، تم اكتشافه بالصدفة على يد الإيطالي بيازي، الذي لم يكن مشاركا في هذا المشروع، في عام 1801، في الليلة الأولى من القرن. وتم اكتشاف ثلاثة آخرين - (2) بالاس، و(3) جونو، و(4) فيستا - خلال السنوات القليلة التالية - وآخرهم فيستا، في عام 1807. وبعد 8 سنوات أخرى من عمليات البحث غير المثمرة، قرر معظم علماء الفلك أنه لم يعد هناك شيء وأوقفوا البحث.
ومع ذلك، أصر كارل لودفيج هينكه على ذلك، وفي عام 1830 استأنف البحث عن كويكبات جديدة. وبعد خمسة عشر عامًا، اكتشف أستريا، وهو أول كويكب جديد منذ 38 عامًا. كما اكتشف هيبي بعد أقل من عامين. بعد ذلك، انضم علماء فلك آخرون إلى البحث، وبعد ذلك تم اكتشاف كويكب جديد واحد على الأقل سنويًا (باستثناء عام 1945).
في عام 1891، كان ماكس وولف أول من استخدم طريقة التصوير الفلكي للبحث عن الكويكبات، حيث تترك الكويكبات خطوطًا ضوئية قصيرة في الصور الفوتوغرافية ذات فترة تعريض طويلة. وقد ساهمت هذه الطريقة في تسريع اكتشاف كويكبات جديدة بشكل كبير مقارنة بطرق المراقبة البصرية المستخدمة سابقًا: اكتشف ماكس وولف بمفرده 248 كويكبًا، بدءًا من (323) بروسيوس، بينما تم اكتشاف ما يزيد قليلاً عن 300 قبله. والآن، بعد قرن من الزمان، 385 ألف كويكب لها رقم رسمي، و18 ألف منها لها أيضًا اسم.
في عام 2010، أعلن فريقان مستقلان من علماء الفلك من الولايات المتحدة وإسبانيا والبرازيل أنهم اكتشفوا في وقت واحد الجليد المائي على سطح أحد أكبر حزام الكويكبات الرئيسي، ثيميس. يوفر هذا الاكتشاف نظرة ثاقبة لأصول الماء على الأرض. في بداية وجودها، كانت الأرض ساخنة جدًا بحيث لا يمكنها الاحتفاظ بكمية كافية من الماء. وكان من المفترض أن تصل هذه المادة في وقت لاحق. كان من المفترض أن المذنبات قد جلبت الماء إلى الأرض، ولكن التركيب النظائري للمياه الأرضية والماء في المذنبات غير متطابق. لذلك، يمكن الافتراض أن الماء جاء إلى الأرض أثناء اصطدامها بالكويكبات. اكتشف الباحثون أيضًا هيدروكربونات معقدة على ثيميس، بما في ذلك الجزيئات التي تعتبر سلائف للحياة.
تسمية الكويكب
في البداية، تم إعطاء الكويكبات أسماء أبطال الأساطير الرومانية واليونانية، وحصل المكتشفون لاحقا على الحق في الاتصال بهم كما يريدون - على سبيل المثال، باسمهم. في البداية، تم إعطاء الكويكبات أسماء نسائية في الغالب؛ فقط الكويكبات ذات المدارات غير العادية (على سبيل المثال، إيكاروس، التي تقترب من الشمس) حصلت على أسماء ذكورية. وفي وقت لاحق، لم يعد يتم الالتزام بهذه القاعدة.
لا يمكن لأي كويكب أن يحصل على اسم، ولكن فقط الكويكب الذي تم حساب مداره بشكل أكثر أو أقل موثوقية. كانت هناك حالات حصل فيها كويكب على اسم بعد عقود من اكتشافه. وإلى أن يتم حساب المدار، يتم إعطاء الكويكب تسمية مؤقتة تعكس تاريخ اكتشافه، على سبيل المثال، 1950 DA. الأرقام تشير إلى السنة، الحرف الأول هو رقم الهلال في السنة التي تم فيها اكتشاف الكويكب (في المثال المعطى، هذا هو النصف الثاني من شهر فبراير). ويشير الحرف الثاني إلى الرقم التسلسلي للكويكب في الهلال المحدد؛ وفي مثالنا، تم اكتشاف الكويكب أولاً. وبما أن هناك 24 هلالاً و26 حرفاً إنجليزياً، فلا يتم استخدام حرفين في التسمية: I (بسبب التشابه مع الوحدة) وZ. وإذا تجاوز عدد الكويكبات المكتشفة أثناء الهلال 24 فإنها تعود مرة أخرى إلى البداية من الأبجدية، تعيين فهرس الحرف الثاني هو 2، في المرة التالية التي يعود فيها - 3، وما إلى ذلك.
بعد الحصول على الاسم، تتكون التسمية الرسمية للكويكب من رقم (رقم تسلسلي) واسم - (1) سيريس، (8) فلورا، وما إلى ذلك.
تحديد شكل وحجم الكويكب
الكويكب (951) غاسبرا. إحدى الصور الأولى للكويكب التي تم الحصول عليها من مركبة فضائية. أرسلها المسبار الفضائي غاليليو أثناء تحليقه بالقرب من غاسبرا في عام 1991 (الألوان محسنة)
المحاولات الأولى لقياس أقطار الكويكبات باستخدام طريقة القياس المباشر للأقراص المرئية باستخدام ميكرومتر خيوطي قام بها ويليام هيرشل في عام 1802 ويوهان شروتر في عام 1805. وبعدهم، في القرن التاسع عشر، قام علماء فلك آخرون بقياس ألمع الكويكبات بطريقة مماثلة. وكان العيب الرئيسي لهذه الطريقة هو التناقضات الكبيرة في النتائج (على سبيل المثال، اختلف الحد الأدنى والحد الأقصى لأحجام سيريس التي حصل عليها علماء مختلفون بمقدار عشرة أضعاف).
تشمل الطرق الحديثة لتحديد حجم الكويكبات طرق قياس الاستقطاب، والرادار، وقياس التداخل البقعي، وقياس الإشعاع الحراري والعبور.
واحدة من أبسط وأعلى جودة هي طريقة النقل. عندما يتحرك الكويكب بالنسبة إلى الأرض، فإنه يمر أحيانًا على خلفية نجم بعيد، وتسمى هذه الظاهرة باحتجاب الكويكبات. من خلال قياس مدة الانخفاض في سطوع نجم معين ومعرفة المسافة إلى الكويكب، يمكنك تحديد حجمه بدقة. تتيح لك هذه الطريقة تحديد حجم الكويكبات الكبيرة بدقة، مثل بالاس.
تتضمن طريقة قياس الاستقطاب تحديد الحجم بناءً على سطوع الكويكب. كلما كان الكويكب أكبر، كلما زاد ضوء الشمس الذي يعكسه. ومع ذلك، فإن سطوع الكويكب يعتمد بقوة على بياض سطح الكويكب، والذي بدوره يتحدد من خلال تكوين الصخور المكونة له. على سبيل المثال، يعكس الكويكب فيستا، بسبب البياض العالي لسطحه، ضوءا أكثر بـ 4 مرات من سيريس، وهو الكويكب الأكثر وضوحا في السماء، والذي يمكن رؤيته في بعض الأحيان بالعين المجردة.
ومع ذلك، يمكن أيضًا تحديد البياض نفسه بسهولة تامة. والحقيقة هي أنه كلما انخفض سطوع الكويكب، أي كلما قل انعكاسه للإشعاع الشمسي في النطاق المرئي، كلما زاد امتصاصه، وعند تسخينه، ينبعث منه كحرارة في نطاق الأشعة تحت الحمراء.
ويمكن أيضًا استخدام طريقة قياس الاستقطاب لتحديد شكل الكويكب، من خلال تسجيل التغيرات في سطوعه أثناء دورانه، وتحديد فترة هذا الدوران، وكذلك التعرف على الهياكل الكبيرة الموجودة على السطح. بالإضافة إلى ذلك، يتم استخدام النتائج التي تم الحصول عليها من تلسكوبات الأشعة تحت الحمراء لتحديد الأبعاد باستخدام قياس الإشعاع الحراري.
تصنيف الكويكبات
ويعتمد التصنيف العام للكويكبات على خصائص مداراتها ووصف الطيف المرئي لأشعة الشمس المنعكسة على سطحها.
مجموعات المدار والعائلات
يتم تجميع الكويكبات في مجموعات وعائلات بناءً على خصائص مداراتها. عادة ما يتم تسمية المجموعة على اسم أول كويكب تم اكتشافه في مدار معين. والمجموعات عبارة عن تشكيلات فضفاضة نسبيا، بينما تكون الفصائل أكثر كثافة، وقد تشكلت في الماضي أثناء تدمير الكويكبات الكبيرة من الاصطدامات بأجسام أخرى.
الطبقات الطيفية
في عام 1975، قام كلارك ر. تشابمان، وديفيد موريسون، وبن زيلنر بتطوير نظام لتصنيف الكويكبات على أساس اللون، والبياض، وخصائص طيف ضوء الشمس المنعكس. في البداية، حدد هذا التصنيف ثلاثة أنواع فقط من الكويكبات:
الفئة C - الكربون، 75% من الكويكبات المعروفة.
الفئة S - السيليكات، 17% من الكويكبات المعروفة.
الفئة M - المعادن، ومعظم الآخرين.
تم توسيع هذه القائمة لاحقًا ويستمر عدد الأنواع في النمو مع دراسة المزيد من الكويكبات بالتفصيل:
الفئة أ - تتميز بياض مرتفع إلى حد ما (بين 0.17 و 0.35) ولون محمر في الجزء المرئي من الطيف.
الفئة B - بشكل عام، تنتمي إلى الكويكبات من الفئة C، لكنها تقريبًا لا تمتص الموجات التي يقل حجمها عن 0.5 ميكرون، وطيفها مزرق قليلاً. يكون البياض بشكل عام أعلى من الكويكبات الكربونية الأخرى.
الفئة D - تتميز بوضاءة منخفضة جدًا (0.02−0.05) وطيف محمر ناعم بدون خطوط امتصاص واضحة.
الفئة E - يحتوي سطح هذه الكويكبات على معدن مثل الإنستاتيت وقد يكون مشابهًا للأكوندريت.
الفئة F - تشبه عمومًا كويكبات الفئة B، ولكن بدون آثار "ماء".
الفئة G - تتميز بوضاءة منخفضة وطيف انعكاس مسطح تقريبًا (عديم اللون) في النطاق المرئي، مما يشير إلى امتصاص قوي للأشعة فوق البنفسجية.
الفئة P - مثل فئة الكويكبات D، تتميز ببياض منخفض إلى حد ما (0.02−0.07) وطيف محمر ناعم بدون خطوط امتصاص واضحة.
الفئة Q - عند طول موجة 1 ميكرون، يحتوي طيف هذه الكويكبات على خطوط مشرقة وواسعة من الزبرجد الزيتوني والبيروكسين، بالإضافة إلى ميزات تشير إلى وجود المعدن.
الفئة R - تتميز ببياض مرتفع نسبيًا وطيف انعكاس محمر بطول 0.7 ميكرومتر.
الفئة T - تتميز ببياض منخفض وطيف محمر (مع امتصاص معتدل عند طول موجة يبلغ 0.85 ميكرومتر)، وهو مشابه لطيف الكويكبات من الفئتين P وD، ولكنه يحتل موقعًا متوسطًا في الميل.
الفئة الخامسة - الكويكبات من هذه الفئة مشرقة إلى حد ما وقريبة جدًا من الفئة S الأكثر عمومية، والتي تتكون أيضًا بشكل أساسي من الصخور والسيليكات والحديد (الكوندريت)، ولكنها تتميز بمحتواها العالي من البيروكسين.
الفئة J هي فئة من الكويكبات التي يعتقد أنها تشكلت من داخل فيستا. أطيافها قريبة من أطياف الكويكبات من الفئة V، لكنها تتميز بخطوط امتصاص قوية بشكل خاص عند طول موجة يبلغ 1 ميكرومتر.
ويجب أن يؤخذ في الاعتبار أن عدد الكويكبات المعروفة المصنفة كنوع معين لا يتوافق بالضرورة مع الواقع. يصعب تحديد بعض الأنواع، وقد يتغير نوع الكويكب المعين بإجراء بحث أكثر دقة.
مشاكل التصنيف الطيفي
في البداية، اعتمد التصنيف الطيفي على ثلاثة أنواع من المواد التي تشكل الكويكبات:
الفئة ج - الكربون (الكربونات).
الفئة S - السيليكون (السيليكات).
الفئة م - معدن.
ومع ذلك، هناك شكوك في أن مثل هذا التصنيف يحدد بشكل لا لبس فيه تكوين الكويكب. وبينما يشير اختلاف الفئة الطيفية للكويكبات إلى اختلاف تركيبها، لا يوجد دليل على أن الكويكبات من نفس الفئة الطيفية تتكون من نفس المواد. ونتيجة لذلك، لم يقبل العلماء النظام الجديد، وتوقف تطبيق التصنيف الطيفي.
توزيع الحجم
ويتناقص عدد الكويكبات بشكل ملحوظ مع زيادة حجمها. على الرغم من أن هذا يتبع عمومًا قانون الطاقة، إلا أن هناك قممًا عند 5 كم و100 كم حيث يوجد عدد من الكويكبات أكثر مما هو متوقع من التوزيع اللوغاريتمي.
تشكيل الكويكب
في يوليو 2015، أُعلن أن كاميرا DECam الخاصة بتلسكوب فيكتور بلانكو قد اكتشفت حصان طروادة الحادي عشر والثاني عشر لنبتون، 2014 QO441 و2014 QP441. أدى هذا إلى زيادة عدد أحصنة طروادة عند النقطة L4 لنبتون إلى 9. واكتشف هذا المسح أيضًا 20 جسمًا آخر تم تصنيفها على أنها مركز الكوكب الصغير، بما في ذلك 2013 RF98، الذي يتمتع بواحدة من أطول الفترات المدارية.
يتم إعطاء الكائنات في هذه المجموعة أسماء القنطور في الأساطير القديمة.
أول قنطور تم اكتشافه كان تشيرون (1977). عندما يقترب من الحضيض الشمسي، فإنه يظهر خاصية غيبوبة للمذنبات، لذلك يتم تصنيف تشيرون على أنه مذنب (95P / تشيرون) وكويكب (2060 تشيرون)، على الرغم من أنه أكبر بكثير من المذنب النموذجي.
اكتشف علماء الفلك من مشروع PAN-STARRS ثاني جسم بين نجمي في التاريخ يصل إلى أقرب مسافة من الشمس في سبتمبر 2019، ويطير بين مداري كوكب المشتري وزحل. صرح بذلك عالم الفلك الشهير رون بالكه.
"من المحتمل جدًا أن هذا الجسم السماوي ليس كويكبًا حقيقيًا بين النجوم - فقد ينتهي به الأمر في مدار مماثل نتيجة تفاعلات الجاذبية مع كوكب المشتري، ومن ناحية أخرى، فإن هذه التفاعلات، إذا حدثت، فمن المرجح أن تكون قد قلبته "إلى جسم بين النجوم سيترك حدود النظام الشمسي في المستقبل القريب"، هكذا علق ميغان شوامب، عالم الكواكب في مرصد جيميني في هاواي (الولايات المتحدة الأمريكية)، تعليقا على هذا الاكتشاف.
وفي منتصف أكتوبر من العام الماضي، اكتشف التلسكوب الآلي Pan-STARRS1 أول جرم سماوي "بين النجوم". كان يُطلق على هذا الجسم تقليديًا اسم "المذنب" وأعطي الاسم المؤقت C/2017 U1. وبدأت العشرات من التلسكوبات الأرضية والمدارية بمراقبته.
وقبل مغادرة «المذنب» الفضاء القريب من الأرض، التقط العلماء العديد من الصور. وكان من الممكن أيضًا دراسة خصائصه الفيزيائية. وأشار الأخير إلى أن الجسم أقرب إلى الكويكب من المذنب. تمت إعادة تسميتها بـ 1I/2017 U1 وأعطيت لاحقًا اسم "Oumuamua"، والذي يعني "الكشافة" في لغة هاواي الأصلية.
أجسام جديدة ذات مدار “مشبوه”.
وفي الوقت نفسه تقريبًا، كما يشير بالكه في مدونته الصغيرة، بدأ المشاركون في المشروع بمراقبة جسم آخر ذو مدار "مشبوه". حصل على الاسم المؤقت A/2017 U7. كما هو الحال في حالة أومواموا، لفت انتباه علماء الفلك الكويكب بسبب مسار غير عادي للحركة - فمداره يميل بشدة بالنسبة إلى "فطيرة" بقية النظام الشمسي. وهذا جعلها مرئية بشكل كبير للتلسكوبات الآلية.
ومن المقرر أن يقترب الكويكب من الشمس في 10 سبتمبر 2019. وفي هذا اليوم سيمر الجسم، بحسب الخبراء، بين مداري المشتري وزحل، وبعد ذلك سيغادر النظام الشمسي. ومع ذلك، لا يعتقد جميع العلماء أن A/2017 U7 هو جرم سماوي بين النجوم. يقترح بعض علماء الفلك أن هذا "مقيم" في سحابة أورت. نحن نتحدث عن مكب "مواد بناء" فضائي على الأطراف البعيدة للنظام الشمسي. ربما تم طرد الجسم من هناك نتيجة تفاعلات الجاذبية مع جيرانه والكواكب العملاقة.
علاوة على ذلك، فمن المحتمل ألا يغادر النظام الشمسي، بل سيبدأ رحلة عودته إلى الشمس. ويعتقد بعض العلماء أن هذا يمكن أن يحدث بعد أن يبتعد عن النجم بمقدار 18-20 ألف وحدة فلكية. هذه هي المسافة المتوسطة بين النجم والأرض، والتي تتوافق تمامًا مع حدود سحابة أورت. هذا الإصدار مدعوم أيضًا بالسرعة والاتجاه غير المعتادين لرحلة الكويكب.
وفي أوائل فبراير، اكتشف علماء الفلك جسمًا مشابهًا آخر، وهو الكويكب A/2018 C2. ويتحرك في مدار مماثل، لكنه سيكون أقرب إلى الشمس والأرض من "ابن عمه" A/2017 U7. وفي يونيو 2018، سيقترب من المريخ، وهو ما سيراقبه العلماء من جميع أنحاء العالم.
