Asteroidy. Astronomové objevili další dva hyperbolické asteroidy Druhý objevený asteroid
Asteroid A/2018 C2
Bernhard Haeusler
Astronomové oznámili objev dvou asteroidů s hyperbolickými drahami najednou – nyní vědci znají tři takové objekty, včetně toho slavného. Dva „nováčci“ jsou s největší pravděpodobností obyvateli sluneční soustavy, i když z ní navždy odlétají. Údaje o drahách nebeských těles, označených A/2018 C2 a A/2017 U7, jsou zveřejněny na webu Centra pro malé planety Mezinárodní astronomické unie.
Všechna tělesa Sluneční soustavy, včetně komet a asteroidů, se pohybují po uzavřených eliptických drahách. Stupeň „protažení“ těchto elips je určen hodnotou excentricity, pro kruh je tento parametr 0, pro elipsu se pohybuje od 0 do 1, ale pokud je excentricita rovna nebo větší než 1, znamená to, že oběžná dráha je „přerušená“, to znamená, že jde o parabolu (e =1) nebo hyperbolu (e>1). Objekty s hyperbolickou nebo parabolickou dráhou mohou navštívit sluneční soustavu pouze jednou a poté navždy odletět do mezihvězdného prostoru. Například excentricita oběžné dráhy asteroidu 'Oumuamua je 1,1995.
Sergej Kuzněcov
Z hlediska fyziky jsou asteroidy, nebo, jak se jim také říká, malé planety, hustá a odolná tělesa, která jsou na fotografiích hvězdné oblohy k nerozeznání od hvězd (velké planety mají znatelné disky). Podle složení a vlastností je lze rozdělit do tří skupin: kámen, železo-kamen a železo. Asteroid je chladné těleso. Ten ale stejně jako Měsíc odráží sluneční světlo, a proto ho můžeme pozorovat v podobě hvězdicového objektu. Odtud pochází název „asteroid“, což v řečtině znamená hvězdicový tvar. Jelikož se asteroidy pohybují kolem Slunce, jejich poloha vůči hvězdám se neustále a poměrně rychle mění. Na základě tohoto počátečního znamení pozorovatelé objeví asteroidy.
Objev asteroidu
První noci 19. století (1. ledna 1801) Piazzi v Palermu usilovně prováděl svá systematická měření souřadnic hvězd, aby sestavil katalog poloh hvězd. Následující noc si Piazzi při opakovaných pozorováních všiml, že jedna ze slabých hvězd, které pozoroval (7. magnituda), neměla stejné souřadnice, jaké pro ni zaznamenal den předtím. Třetí noci se zjistilo, že nejde o žádnou chybu, ale že se tato hvězda pohybuje pomalu. Piazzi se rozhodl, že objevil novou kometu. Šest týdnů své svítidlo pečlivě sledoval, dokud ho nemoc nesrazila a nepřerušila jeho pozorování, z čehož sám Piazzi nedokázal odvodit dráhu svítidla, které objevil ve vesmíru. Po své nemoci začal Piazzi znovu sedět v noci u dalekohledu, ale už nemohl najít své světlo. Protože svůj objev nikdy nedokončil, byl Piazzi nucen poslat dopisy ostatním astronomům, v nichž popsal svá pozorování a požádal je, aby hledali svítidlo, které našel a ztratil. Pozorovatelům pomáhal matematik Gauss. Gauss se okamžitě pustil do výpočtů a v listopadu již zveřejnil prvky oběžné dráhy planety a také její budoucí polohu na obloze, kde měla být planeta viditelná ze Země. Gaussovy výpočty ukázaly, že Piazzi neobjevil kometu, ale planetu obíhající kolem Slunce právě mezi Marsem a Jupiterem. Kdo, když ne Piazzi, měl první slovo v otázce, jak nazvat nově objeveného člena rodiny planet? A Piazzi si přál pojmenovat ji Ceres, bohyně patronky ostrova Sicílie za římských dob. Piazzi tím vzdal hold oblasti, ve které úspěšně prováděl svou vědeckou práci, a zároveň „zachoval styl“, protože název planety převzal od stejného zástupu bohů římské mytologie, z nichž jména jiných planet se kreslila ve starověku. (Asteroidy nejprve dostaly jména hrdinů římské a řecké mytologie a poté dostal objevitel právo nazývat je jakkoli, i svým vlastním jménem. Zpočátku byla uváděna pouze ženská jména. Mužská jména dostávaly pouze asteroidy s neobvyklými drahami (např. Icarus, blížící se ke Slunci blíže k Merkuru Poté již toto pravidlo nebylo dodrženo všechny asteroidy, ale pouze ty, pro které existují více či méně spolehlivě vypočítané dráhy). dostal jméno desítky let po svém objevu Dokud není vypočítána dráha, je asteroidu přiděleno sériové číslo odrážející datum jeho objevu, například 1950 DA Čísla označují rok. První písmeno je číslo srpku v roce, ve kterém byla planetka objevena, celkem je jich tedy 24. V uvedeném příkladu se jedná o druhou polovinu února. Druhé písmeno označuje pořadové číslo asteroidu v uvedeném srpku, v našem příkladu byl asteroid objeven jako první. Písmena I a Z se v označení nepoužívají, protože existuje 24 půlměsíců a 26 písmen písmeno I se nepoužívá kvůli podobnosti s jednotkou. Pokud počet asteroidů objevených během srpku překročí 24, vrátí se znovu na začátek abecedy a přiřadí index 2 druhému písmenu, při dalším návratu - 3 atd. Asteroidy jsou někdy objeveny ve stovkách ročně. Informace o jasných asteroidech a podmínkách jejich pozorování lze nalézt v astronomických kalendářích.)
Ceres je předmětem neustálé pozornosti a astronomové pozorováním její cesty dobře prostudovali umístění slabých hvězd v okolí této cesty. 28. března 1802, nedaleko od místa, kde byla nedávno mezi hvězdami spatřena Ceres, si Olbers všiml nové hvězdy a během dvou hodin se přesvědčil o jejím pohybu vzhledem ke svým sousedům. Zavánělo to objevem jiné planety a Gauss opět ukázal, že tomu tak skutečně je. Obzvláště překvapivé je, že oběžná dráha druhé, slabě svítící planety se ukázala být velmi blízko oběžné dráze Ceres. Druhá planeta se jmenovala Pallas (epitel Athény - bohyně války, vítězství, moudrosti a vědy mezi Řeky). Tím objevy asteroidů nekončí. Po dlouhém přemýšlení Olbers vyslovil smělou myšlenku, že místo ve sluneční soustavě, které někteří poskytovali pouze jedné planetě, ve skutečnosti kdysi zabírala jediná planeta. Dva z nich zde objevené jsou podle Olberse jeho úlomky, vzniklé kdysi jakousi katastrofou. Tyto fragmenty pravděpodobně nejsou ani dva, ale mnoho a má smysl hledat zbytek. Pokud byla planeta, která se kdysi nacházela mezi Marsem a Jupiterem, roztrhána na kusy, pak oběžné dráhy všech výsledných fragmentů musí projít bodem ve vesmíru, kde došlo k explozi. To je známý zákon mechaniky, který by měl platit i zde. Pokud ano, pak je snazší na ně číhat, než se prohrabovat velkou oblastí oblohy a hledat nové planety, když procházejí těmi body, kde se protínají oběžné dráhy Ceres a Pallas. Sám Olbers tři roky trpělivě čekal na nové planety v souhvězdí Panny, kde byl ze Země viditelný průsečík drah Ceres a Pallas. Jeho práce byla odměněna v roce 1807 objevem Vesty. Ale v roce 1804 Harding objevil planetu Juno v souhvězdí Cetus, kde se nacházel druhý průsečík drah. Ukázalo se tedy, že dráhy čtyř nalezených úlomků se protínaly v téměř stejných bodech.
Následně objevené planety (všechny na stejném místě, mezi Jupiterem a Marsem) neprocházejí místy, kde se protínaly dráhy prvních čtyř objevených planet. Prvotní dojem o správnosti Olbersova předpokladu se ukázal být založen na náhodné náhodě... To vše se však ukázalo mnohem později, než Olbers našel čtvrtou planetu. Když už všichni, kdo se podíleli na objevu těchto planet, zemřeli, pátá planeta se pozorovatelům stále nedostala. Teprve v roce 1845, téměř o 40 let později, byl otevřen. Otevřel ji bývalý poštovní úředník Genke, jehož trpělivost je opravdu úžasná. Dlouhých 15 let od večera do večera hledal spolucestovatele Ceres a její společníky a každý nový večer, který přinášel zklamání, jeho nadšení neoslabil. Dva roky po svém prvním úspěchu objevil další planetu a brzy poté se začaly objevovat podobné planety nepřetržitě. Všechny planety objevené mezi drahami Marsu a Jupiteru se souhrnně nazývají menší planety nebo asteroidy, což v řečtině znamená „jako hvězdy“. Dokonce i v těch nejvýkonnějších dalekohledech vypadají tyto planety jako hvězdy, jsou tak malé.
Největší - Ceres má asi 1000 km v průměru a objemově je tolikrát menší než Měsíc, jako je Měsíc menší než Země. Pallas má průměr asi 600 km, Juno má průměr asi 250 km a Vesta má průměr asi 540 km. Jen s nimi a pak s pomocí největších světových refraktorů si lze všimnout maličkého disku. Jejich průměry lze změřit, ale nejsou na nich vidět žádné detaily.
Čím menší jsou asteroidy velikostí a čím nižší je jejich jasnost, tím větší je jejich počet, a proto se postupem času objevují stále méně jasné asteroidy. Například největší počet asteroidů objevených v roce 1930 připadá na 14. magnitudu a v roce 1938 se přiblížil k 15. magnitudě.
Velikost a hmotnost asteroidů jsou do té či oné míry úměrné jejich jasnosti (redukované na podmínky stejné vzdálenosti od Země a Slunce), proto je rozdělení asteroidů podle jejich, jak se říká, „absolutní jasnosti“ (tj. jasnost, kterou by asteroid měl ve vzdálenosti jedné astronomické jednotky od Země a od Slunce) charakterizuje jejich rozložení podle hmotnosti (za předpokladu, že jejich odrazivost je stejná).
Studiem asteroidů vědci doufají, že se dozvědí více o materiálu, ze kterého byly vytvořeny planety. Ze všech nebeských těles jsou pouze asteroidy a komety schopny ovlivnit Zemi a ohrozit ji katastrofou. Pravděpodobnost, že by se něco takového skutečně mohlo stát, je však velmi nízké. Významné části lidstva hrozí mnohem větší riziko zemětřesení, sopečných erupcí, nemocí a hladomoru.
Asteroidy jsou nebeská tělesa, která vznikla vzájemným přitahováním hustého plynu a prachu obíhajícího naše Slunce v rané fázi jeho vzniku. Některé z těchto objektů, jako je asteroid, dosáhly dostatečné hmotnosti, aby vytvořily roztavené jádro. V okamžiku, kdy Jupiter dosáhl své hmotnosti, byla většina planetesimál (budoucích protoplanet) rozdělena a vyvržena z původního pásu asteroidů mezi Marsem a. Během této éry vznikly některé asteroidy v důsledku srážky hmotných těles pod vlivem gravitačního pole Jupiteru.
Klasifikace podle drah
Asteroidy jsou klasifikovány na základě vlastností, jako jsou viditelné odrazy slunečního světla a orbitální charakteristiky.
Podle charakteristik jejich drah jsou asteroidy seskupeny do skupin, mezi nimiž lze rozlišit rodiny. Za skupinu planetek je považována řada takových těles, jejichž oběžné charakteristiky jsou podobné, to znamená: poloosa, excentricita a sklon oběžné dráhy. Za rodinu asteroidů je třeba považovat skupinu asteroidů, které se nejen pohybují po blízkých drahách, ale jsou pravděpodobně fragmenty jednoho velkého tělesa a vznikly v důsledku jeho rozdělení.
Největší ze známých rodin může čítat několik stovek asteroidů, zatímco nejkompaktnější - do deseti. Přibližně 34 % těles asteroidů jsou členy rodin asteroidů.
V důsledku vzniku většiny skupin planetek ve Sluneční soustavě bylo zničeno jejich mateřské těleso, ale existují i skupiny, jejichž mateřské těleso přežilo (např.).
Klasifikace podle spektra
Spektrální klasifikace je založena na spektru elektromagnetického záření, které je výsledkem odrazu slunečního světla od asteroidu. Registrace a zpracování tohoto spektra umožňuje studovat složení nebeského tělesa a identifikovat asteroid v jedné z následujících tříd:
- Skupina uhlíkových asteroidů nebo C-skupina. Zástupci této skupiny se skládají převážně z uhlíku a také prvků, které byly součástí protoplanetárního disku naší Sluneční soustavy v raných fázích jejího vzniku. Vodík a helium, stejně jako další těkavé prvky, se v uhlíkových asteroidech prakticky nevyskytují, ale mohou být přítomny různé minerály. Dalším výrazným znakem takových těles je jejich nízké albedo - odrazivost, která vyžaduje použití výkonnějších pozorovacích nástrojů než při studiu asteroidů jiných skupin. Více než 75 % asteroidů ve Sluneční soustavě jsou zástupci C-skupiny. Nejznámějšími tělesy této skupiny jsou Hygeia, Pallas a kdysi - Ceres.
- Skupina křemíkových asteroidů nebo S-skupina. Tyto typy asteroidů se skládají především ze železa, hořčíku a některých dalších kamenných minerálů. Z tohoto důvodu se křemíkové asteroidy také nazývají kamenné asteroidy. Taková tělesa mají poměrně vysoké albedo, což umožňuje pozorovat některá z nich (například Iris) jednoduše pomocí dalekohledu. Počet křemíkových asteroidů ve Sluneční soustavě je 17 % z celkového počtu a nejčastěji se vyskytují ve vzdálenosti do 3 astronomických jednotek od Slunce. Největší zástupci skupiny S: Juno, Amphitrite a Herculina.
Složený snímek (v měřítku) asteroidů pořízený ve vysokém rozlišení. Od roku 2011 to byly, od největšího po nejmenší: (4) Vesta, (21) Lutetia, (253) Matilda, (243) Ida a jeho společník Dactyl, (433) Eros, (951) Gaspra, (2867) Steins , (25143) Itokawa
Asteroid (synonymum běžné do roku 2006 - vedlejší planeta) je relativně malé nebeské těleso pohybující se na oběžné dráze kolem. Asteroidy jsou podstatně horší co do hmotnosti a velikosti, mají nepravidelný tvar a nemají, i když také mohou mít.
Definice
Srovnávací velikosti asteroidu (4) Vesta, trpasličí planety Ceres a Měsíce. Rozlišení 20 km na pixel
Termín asteroid (ze starořeckého ἀστεροειδής - „jako hvězda“, z ἀστήρ – „hvězda“ a εἶδος – „vzhled, vzhled, kvalita“) vytvořil skladatel Charles Burney a zavedl jej William Herschel na základě toho, že tyto objekty pozorovány jako body - na rozdíl od planet, které při pozorování dalekohledem vypadají jako disky. Přesná definice pojmu „asteroid“ stále není stanovena. Do roku 2006 byly asteroidy také nazývány menšími planetami.
Hlavním parametrem, podle kterého se klasifikace provádí, je velikost těla. Za planetky se považují tělesa o průměru větším než 30 m, menší tělesa se nazývají .
V roce 2006 Mezinárodní astronomická unie klasifikovala většinu asteroidů jako .
Asteroidy ve sluneční soustavě
Hlavní pás asteroidů (bílá) a Jupiterovy trojské asteroidy (zelená)
V současné době byly ve Sluneční soustavě objeveny stovky tisíc asteroidů. K 11. lednu 2015 bylo v databázi 670 474 objektů, z toho 422 636 mělo přesně určené dráhy a přidělené oficiální číslo, více než 19 000 z nich mělo oficiálně schválená jména. Odhaduje se, že ve Sluneční soustavě může být 1,1 až 1,9 milionu objektů, které jsou větší než 1 km. Většina v současné době známých asteroidů je soustředěna v dosahu mezi drahami a.
Byl považován za největší asteroid ve Sluneční soustavě s rozměry přibližně 975 × 909 km, ale od 24. srpna 2006 získal status. Další dva největší asteroidy jsou (2) Pallas a mají průměr ~500 km. (4) Vesta je jediným objektem v pásu asteroidů, který lze pozorovat pouhým okem. Asteroidy pohybující se na jiných drahách lze také pozorovat během blízkých průchodů (například (99942) Apophis).
Celková hmotnost všech asteroidů hlavního pásu se odhaduje na 3,0-3,6 10 21 kg, což jsou jen asi 4 % hmotnosti. Hmotnost Ceres je 9,5 10 20 kg, tedy asi 32 % z celku, a spolu se třemi největšími asteroidy (4) Vesta (9 %), (2) Pallas (7 %), (10) Hygiea ( 3%) - 51%, to znamená, že naprostá většina asteroidů má podle astronomických měřítek zanedbatelnou hmotnost.
Průzkum asteroidů
Studium asteroidů začalo po objevení planety v roce 1781 Williamem Herschelem. Ukázalo se, že jeho průměrná heliocentrická vzdálenost odpovídá pravidlu Titius-Bode.
Na konci 18. století zorganizoval Franz Xaver skupinu 24 astronomů. Od roku 1789 tato skupina hledala planetu, která by se podle Titius-Bodeova pravidla měla nacházet ve vzdálenosti asi 2,8 astronomických jednotek od Slunce – mezi drahami Marsu a Jupiteru. Úkolem bylo popsat souřadnice všech hvězd v oblasti zodiakálních souhvězdí v určitém okamžiku. Následující noci byly souřadnice kontrolovány a byly identifikovány objekty, které se posunuly na větší vzdálenosti. Odhadovaný posun požadované planety měl být asi 30 úhlových sekund za hodinu, což by mělo být snadné si všimnout.
Je ironií, že první asteroid, Ceres, byl objeven náhodou Italem Piazzi, který nebyl zapojen do tohoto projektu, v roce 1801, první noci století. Tři další - (2) Pallas, (3) Juno a (4) Vesta - byly objeveny během několika příštích let - poslední, Vesta, v roce 1807. Po dalších 8 letech bezvýsledného hledání se většina astronomů rozhodla, že už tam nic není, a výzkum zastavila.
Karl Ludwig Henke však trval na svém a v roce 1830 obnovil hledání nových asteroidů. O patnáct let později objevil Astraea, první nový asteroid po 38 letech. O necelé dva roky později objevil také Hebe. Poté se do pátrání zapojili další astronomové a následně byl objeven minimálně jeden nový asteroid ročně (s výjimkou roku 1945).
V roce 1891 Max Wolf jako první použil k hledání asteroidů metodu astrofotografie, při níž asteroidy zanechávaly na fotografiích krátké světelné čáry s dlouhou dobou expozice. Tato metoda značně urychlila objevování nových asteroidů ve srovnání s dříve používanými metodami vizuálního pozorování: Max Wolf sám objevil 248 asteroidů, počínaje (323) Brusiusem, zatímco před ním bylo objeveno o něco více než 300. 385 tisíc asteroidů má oficiální číslo a 18 tisíc z nich je také jméno.
V roce 2010 dva nezávislé týmy astronomů ze Spojených států, Španělska a Brazílie oznámily, že současně objevily vodní led na povrchu jednoho z největších asteroidů hlavního pásu Themis. Tento objev poskytuje pohled na původ vody na Zemi. Na počátku své existence byla Země příliš horká na to, aby pojala dostatek vody. Tato látka měla dorazit později. Předpokládalo se, že komety mohly přinést vodu na Zemi, ale izotopové složení pozemské vody a vody v kometách neodpovídá. Dá se tedy předpokládat, že voda byla na Zemi přivedena při její srážce s asteroidy. Vědci také na Themis objevili složité uhlovodíky, včetně molekul, které jsou prekurzory života.
Pojmenování asteroidů
Nejprve dostávaly asteroidy jména hrdinů římské a řecké mytologie, později získali objevitelé právo nazývat je, jak chtěli – například svým vlastním jménem. Zpočátku dostávaly planetky převážně ženská jména, mužská jména dostávaly pouze planetky s neobvyklými drahami (například Ikaros, blížící se ke Slunci). Později se toto pravidlo již nedodržovalo.
Jméno nemůže dostat žádný asteroid, ale pouze ten, jehož dráha byla více či méně spolehlivě vypočtena. Byly případy, kdy asteroid dostal jméno desítky let po svém objevu. Dokud nebude vypočítána orbita, dostane asteroid dočasné označení odrážející datum jeho objevu, například 1950 DA. Čísla označují rok, první písmeno je číslo srpku v roce, ve kterém byla planetka objevena (v uvedeném příkladu se jedná o druhou polovinu února). Druhé písmeno označuje pořadové číslo asteroidu v uvedeném srpku, v našem příkladu byl asteroid objeven jako první. Vzhledem k tomu, že existuje 24 půlměsíců a 26 anglických písmen, dvě písmena se v označení nepoužívají: I (kvůli podobnosti s jednotkou) a Z. Pokud počet planetek objevených během srpku překročí 24, vrátí se opět na začátek abecedy, přiřazení druhého indexu písmen je 2, příště se vrátí - 3 atd.
Po obdržení jména se oficiální pojmenování asteroidu skládá z čísla (sériové číslo) a názvu - (1) Ceres, (8) Flora atd.
Určení tvaru a velikosti asteroidu
Asteroid (951) Gaspra. Jeden z prvních snímků asteroidu získaný z kosmické lodi. Přenášeno kosmickou sondou Galileo během průletu kolem Gaspra v roce 1991 (barvy zvýrazněny)
První pokusy o měření průměrů asteroidů metodou přímého měření viditelných disků mikrometrem s vlákny provedli William Herschel v roce 1802 a Johann Schröter v roce 1805. Po nich v 19. století podobným způsobem měřili nejjasnější planetky další astronomové. Hlavní nevýhodou této metody byly značné nesrovnalosti ve výsledcích (např. minimální a maximální velikosti Ceres získané různými vědci se lišily desetkrát).
Mezi moderní metody určování velikosti asteroidů patří metody polarimetrie, radar, spektrální interferometrie, tranzitní a termální radiometrie.
Jednou z nejjednodušších a nejkvalitnějších je tranzitní metoda. Když se asteroid pohybuje vzhledem k Zemi, někdy prochází na pozadí vzdálené hvězdy, tento jev se nazývá zákryt asteroidu. Změřením doby trvání poklesu jasnosti dané hvězdy a znalostí vzdálenosti k asteroidu můžete poměrně přesně určit jeho velikost. Tato metoda umožňuje poměrně přesně určit velikost velkých asteroidů, jako je Pallas.
Metoda polarimetrie zahrnuje určení velikosti na základě jasnosti asteroidu. Čím větší je asteroid, tím více slunečního světla odráží. Jasnost asteroidu však silně závisí na albedu povrchu asteroidu, které je zase určeno složením hornin, které tvoří. Například asteroid Vesta díky vysokému albedu svého povrchu odráží 4x více světla než Ceres a je nejviditelnějším asteroidem na obloze, který lze někdy pozorovat pouhým okem.
Samotné albedo lze ale také určit celkem snadno. Faktem je, že čím nižší je jasnost asteroidu, to znamená, že čím méně odráží sluneční záření ve viditelné oblasti, tím více jej pohlcuje a po zahřátí jej pak vydává jako teplo v infračervené oblasti.
Metodu polarimetrie lze také použít k určení tvaru asteroidu, zaznamenáváním změn jeho jasnosti během rotace a k určení periody této rotace, stejně jako k identifikaci velkých struktur na povrchu. Kromě toho se výsledky získané z infračervených dalekohledů používají k určení rozměrů pomocí tepelné radiometrie.
Klasifikace asteroidů
Obecná klasifikace asteroidů je založena na charakteristikách jejich drah a popisu viditelného spektra slunečního světla odraženého od jejich povrchu.
Orbit skupiny a rodiny
Asteroidy jsou seskupeny do skupin a rodin na základě charakteristik jejich drah. Obvykle je skupina pojmenována po prvním asteroidu, který byl objeven na dané oběžné dráze. Skupiny jsou relativně volné formace, zatímco rodiny jsou hustší, vzniklé v minulosti při ničení velkých asteroidů při srážkách s jinými objekty.
Spektrální třídy
V roce 1975 Clark R. Chapman, David Morrison a Ben Zellner vyvinuli systém pro klasifikaci asteroidů na základě barvy, albeda a charakteristik spektra odraženého slunečního světla. Zpočátku tato klasifikace definovala pouze tři typy asteroidů:
Třída C - uhlík, 75 % známých asteroidů.
Třída S - silikát, 17 % známých planetek.
Třída M - kov, většina ostatních.
Tento seznam byl později rozšířen a počet typů stále roste, protože jsou podrobněji studovány další asteroidy:
Třída A – vyznačuje se poměrně vysokým albedem (mezi 0,17 a 0,35) a načervenalou barvou ve viditelné části spektra.
Třída B - obecně patří do asteroidů třídy C, ale téměř neabsorbují vlny pod 0,5 mikronu a jejich spektrum je mírně namodralé. Albedo je obecně vyšší než u jiných uhlíkových asteroidů.
Třída D - charakterizovaná velmi nízkým albedem (0,02−0,05) a hladkým načervenalým spektrem bez jasných absorpčních čar.
Třída E – povrch těchto asteroidů obsahuje minerál jako je enstatit a může být podobný achondritům.
Třída F - obecně podobná asteroidům třídy B, ale bez stop „vody“.
Třída G – vyznačuje se nízkým albedem a téměř plochým (a bezbarvým) spektrem odrazivosti ve viditelné oblasti, což ukazuje na silnou absorpci ultrafialového záření.
Třída P - jako asteroidy třídy D, jsou charakterizovány poměrně nízkým albedem (0,02–0,07) a hladkým načervenalým spektrem bez jasných absorpčních čar.
Třída Q - při vlnové délce 1 mikron obsahuje spektrum těchto planetek jasné a široké linie olivínu a pyroxenu a navíc znaky indikující přítomnost kovu.
Třída R - charakterizovaná relativně vysokým albedem a načervenalým spektrem odrazivosti v délce 0,7 µm.
Třída T - charakterizovaná nízkým albedem a načervenalým spektrem (se střední absorpcí při vlnové délce 0,85 μm), které je podobné spektru asteroidů třídy P a D, ale zaujímá střední polohu ve sklonu.
Třída V - planetky této třídy jsou středně jasné a poměrně blízké obecnější třídě S, které jsou také převážně složeny z horniny, silikátů a železa (chondritů), ale vyznačují se vyšším obsahem pyroxenů.
Třída J je třída asteroidů, o kterých se předpokládá, že vznikly z nitra Vesty. Jejich spektra se blíží spektru asteroidů třídy V, ale vyznačují se zvláště silnými absorpčními čarami při vlnové délce 1 μm.
Je třeba mít na paměti, že počet známých asteroidů klasifikovaných jako konkrétní typ nemusí nutně odpovídat skutečnosti. Některé typy je poměrně obtížné určit a typ daného asteroidu se může při pečlivějším výzkumu změnit.
Problémy spektrální klasifikace
Zpočátku byla spektrální klasifikace založena na třech typech materiálu, který tvoří asteroidy:
Třída C - uhlík (karbonáty).
Třída S - křemík (silikáty).
Třída M - kov.
Existují však pochybnosti, že taková klasifikace jednoznačně určuje složení asteroidu. Zatímco různá spektrální třída asteroidů naznačuje jejich odlišné složení, neexistuje žádný důkaz, že by asteroidy stejné spektrální třídy byly složeny ze stejných materiálů. V důsledku toho vědci nový systém nepřijali a implementace spektrální klasifikace se zastavila.
Distribuce velikosti
Počet asteroidů znatelně klesá, jak se zvětšuje jejich velikost. Ačkoli se to obecně řídí mocninným zákonem, existují vrcholy na 5 km a 100 km, kde je více asteroidů, než by se dalo očekávat z logaritmického rozdělení.
Tvorba asteroidů
V červenci 2015 bylo hlášeno, že kamera DECam dalekohledu Victora Blanca objevila 11. a 12. trojského koně Neptuna, 2014 QO441 a 2014 QP441. To zvýšilo počet trojských koní v bodě L4 Neptunu na 9. Tento průzkum také objevil 20 dalších objektů označených jako Centrum Minor Planet, včetně 2013 RF98, který má jednu z nejdelších oběžných period.
Předměty v této skupině dostávají jména kentaurů starověké mytologie.
Prvním objeveným kentaurem byl Chiron (1977). Když se přiblíží k perihéliu, projevuje se koma charakteristická pro komety, takže Chiron je klasifikován jako kometa (95P/Chiron) i asteroid (2060 Chiron), i když je výrazně větší než typická kometa.
Astronomové z projektu PAN-STARRS objevili druhý mezihvězdný objekt v historii, který se v září 2019 nejvíce přiblížil ke Slunci a proletěl mezi drahami Jupiteru a Saturnu. Informoval o tom slavný astronom Ron Baalke.
„Je docela možné, že toto nebeské těleso není skutečným mezihvězdným asteroidem – mohlo skončit na podobné dráze v důsledku gravitačních interakcí s Jupiterem do mezihvězdného objektu, který v blízké budoucnosti opustí hranice sluneční soustavy,“ komentuje objev Megan Schwambová, planetární vědkyně z Gemini Observatory na Havaji (USA).
V polovině října loňského roku objevil automatizovaný dalekohled Pan-STARRS1 první „mezihvězdné“ nebeské těleso. Tento objekt byl konvenčně nazýván „kometa“ a dostal dočasné jméno C/2017 U1. Začaly to sledovat desítky pozemních a orbitálních dalekohledů.
Než „kometa“ opustila blízkozemský prostor, vědci pořídili mnoho snímků. Bylo také možné studovat jeho fyzikální vlastnosti. Ten naznačil, že objekt je spíše asteroid než kometa. Byl přejmenován na 1I/2017 U1 a později dostal jméno 'Oumuamua, což v rodném havajském jazyce znamená „zvěd“.
Nové objekty s "podezřelou" oběžnou dráhou
Téměř ve stejnou dobu, jak poznamenává Baalke ve svém mikroblogu, začali účastníci projektu pozorovat další objekt s „podezřelou“ oběžnou dráhou. Dostal dočasné jméno A/2017 U7. Stejně jako v případě Oumuamua se asteroid dostal do pozornosti astronomů kvůli neobvyklé trajektorii pohybu - jeho dráha je silně nakloněna vzhledem k „palačince“ zbytku Sluneční soustavy. Díky tomu byl vysoce viditelný pro automatizované dalekohledy.
Asteroid se má ke Slunci přiblížit 10. září 2019. V tento den objekt podle odborníků projde mezi drahami Jupitera a Saturnu, načež opustí sluneční soustavu. Ne všichni vědci však věří, že A/2017 U7 je mezihvězdné nebeské těleso. Někteří astronomové naznačují, že jde o „obyvatele“ Oortova oblaku. Hovoříme o skládce vesmírných „stavebních materiálů“ na vzdáleném okraji Sluneční soustavy. Možná byl objekt odtud vyhozen v důsledku gravitačních interakcí se svými sousedy a obřími planetami.
Navíc je možné, že neopustí sluneční soustavu, ale zahájí svou zpáteční cestu ke Slunci. Někteří vědci se domnívají, že by k tomu mohlo dojít poté, co se vzdálí od hvězdy o 18-20 tisíc astronomických jednotek. Jedná se o průměrnou vzdálenost mezi hvězdou a Zemí, která přesně odpovídá hranici Oortova oblaku. Tuto verzi podporuje i neobvyklá rychlost a směr letu asteroidu.
Začátkem února astronomové objevili další podobný objekt – asteroid A/2018 C2. Pohybuje se na podobné dráze, ale přiblíží se ke Slunci a Zemi než jeho „bratranec“ A/2017 U7. V červnu 2018 se přiblíží k Marsu, který budou pozorovat vědci z celého světa.
