Астероїди - Енциклопедія Сучасної України
Beta-версія
Астероїди

АСТЕРО́ЇДИ (від грец. ἀστεροειδής – зоряний, зореподібний) – небесні тіла, які рухаються навколо Сонця еліптичними орбітами і відрізняються від 9-ти великих планет малими розмірами (діаметр до 1000 км). Інша назва – малі планети. Відомо бл. 8 тис. А. з точно визначеними орбітами, більшість з яких розташ. між орбітами Марса і Юпітера, з серед. відстанню до Сонця 2,75 астроном. одиниць (а. о.). 97 % А. мають велику піввісь орбіти (а) у межах 2,15– 3,50 а. о., а ексцентриситети (е) їхніх орбіт не перевищують 0,3 а. о., нахили орбіт (і) невеликі. Перший А. випадково відкрив італ. астроном Д. Піацці 1 січня 1801 під час спостережень зірок. Це був зореподіб. об’єкт 7m, положення якого відносно зірок помітно змінювалося з часом. Учений спостерігав його 6 тижнів, а потім об’єкт зник у променях Сонця. Щоб вирахувати орбіту цього небес. тіла, приват-доц. Ґеттінґен. ун-ту К. Ґаусс розробив новий метод визначення орбіт небес. тіл за трьома спостереженнями. За цим методом «перший» А. розшукав нім. астроном Г. Ольберс через рік після його відкриття. Церера – так назвали перший А. на честь богині плодючості (діаметр D ≈ ≈ 1000 км; а = 2,8 а. о.). У березні 1802 Г. Ольберс відкрив другий А. – Палладу (D ≈ 600 км; а = 2,8 а. о.). Орбіти цих А. так близько підходять одна до одної, що майже перетинаються. На підставі цього Г. Ольберс у 1804 підтвердив припущення, що А. – це частини однієї великої розірваної планети. У вересні 1804 К. Ґардінґ відкрив третій А. – Юнону (D ≈ 250 км; а = 2,7 а. о.), а в березні 1807 Г. Ольберс – четвертий, Весту (D ≈ 540 км; а = 2,4 а. о.). Лише в 1845 було відкрито п’ятий А. – Астрею (а = 2,7 а. о.). Відтоді відкриття А. йшли одне за одним. Від кінця 19 ст. для пошуків А. використовується фотографування (фотометрія). На поч. 20 ст. було відомо бл. 450 А. Кожний А., орбіта якого визначена, отримує номер та назву. Прибл. 100 перших А. названо іменами богинь грец. міфології, потім астрономи звернулися до міфів ін. народів, а згодом – до епосу. Наприкінці 19 ст. відкрили кілька А., орбіти яких проникали всередину марсіан. орбіти, їм почали давати чол. імена. Так, 1898 був знайдений А. № 433 Ерос, орбіта якого підходила до орбіти Землі ближче, ніж орбіти великих планет; 1937 – Гермес, який наблизився до Землі на відстань 700 тис. км; 1949 – № 1566 Ікар (D ≈ 15 км; а = 1,08 а. о., е = 0,83), який періодично проходить близько від Землі (6,7 млн км). Востаннє він проходив біля Землі на відстані 6,3 млн км 14 червня 1968. Унікальним є А. Гідальґо (1920; а = 5,8 а. о., і = 42,5°), орбіта якого знаходиться між орбітами Марса і Сатурна. Походження його остаточно не з’ясоване. Не виключено, що такі А., як Ікар і Гідальґо, – згаслі кометні ядра, тобто тіла, в яких у поверхн. шарах уже немає заморож. летких газів. Бл. 40 % А. належать до «сімейств», груп, що налічують десятки й сотні А. спільного походження. Дві групи А., які разом з Юпітером обертаються навколо Сонця і знаходяться на його орбіті на 60° попереду і на 60° позаду нього в т. зв. тригональних точках лібрації, дістали імена греків і троянців – героїв Троянської війни. У кожній групі бл. 20 А. з D ≈ 150 км. До «греків», які «втікають», належать: Одіссей, Нестор, Ахілл, Аякс та ін., до «троянців», які «наздоганяють» – Еней, Пріам, Троїл, Анхіз, Патрокл та ін. Значна частина груп має один великий А., який істотно вирізняється серед інших масою: для деяких це співвідношення досягає одного до тисячі і більше (групи Церери і Вести). Понад 100 р. тому виявлено (Д. Кірквуд, 1866), що в розподілі А. за періодами їх обертання навколо Сонця є «провали», «люки» – зони, де немає А. У цих зонах періоди обертання А. відносяться до періоду обертання Юпітера приблизно як прості числа, тобто кратні періоду обертання Юпітера. Внаслідок цього А. отримують резонанс. рух: поступово збільшуються е їх орбіт, і вони з часом переходять на орбіти, подібні до орбіт комет групи Юпітера. А. мають неправильну, уламкову форму. Їхні поверхні, як і поверхні ін. тіл Соняч. системи, які не мають атмосфер, вкриті кратерами ударного (точніше, вибухового) походження. А., ймовірно, утворилися внаслідок зіткнень і руйнування порівняно невеликої групи – кількох десятків – більших тіл, які виникли в процесі еволюції протопланет. речовини водночас із великими планетами. Зіткнення А. відбуваються часто, що породжує метеорні тіла і косміч. пил. Останнім часом особл. увага приділяється дослідженням А. груп Аполлона, Амура і Атона, які наближаються до орбіти Землі (АНЗ) і є найнебезпечніші для нашої цивілізації. Найбільші серед них: № 1036 Ганімед (D ≈ ≈ 40 км; група Амура) і № 1866 Сізіф (D ≈ 8 км; група Аполлона). За оцінками нині відомо лише 7 % АНЗ з D ≈ 1 км і 0,1– 0,2 % з D ≈ 100 м. На основі фотометр. та поляриметр. спостережень А. за фіз. характеристиками поділені на такі осн. типи: С – «вуглисті», низькоальбедні; S – «силікатні», середньоальбедні; М – «металеві», середньоальбедні; R – червоні, високоальбедні; Е – аналогічні ентаститовим хондритам, високоальбедні. Дані про періоди обертання А. навколо своїх осей (для більш як 600 А.) свідчать: більшість А. мають кутову швидкість у межах 1–3,5 обертів за добу. Від 1977 спец. спостереження вказували на наявність у А. супутників. Це було підтверджено даними косміч. апарата «Galileo» (1989), на підставі яких відкрито супутник Дактиль. Від 1971 понад 10 косміч. апаратів досліджували А. Знач. внесок у дослідження А. зробили І. Путилін – засн. наук. напряму всебіч. дослідж. А.; М. Черних, Л. Черних, Л. Карачкіна, Т. Смирнова та ін., які відкрили понад 1 тис. нових А.; В. Прокоф’єва, В. Таращук та ін., які виконали важливі дослідж. кривих блиску та подвійних А.; Д. Лупішко, Ф. Величок, І. Бєльська, В. Шевченко та ін., які здійснили великі за обсягом спостереження і визначили фіз. характеристики А.; А. Казанцев, Л. Шербаум і В. Кручиненко, які дослідили резонанс. рух орбіт А. в областях сумірності їх з Юпітером та визначили механізм утворення «люків Кірквуда».

Літ.: Путилин И. И. Малые планеты. Москва, 1953; Симоненко А. Н. Астероиды. Москва, 1985; Кручиненко В. Г. та ін. Метеорно-астероїдна небезпека та доплив космічної речовини на Землю. К., 1998.

В. Г. Кручиненко

Стаття оновлена: 2001