A partire da settembre 2017, ci sono 503.850 pianeti minori numerati con orbite calcolate e altri 245.833 non numerati.
Nel 1596, Johannes Keplero notò che i raggi medi delle orbite planetarie da Mercurio a Saturno calcolati da Copernico sono pari a 0,38: 0,72: 1,00: 1,52: 5,2: 9,2. Il divario tra Marte e Giove sembrava troppo ampio a Keplero, e suggerì che ci fosse un altro pianeta lì. Questa ipotesi fu confermata il capodanno del 1801, quando il direttore dell'Osservatorio di Palermo, Giuseppe Piazzi, avvistò una debole stella nella costellazione del Toro, che si spostava rispetto ai luminari vicini. L'ha scambiata per una cometa, ma presto ne ha dubitato. L'astronomo tedesco Johann Bode, con cui Piazzi ha condiviso le sue osservazioni, considerava questo corpo un nuovo pianeta, che ha annunciato in una rivista mensile pubblicata dal direttore dell'Osservatorio di Gotha, il barone Franz von Zach. Bode e Zach erano già convinti che lo spazio tra Marte e Giove nascondesse un pianeta sconosciuto;inoltre, nel settembre 1800, Zach convinse diversi astronomi tedeschi a partecipare a una ricerca collettiva. Successivamente, altri scienziati, tra cui Piazzi, si unirono a questo gruppo (definendosi la "polizia celeste").
Oltre agli otto pianeti, la suite solare comprende una grande varietà di corpi di massa e dimensioni minori. Alcuni di essi sono costituiti da polvere e gas congelato (queste sono comete), il resto è composto da materia solida (pianeti minori o planetoidi). Alcuni di loro, salvo rarissime eccezioni, non oltrepassano l'orbita di Giove dal Sole, mentre altri, al contrario, camminano lungo la periferia del Sistema Solare. Per tradizione, i pianeti minori del primo gruppo sono chiamati asteroidi.
Piazzi non ha avuto il tempo di raccogliere dati sufficienti per calcolare l'orbita del presunto pianeta, che aveva lasciato il cielo europeo entro l'autunno del 1801. Tuttavia, la nota di Bode spinse il grande matematico Karl Friedrich Gauss a iniziare a lavorare su un metodo computazionale che richiedeva meno dati osservativi rispetto ai calcoli convenzionali. Mandò i suoi risultati a von Zach, che con il loro aiuto riscoprì il latitante il 1 gennaio 1802, esattamente un anno dopo Piazzi. Nella stessa notte è stata osservata da un altro membro della "polizia celeste" Heinrich Olbers. Su richiesta del Piazzi, il nuovo corpo celeste prese il nome dalla dea romana della fertilità Cerere, considerata la patrona della Sicilia.
Olbers continuò ad osservare Cerere e il 28 marzo 1802 notò un altro punto in movimento nelle vicinanze. Ha ricevuto il nome di Pallade, la dea greca della saggezza. Quando Gauss calcolò gli elementi della sua orbita, divenne evidente che Olbers era straordinariamente fortunato. Pallade orbita attorno al Sole quasi nello stesso tempo di Cerere (4,6 anni terrestri), ma la sua traiettoria è inclinata di 34 gradi rispetto al piano dell'eclittica. Se non fosse stata durante le osservazioni di Olbers vicino a Cerere, avrebbe potuto essere scoperta solo dopo diversi decenni. Entro cinque anni, furono scoperti altri due di tali corpi celesti. Ma dopo, la "polizia aerea" si è sciolta. Olbers resistette più a lungo di altri, ma nel 1816 lasciò la caccia agli asteroidi. Riprese solo a metà del XIX secolo, quando gli scopritori non erano più in vita.
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In una lettera a William Herschel, ha suggerito che Cerere e Pallade sono frammenti di un pianeta morto per un'esplosione o per una collisione con una cometa. Da ciò ne seguì che ci sarebbero stati altri satelliti solari tra Marte e Giove. Herschel suggerì di chiamarli asteroidi, che tradotto dal greco antico significa "come le stelle" (voleva dire che questi corpi sono molto inferiori ai pianeti in luminosità e quindi è difficile distinguerli dalla maggior parte delle stelle). Questo neologismo è entrato nel linguaggio dell'astronomia.
L'ipotesi di Olbers prevedeva l'esistenza di nuovi asteroidi, quindi la Polizia aerea ha continuato la ricerca. I partecipanti a questo progetto di ricerca collettiva (tra l'altro, il primo nella storia dell'astronomia) hanno scoperto altri due asteroidi, che hanno ricevuto anche i nomi di dee romane. Il 1 settembre 1804, Karl Harding scoprì Giunone e il 29 marzo 1807 Olbers catturò Vesta. Il diritto di scegliere il nome del quarto asteroide è stato dato a Gauss, che ne ha calcolato l'orbita in poche ore (non è facile rientrare in un simile lasso di tempo anche con l'ausilio di un moderno calcolatore!).
Stagione di caccia
Nel 1830, il matematico e astronomo Friedrich Wilhelm Bessel fece appello agli osservatori tedeschi per iniziare a mappare il cielo per cercare gli asteroidi. Qualcosa è stato fatto in questa direzione, ma la prima scoperta non è andata a un professionista, ma a un dilettante, il direttore delle poste Karl Henke. L'8 dicembre 1845, dopo 15 anni di infruttuose osservazioni, scoprì il quinto asteroide, Astrea. Nel 1847, lo stesso Henke individuò l'asteroide numero 6 - Hebu, e presto il giovane astronomo inglese John Russell Hind scoprì gli asteroidi Iris e Flora. Successivamente, la ricerca di pianeti minori ha rapidamente guadagnato slancio. Il primo cacciatore americano per questi corpi, Christian Peters, scoprì 48 asteroidi dal 1861 al 1889, e l'astronomo tedesco Karl Luther - 24. Nel 1890, circa trecento abitanti dello spazio tra Marte e Giove furono inclusi nei cataloghi astronomici.
E poi è iniziata una nuova era. Maximilian Wolf, docente privato presso l'Università di Heidelberg, è stato il primo al mondo a usare la fotografia per cercare pianeti minori. Nel dicembre 1891 scoprì il suo primo asteroide e l'anno successivo - già 13. Nel 1902 Wolff diresse il nuovo osservatorio universitario e lo trasformò nel centro mondiale di "planetologia minore". Il suo collega più giovane Karl Reinmuth ha scoperto 389 asteroidi dal 1912 al 1957 e nessuno poteva battere questo record.
Nel periodo tra le due guerre mondiali la ricerca degli asteroidi fu estremamente intensa, e solo negli anni '30 portò quasi quattrocento scoperte. Poi ha rallentato - per molto tempo, circa trent'anni. La sua rinascita è stata facilitata equipaggiando i telescopi con fotometri a semiconduttore e altri dispositivi elettronici e l'emergere di potenti computer in grado di calcolare rapidamente le orbite degli asteroidi. Recentemente, telescopi robotici terrestri, osservatori orbitali e sonde spaziali distanti sono stati utilizzati per studiare piccoli pianeti.
Classi di asteroidi
Le informazioni sulla struttura degli asteroidi si basano sui risultati dell'analisi spettrale della luce solare riflessa, corretta dai dati geochimici sulla composizione dei meteoriti (poiché gli asteroidi sono la loro fonte principale). Secondo questo criterio, sono suddivisi in tre classi principali: C (corpi con un alto contenuto di carbonio), S (silicati con una miscela di metalli) e M (principalmente asteroidi ferro-nichel). La classe C rappresenta tre quarti degli asteroidi nella fascia principale, la classe S - 17%. Tuttavia, esistono classificazioni più dettagliate con un numero molto maggiore di gruppi.
Tutti gli asteroidi ruotano senza eccezioni e i loro assi sono orientati nello spazio in modo abbastanza casuale. Di solito, la durata di un giorno di asteroidi va dalle 6 alle 13 ore, ma ci sono delle eccezioni. Ad esempio, il minuscolo (circa 30 metri di diametro) asteroide 1998 KY26 compie una rivoluzione completa in 10 minuti e 42 secondi. Molto probabilmente, ha ottenuto una velocità angolare così elevata a seguito di molteplici scontri con parenti stretti.
Cintura principale
Le orbite di quasi tutti gli asteroidi si trovano all'interno dell'anello, il cui raggio interno è uguale a due unità astronomiche e quello esterno - tre e mezzo (in senso stretto, questo non è un anello, ma una ciambella, poiché i percorsi di molti asteroidi vanno oltre il piano dell'eclittica). Questa zona è chiamata cintura principale degli asteroidi. Contiene circa duecento pianeti minori, il cui diametro medio è superiore a 100 km. Secondo stime approssimative, ci sono 1-2 milioni di asteroidi di almeno un chilometro e la massa totale degli abitanti della fascia principale è circa 25 volte inferiore alla massa della Luna!
La distribuzione spaziale delle traiettorie degli asteroidi nella fascia principale è tutt'altro che uniforme. Innanzitutto, ci sono crepe aperte nel 1860 dal professore dell'Università dell'Indiana Daniel Kirkwood. Sulla base di uno studio delle traiettorie di 97 asteroidi, Kirkwood ha scoperto che questi corpi evitano orbite con periodi commisurati al periodo di Giove (ad esempio, se questi periodi sono correlati come 1: 3). Kirkwood ne comprese anche il motivo: tali corpi si avvicinano periodicamente a Giove nella stessa parte della loro traiettoria e, di conseguenza, sotto l'influenza della sua gravità, si smarriscono dalla loro traiettoria precedente (questo effetto, notato da Laplace all'inizio del XIX secolo usando l'esempio delle lune di Giove, è chiamato risonanza orbitale). Nella cintura principale, ci sono slot Kirkwood (nella letteratura in lingua russa sono anche chiamati portelli) e con altre risonanze - 1: 2, 2: 5, 3: 5, 3: 7. Secondo,non meno di un terzo degli asteroidi sono raggruppati in famiglie con elementi orbitali vicini (come la lunghezza del semiasse maggiore, l'eccentricità e l'inclinazione dell'orbita rispetto al piano dell'eclittica). La prima di queste famiglie, quasi cento anni fa, è stata isolata da un professore dell'Università di Tokyo, Kiyotsugu Hirayama. Hirayama credeva che ogni famiglia fosse composta da frammenti di un asteroide più grande che si disintegrò a causa di una collisione con un corpo più piccolo, e questa interpretazione è ancora considerata la più plausibile.disintegrato a causa di una collisione con un corpo più piccolo, e questa interpretazione è ancora considerata la più plausibile.disintegrato a causa di una collisione con un corpo più piccolo, e questa interpretazione è ancora considerata la più plausibile.
Gli asteroidi della fascia principale rischiano di entrare in collisione anche adesso (tuttavia, non era ancora possibile vederlo dal vivo), in passato le collisioni erano la cosa più comune. Molti (se non tutti) gli asteroidi sono frammenti dei loro predecessori. Questo spiega perché non ci sono molti asteroidi nella cintura che hanno i propri satelliti. Come ha detto a PM Clark Chapman, ricercatore senior presso il Southwest Research Institute in Colorado, la loro quota non supera il 15% (contro il 75% dei pianeti). Molto probabilmente, gli asteroidi perdono le loro lune non solo durante le collisioni dirette, ma anche a causa dei disturbi gravitazionali causati dall'apparizione dei vicini. La distribuzione caotica degli assi di rotazione degli asteroidi è anche il risultato di collisioni. Solo Cerere, Pallade e Vesta hanno la rotazione diretta ereditata dallo sciame prepianetario primario,da cui si sono formati sia gli asteroidi che i pianeti. Hanno mantenuto questa rotazione a causa della massa impressionante, che fornisce loro un grande momento angolare.
Asteroidi troiani
Quasi tutti gli asteroidi scoperti nel XIX secolo si muovono all'interno della cintura principale. Le uniche eccezioni sono Ephra ed Eros, che attraversano l'orbita di Marte. Non c'erano altri esempi di fuga dalla prigionia all'interno della cintura in quel momento.
Il XX secolo ha portato cambiamenti anche qui. Il 23 febbraio 1906 Wolff fotografò un debole asteroide che si muoveva su un'orbita quasi circolare dello stesso raggio di Giove, 55,5 gradi davanti al pianeta. Fu chiamato Achille e ricevette il numero 588. Ben presto l'astronomo svedese Carl Charlier si rese conto che nel suo movimento Achille era legato a uno dei due punti di librazione stabile previsti nel 1772 da Joseph Louis Lagrange. Achille ritorna periodicamente in prossimità del punto di librazione L4, che si sposta di 60 gradi davanti a Giove. Dopo un po ', l'asteroide Patroclo fu scoperto lì e Hector fu trovato vicino al punto L5 che si muoveva di 60 gradi dietro il pianeta. Subito dopo, nacque una tradizione per nominare questi asteroidi in onore degli eroi della guerra di Troia - vicino al punto di librazione L4 con i nomi degli Achei (Achille, Nestore, Agamennone, Odisseo, Aiace,Diomede, Antiloco, Menelao) e vicino al punto di librazione L5 - i nomi dei difensori di Troia (Priamo, Enea, Antif). Tuttavia, questa tradizione non apparve immediatamente, quindi Ettore e Patroclo alla fine rimasero nei "campi nemici".
Ad oggi, circa 5.000 Trojan sono stati scoperti vicino a Giove. La distanza angolare tra loro e Giove varia ampiamente, da 45 a 100 gradi. Altri quattro Troiani vivono vicino a Marte e otto nella zona orbitale di Nettuno. Nel luglio 2011, gli astronomi canadesi hanno nominato il primo candidato al titolo di partner di Troia del nostro pianeta. Questo asteroide di 300 metri 2010 TK7 è stato catturato dal telescopio a infrarossi WISE, che ha operato nell'orbita terrestre bassa da gennaio a ottobre 2010.
Asteroidi vicini alla Terra
Un'altra fase di scoperta iniziò nella primavera del 1932. Il 12 marzo, l'astronomo belga Eugene Delport ha scoperto l'asteroide Amur, che si avvicina al Sole al perielio a 1,08 UA. e quindi tocca quasi il lato esterno dell'orbita terrestre. E solo sei settimane dopo, Karl Reinmuth si è imbattuto nell'asteroide Apollo, la cui orbita attraversa sia la Terra che Venere ed è a soli 0,65 UA dal Sole al perielio.
Cupido e Apollo divennero gli antenati di due famiglie di pianeti minori che visitano le regioni interne del sistema solare. Hanno un nome comune: Near-Earth Asteroids (NEA). Il perielio degli asteroidi di tipo Amor varia da 1,3 UA. fino al raggio massimo dell'orbita terrestre pari a 1.017 UA. Gli asteroidi di tipo Apollo includono corpi con un perielio inferiore a 1.017 UA. e un semiasse maggiore superiore a 1 UA. Esiste anche una famiglia di asteroidi vicini alla Terra, il cui semiasse maggiore è inferiore a un'unità astronomica. Circa il 50% di tali asteroidi, il primo dei quali è stato scoperto nel 1976 e prende il nome dal dio egizio Aton, si allontana ancora dal Sole più della Terra, poiché si muovono lungo ellissi con una grande eccentricità. Tra gli atoni si distingue una sottofamiglia di asteroidi,il cui apogeo è inferiore al raggio minimo dell'orbita terrestre, 0,983 UA. Questi corpi, naturalmente, sono sempre più vicini al Sole del nostro pianeta.
Le orbite degli asteroidi vicini alla Terra sono molto diverse. Alcuni di loro tornano periodicamente alla fascia principale e talvolta vanno anche molto oltre, altri invariabilmente si mantengono più vicini al Sole. Tale, ad esempio, è l'asteroide 1685 Toro con un apogeo di 1,96 UA. e perielio 0,77 UA. Attraversa le orbite della Terra e di Marte e gli mancano solo 0,05 UA. e, per arrivare all'orbita di Venere. Gli ci vogliono 8 anni sulla Terra e 13 su Venere per compiere cinque rivoluzioni attorno al Sole, quindi Toro è in risonanza orbitale con entrambi i pianeti. Ci sono persino asteroidi che osano avvicinarsi al Sole più vicino a Mercurio. Questo è l'asteroide 1566 Icarus della famiglia Apollo, scoperto nel 1949 dall'astronomo americano Walter Baade.
Pianeti incompiuti
Gli asteroidi sono, in un certo senso, pianeti incompiuti. Entrambi erano formati una volta dalla collisione e dalla fusione di planetesimi, corpi solidi di dimensioni variabili da un metro a un chilometro, in orbita attorno al neonato Sole. Questi corpi, a loro volta, sono sorti a causa dell'adesione di particelle del gas primario e della nube di polvere, da cui si è formato il sistema solare. Nella zona oltre l'orbita di Marte, i planetesimi non sono stati in grado di unirsi in un grande pianeta. Molto probabilmente, ciò era dovuto ai disturbi gravitazionali di Giove, sebbene altri meccanismi avrebbero potuto funzionare. In particolare, è possibile che Giove abbia espulso più di una volta grandi corpi verso il Sole, che ha anche destabilizzato la fascia degli asteroidi.
I primi asteroidi, originati direttamente dai planesimali, si muovevano nel piano dell'eclittica lungo orbite quasi circolari e avevano velocità relative basse. Questo è il motivo per cui non si sono divisi in collisioni, ma sono rimasti uniti e sono cresciuti. Tuttavia, la gravità di Giove ha gradualmente costretto gli asteroidi a spostarsi su orbite inclinate con una grande eccentricità, a causa della quale la loro velocità relativa è aumentata a 5 km / s (questo è quello che è ora). Quando si sono scontrati a una tale velocità, gli asteroidi si sono frantumati in frammenti che non avevano alcuna possibilità di creare un vero pianeta.
Questi processi hanno cambiato radicalmente la cintura degli asteroidi. La sua massa iniziale non è esattamente nota, tuttavia, secondo i calcoli del modello, potrebbe essere 2.200 volte la massa attuale e approssimativamente uguale alla massa della Terra. Gli stessi calcoli dimostrano che c'erano centinaia di corpi, in massa e dimensioni non inferiori a Cerere. Questi corpi sono morti nelle collisioni e i loro detriti sono entrati in orbite instabili e hanno lasciato la cintura. Alla fine, si è assottigliato così tanto che le collisioni sono diventate rare e gli asteroidi sopravvissuti sono rimasti su traiettorie abbastanza stabili. Quindi l'attuale cintura principale è una pallida ombra del suo antico splendore.
Clark Chapman ha osservato che, secondo un certo numero di scienziati planetari, un tempo poteva esistere un'altra cintura tra la Terra e Venere. Tuttavia, questi asteroidi erano molto più difficili da sopravvivere. Si può presumere che quasi tutti si siano separati dopo le collisioni e che i loro frammenti siano stati gettati via dal Sole.
Febbre da ferro nichel
Gli scrittori di fantascienza hanno predetto da tempo, per così dire, lo sviluppo economico nazionale degli asteroidi - ricordate, ad esempio, la storia di Azimov "La via dei marziani". Questo è comprensibile. La cintura degli asteroidi contiene gigantesche riserve di ghiaccio d'acqua purissimo e una grande varietà di minerali. Un chilometro cubo di un tipico asteroide di classe M contiene 7 miliardi di tonnellate di ferro, un miliardo di tonnellate di nichel e milioni di tonnellate di cobalto. Il costo totale di questi metalli ai prezzi odierni è di oltre $ 5 trilioni. Si spera che se l'umanità arriva a queste risorse, le disporrà saggiamente e con reale vantaggio.
Alexey Levin
