курсовые,контрольные,дипломы,рефераты
До конца XIX века об астероидах сложилось представление как об одиночных телах. Такое представление было связано с тем, что наблюдательная аппаратура того времени не позволяла проводить сколько-нибудь детальное изучение малых планет. Однако, с развитием методов наблюдений и совершенствованием аппаратуры, картина стала меняться. Уже в начале XX века появились первые качественные наблюдения, свидетельствующие о двойственной природе некоторых малых планет. Так, были проведены детальные наблюдения астероида 433 Эрос, которые позволили усомниться в представлении об астероидах как монотелах. Однако таких наблюдений было немного, и они противоречили общепринятым взглядам, и лишь спустя несколько десятилетий, в течении которых проводились разнообразные наблюдения и теоретические расчеты, данные о двойственности некоторых астероидов были окончательно подтверждены. Итак, какие же методы используются для поиска двойных астероидов? Самым очевидным является исследование астероидов путем прямой регистрации их изображений на фотопластинке, ПЗС-матрице или каком-либо другом приемнике излучения. Однако этот метод имеет ряд недостатков, самыми главными из которых являются трудность регистрации слабого объекта рядом с ярким и необходимость проводить наблюдения с высоким угловым разрешением. Существующие наземные телескопы могут таким образом выявить двойственность лишь у немногих астероидов, яркость компонентов которых не очень отличается и расстояние между которыми достаточно велико. Так, в конце 1970-х годов в Китае с помощью 0.6 и 1 - метрового телескопов была выявлена двойственность астероида 9 Метис. Разность блеска компонентов составила 2 звездные величины, расстояние между компонентами 1000 км, что соответствовало угловому расстоянию 1'. Расстояние от астероида до Земли при этом составляло 1.23 а.е. Другим методом, позволяющим проводить более детальные наблюдения астероидов, является радиолокация. Существующие мощные передатчики и приемники позволяют довольно точно исследовать форму астероидов при их сближениях с Землей. Время запаздывания отраженного сигнала позволяет измерить расстояние до астероида, а доплеровское частотное смещение - скорость. Уширение отраженных сигналов дает информацию о вращении астероидов. Точность измерения при этом достигает около десятка метров на крупных телескопах. Первые радиолокационные наблюдения астероидов были проведены в 1968 году, и около 10% наблюденных астероидов показали признаки двойственности. Недостатком радиолокационного метода является возможность получать относительно уверенные результаты лишь на небольшом расстоянии от Земли или только для самых крупных астероидов главного пояса. Следует упомянуть также метод, основанный на наблюдениях покрытий астероидами звезд. Многие наблюдения свидетельствовали о том, что блеск затмеваемой звезды начинал ослабевать еще до начала покрытия или после него. Было сделано предположение, что такие эффекты связаны с мультикомпонентной структурой наблюдаемых объектов. Несомненно, самым достоверным методом является исследование астероидов с борта космических аппаратов. Первым астероидом, исследованным таким образом, является астероид 951 Гаспра. Наблюдения астероида были проведены в 1991 г. КА "Галилео" на пролетной траектории к Юпитеру. Расстояние между КА и Гаспрой в момент сближения составило 16000 км и это позволило детально сфотографировать поверхность астероида, размеры которого составляют около 15 км. В конце августа 1993 г. "Галилео" пролетел на расстоянии 11000 км от астероида 243 Ида. Ида имеет размеры 56x24x21 км и является членом семейства Корониса, принадлежащего главному поясу. Переданные на Землю снимки с разрешением 100 метров на пиксель показали, что Ида является сильно кратерированным, неправильной формы телом. Но самым неожиданным оказалось, что Ида имеет спутник, который назвали Дактиль. Дактиль был зарегистрирован независимо двумя приборами - ПЗС-матрицей и инфракрасным спектрометром. Спутник выглядит практически сферическим, его размеры составляют 1.6x1.4x1.1 км, расстояние до главного тела около 100 км. Наконец, 27 июня 1997 года космический аппарат NEAR прошел на расстоянии 1200 км от астероида главного пояса 253 Матильда. Разрешение на лучших снимках достигало 200 метров на пиксель. Матильда имеет размеры 50x50x70 км и является крайне медленно вращающимся астероидом - один оборот за 17.5 суток. На поверхности астероида обращает на себя внимание огромный кратер. Возможно, столкновение с телом, образовавшим этот кратер, и является причиной крайне медленного вращения Матильды. В 1999 году произойдет сближение аппарата NEAR с астероидом 433 Эрос, в процессе которого планируется совершить посадку на поверхность астероида. Как уже отмечалось, еще наземные наблюдения позволили заподозрить двойственность этого астероида, и исследования с борта космического аппарата позволят окончательно это выяснить.
Современная фотометрическая аппаратура позволяет проводить измерения блеска небесных тел с точностью до сотых долей звездной величины, что сводит к минимуму ошибки при построениях кривых блеска. На основе исследования кривых блеска вращающихся тел можно получить информацию о форме тела, периоде его вращения, положении в пространстве оси вращения, о прямом или обратном вращении. Основной моделью при исследовании формы астероидов является модель трехосного эллипсоида. В этом случае сравнение кривых блеска астероида и модельных кривых трехосного эллипсоида, "виртуально" находящегося в той же точке пространства, что и астероид, и вращающегося с тем же периодом, позволяет найти с некоторой долей вероятности форму астероида. Ошибки при этом могут возникать в том случае, если минералогический состав поверхности не одинаков на астероиде, что может приводить к альбедным различиям. Поэтому имеет смысл одновременно проводить как фотометрические, так и спектрофотометрические наблюдения. Однако картина еще более усложняется в случае мультикомпонентности астероидов. В этом случае на кривую блеска, обусловленную вращением астероида вокруг оси и эйлеровским вращением, вызванным свободной прецессией оси вращения астероида в пространстве, накладываются колебания, вызванные:
Первые визуальные фотометрические наблюдения, свидетельствующие о существовании двойного астероида, были проведены в 1901 году при наблюдениях астероида 433 Эрос. Благоприятное расположение астероида позволило тогда зарегистрировать затменные эффекты. Впоследствии было проведено большое количество фотометрических наблюдений, часть которых свидетельствовала о мультикомпонентности наблюдаемых объектов.
|
На рисунке представлены:
|
|
На основе большого количества исследованных кривых блеска астероидов ряд авторов отмечают следующие признаки двойственной структуры астероидов:
Наличие вынужденной прецессии, вызванной спутником, меняет положение оси вращения астероида в пространстве. Регулярное точное определение координат полюса исследуемого тела позволяет сделать вывод существовании этого вида прецессии.
Вариации блеска астероидов обусловлены химико-физическими и геометрическими эффектами. Химико-физические эффекты зависят от различия состава вещества на различных частях поверхности астероида. Геометрические эффекты зависят от формы, вращения астероида и его ориентации относительно земного наблюдателя. Вклад геометрических эффектов является основным. В качестве модели, описывающей вращение астероидов, обычно используют модель вращающегося трехосного эллипсоида. Ориентация астероида по отношению к земному наблюдателю определяется четырьмя основными параметрами:
|
Образование спутников возможно только в зоне 0.4 радиуса сферы Хилла, где дисперсия скоростей невелика и при столкновениях частиц происходит их слипание, а не разрушение. Все вышесказанное справедливо также и в отношении астероидов. Любой астероид имеет вокруг себя контролируемую им зону стабильного существования спутников, которые располагаются, как правило, на расстоянии нескольких радиусов главного тела. Каков же механизм образования спутников астероидов? В настоящее время нет какого-либо единого мнения по этому вопросу. Согласно одной из гипотез, спутники сформировались на начальной стадии эволюции Солнечной Системы, когда гравитационное влияние молодого Юпитера было невелико. На этом этапе дисперсия скоростей в поясе была мала, и спутники образовывались из протоспутниковых дисков, обращающихся вокруг астероидов. Возросшее гравитационное влияние Юпитера прекратило этот процесс. Существует также предположение, что многие астероиды состоят из нескольких каменных глыб, слабо связанных силами тяготения и покрытых слоем реголита. Любое небольшое внешнее воздействие приводит к разрыву этой системы и образованию одного или нескольких спутников на малых расстояниях от основного тела. В настоящее время дисперсия скоростей в поясе составляет около 5 км/сек, в то время как первая космическая скорость на поверхности самого крупного астероида - Цереры равна 0.5 км/сек. Следовательно, столкновение системы астероид - спутник с другим астероидом должно окончиться разрушением системы. В итоге на данном этапе количество астероидов со спутниками оценивается около 10%. На эту цифру указывают эксперименты по радиолокации (из 69 исследованных этим методом астероидов под подозрение на двойственность попадают 8), фотометрические исследования (около пятидесяти из пятисот исследованных астероидов). Также следует принять во внимание, что из 28 крупных кратеров на Земле 4 являются двойными, и то, что из трех исследованных космическими методами астероидов один является двойным.
Реферат на тему: Астероиды. Ученицы 11 «А» класса Школы №864 Юфкиной Анны. - Москва 2001г. - Содержание Свидетельства двойственности астероидов……………………………………………….. стр. 3 Фотометрические призн
Астрономия Древней Греции
Билеты по астрономии за 11 класс
Вселенная, Галактика и Солнечная система
Вселенная, которую я выбираю (Модель Вселенной Лео Шарка)
Гравитационные взаимодействия
Есть ли жизнь во вселенной
Есть ли жизнь на Марсе?
Жизнь во Вселенной
Жизнь во Вселенной
Звездное небо
Copyright (c) 2024 Stud-Baza.ru Рефераты, контрольные, курсовые, дипломные работы.