태양계의 몸체에 대한 조사. 소행성과 왜행성

소행성 궤도

메인 벨트의 소행성은 원형에 가깝거나 약간 편심된 안정적인 궤도로 움직입니다. 그들은 큰 행성의 중력 영향이 가장 작은 "안전한" 지대에 있습니다. 우선 목성입니다. 태양계의 젊음 동안 주요 소행성 벨트 사이트에 큰 행성이 ​​형성 될 수 없다는 사실에 대해 "비난"하는 것은 목성이라고 믿어집니다.

그러나 20세기 초 많은 과학자들은 목성과 화성 사이에 큰 행성이 ​​있었는데 어떤 이유에서인지 붕괴되었다고 믿었습니다. Olbers는 Pallas를 발견한 직후에 이 가설을 처음으로 표현했습니다. 그는 또한 가상의 행성을 Phaeton이라고 부를 것을 제안했습니다. 그러나 현대 우주론은 큰 행성의 파괴에 대한 아이디어를 포기했습니다. 소행성 벨트에는 아마도 항상 목성의 영향으로 결합되지 않은 많은 작은 몸체가 포함되었을 것입니다.

이 거인은 여전히 ​​소행성 궤도의 진화에서 주요 역할을 계속하고 있습니다. 메인 벨트의 소행성에 대한 장기간(40억 년 이상) 중력의 영향으로 인해 많은 "금지된" 궤도와 심지어 작은 천체가 거의 없는 영역이 출현했으며, 만약 그들이 거기에 도달하면, 그들은 오랫동안 거기에 머물 수 없습니다. 이 구역은 수십 개의 소행성의 공전 주기 분포에서 처음 발견한 Daniel Kirkwood(1814-1895)의 이름을 따서 Kirkwood 간격(또는 해치)이라고 불립니다.

Kirkwood 해치의 궤도를 공명이라고 합니다. 그 궤도를 따라 움직이는 소행성은 궤도의 동일한 지점에서 목성으로부터 규칙적인 중력 섭동을 경험하기 때문입니다. 이 궤도의 공전 주기는 목성의 공전 주기와 단순 관계가 있습니다(예: 1:2, 3:7, 2:5, 1:3). 예를 들어 다른 천체와의 충돌로 인해 소행성이 공진 궤도에 빠지면 이심률과 반장경이 목성의 중력장의 영향으로 급격히 변합니다. 소행성은 공진 궤도를 벗어나고 있으며 메인 벨트를 떠날 수도 있습니다. 이것은 Kirkwood의 영구적인 "정리" 메커니즘입니다.

그러나 Main Belt의 모든 소행성의 순간 분포를 묘사하면 "틈"이 보이지 않을 것입니다. 주어진 시간에 소행성은 벨트를 아주 고르게 채웁니다. 타원 궤도에서 움직이면서 종종 "금지 구역"을 가로지르기 때문입니다.

목성의 중력 영향에 대한 반대의 또 다른 예가 있습니다. 주 소행성 벨트의 외부 경계에는 과도한 수의 소행성을 포함하는 두 개의 좁은 "구역"이 있습니다. 그 중 공전주기는 목성의 공전주기와 2:3, 1:1 비율로 되어 있다. 1:1 공진은 소행성이 거의 목성 궤도에서 움직이고 있음을 의미합니다. 그러나 그들은 거대한 행성에 접근하지 않고 평균적으로 목성의 궤도 반경과 같은 거리를 유지합니다. 이 소행성은 트로이 전쟁의 영웅들의 이름을 따서 명명되었습니다. 궤도에서 목성보다 앞서 있는 이들을 "그리스"라고 하고 뒤처지는 그룹을 "트로이 목마"라고 합니다(두 그룹을 함께 종종 "트로이 목마"라고 함). 이 작은 물체의 움직임은 "삼각형 라그랑주 점" 근처에서 발생하며, 여기서 중력과 원심력은 원운동 동안 균등화됩니다. 평형 위치에서 약간의 편차로 물체를 제자리로 되돌리는 경향이 있는 힘이 발생하는 것이 중요합니다. 그 움직임은 안정적이다.

소행성은 태양계의 행성과 유사한 비교적 작고 암석이 많은 우주체입니다. 많은 소행성은 태양 주위를 돌고 있으며, 가장 큰 클러스터는 화성과 목성의 궤도 사이에 있으며 소행성대라고 합니다. 여기에 알려진 소행성 중 가장 큰 세레스가 있습니다. 크기는 970x940km, 즉 거의 둥글다. 그러나 크기가 먼지 입자와 비슷한 것들이 있습니다. 혜성과 같은 소행성은 수십억 년 전에 우리 태양계가 형성된 물질의 잔해입니다.

과학자들은 우리 은하에서 지름이 1.5km가 넘는 50만 개 이상의 소행성을 찾을 수 있다고 제안합니다. 최근 연구에 따르면 운석과 소행성은 유사한 구성을 가지고 있으므로 운석이 형성되는 소행성은 소행성일 수 있습니다.

소행성 탐사

소행성에 대한 연구는 William Herschel이 천왕성을 세계에 발견한 후인 1781년으로 거슬러 올라갑니다. 18세기 말에 F. Xaver는 행성을 찾고 있던 유명한 천문학자들을 모았습니다. Xaver의 계산에 따르면 화성과 목성의 궤도 사이에 있어야 합니다. 처음에는 검색 결과가 나오지 않았지만 1801년에 최초의 소행성인 세레스가 발견되었습니다. 그러나 그것을 발견한 사람은 Xaver 그룹에 속하지도 않은 이탈리아 천문학자 Piazzi였습니다. 다음 몇 년 동안 Pallas, Vesta 및 Juno라는 세 개의 소행성이 더 발견되었으며 검색이 중단되었습니다. 불과 30년 후, 별이 빛나는 하늘에 대한 연구에 관심을 보인 Karl Ludovik Henke가 탐색을 재개했습니다. 그 이후로 천문학자들은 매년 적어도 하나의 소행성을 발견했습니다.

소행성의 특성

소행성은 반사된 햇빛의 스펙트럼에 따라 분류됩니다. 그 중 75%는 C등급의 매우 어두운 탄소질 소행성, 15%는 회백색-규산질 S등급, 나머지 10%는 금속성 M등급 및 기타 여러 희귀종입니다.

소행성의 불규칙한 모양은 위상각이 증가함에 따라 밝기가 상당히 빠르게 감소한다는 사실로도 확인됩니다. 지구로부터의 거리가 멀고 크기가 작기 때문에 소행성에 대한 보다 정확한 자료를 얻기에는 다소 문제가 있으며, 소행성에 작용하는 중력은 너무 작아서 모든 행성의 구형 특성을 제공할 수 없다. . 이 중력으로 인해 부서진 소행성은 접촉하지 않고 서로 가깝게 유지되는 별도의 블록으로 존재할 수 있습니다. 따라서 중간 크기의 물체와의 충돌을 피한 큰 소행성 만이 행성 형성 중에 얻은 구형 모양을 유지할 수 있습니다.

소행성은 생성 초기에 우리 태양 주위를 도는 고밀도 가스와 먼지의 상호 인력으로 인해 형성된 천체입니다. 소행성과 같은 이러한 물체 중 일부는 용융 핵을 형성하기에 충분한 질량에 도달했습니다. 목성이 질량에 도달하는 순간, 대부분의 소행성체(미래 원시행성)가 갈라져 화성과 화성 사이의 원래 소행성 벨트에서 방출되었습니다. 이 기간 동안 목성의 중력장의 영향으로 거대한 물체가 충돌하여 소행성의 일부가 형성되었습니다.

궤도 분류

소행성은 태양광의 가시적 반사와 궤도의 특성과 같은 특징에 따라 분류됩니다.

궤도의 특성에 따라 소행성은 그룹으로 결합되며 그 중에서 과를 구별할 수 있습니다. 소행성 그룹은 궤도 특성, 즉 반축, 이심률 및 궤도 기울기가 유사한 특정 수의 천체로 간주됩니다. 소행성군은 단지 가까운 궤도에서 움직이는 것이 아니라 아마도 하나의 큰 몸체의 파편이고 분할의 결과로 형성된 소행성군으로 간주되어야 합니다.

알려진 가족 중 가장 큰 가족은 수백 개의 소행성을 포함할 수 있지만 가장 작은 가족은 최대 10개까지 포함할 수 있습니다. 소행성체의 약 34%는 소행성군에 속합니다.

태양계에서 대부분의 소행성 그룹이 형성된 결과 모체가 파괴되었지만 모체가 살아남은 그룹도 있습니다(예:).

스펙트럼에 의한 분류

스펙트럼 분류는 태양광을 반사하는 소행성의 결과인 전자기 복사의 스펙트럼을 기반으로 합니다. 이 스펙트럼을 등록하고 처리하면 천체의 구성을 연구하고 소행성을 다음 클래스 중 하나로 지정할 수 있습니다.

• 탄소 소행성 그룹 또는 C 그룹. 이 그룹의 대표자는 대부분 탄소와 형성 초기 단계에서 우리 태양계의 원시 행성 디스크의 일부였던 요소로 구성됩니다. 탄소질 소행성에는 수소와 헬륨, 기타 휘발성 원소가 거의 존재하지 않지만 다양한 광물이 존재할 가능성은 있습니다. 그러한 천체의 또 다른 두드러진 특징은 낮은 알베도(반사율)로, 다른 그룹의 소행성을 연구할 때보다 더 강력한 관측 도구를 사용해야 합니다. 태양계에 있는 소행성의 75% 이상이 C 그룹을 대표합니다. 이 그룹의 가장 유명한 시체는 Hygiea, Pallas 및 한 번 - Ceres입니다.
• 실리콘 소행성 그룹 또는 S-그룹. 이 유형의 소행성은 주로 철, 마그네슘 및 기타 암석 광물로 구성됩니다. 이러한 이유로 실리콘 소행성은 돌로 된 소행성이라고도합니다. 이러한 천체는 알베도가 상당히 높기 때문에 쌍안경으로 그 중 일부(예: Irida)를 관찰할 수 있습니다. 태양계에 있는 규소 소행성의 수는 전체의 17%로, 태양으로부터 최대 3천문단위 떨어진 곳에 가장 많이 존재한다. S-그룹의 가장 큰 대표자: Juno, Amphitrite 및 Herculina.

- 이것들은 주위를 회전하는 돌과 금속 물체이지만 행성으로 간주하기에는 크기가 너무 작습니다.
소행성의 크기는 지름이 약 1,000km인 세레스에서 일반 암석 크기까지 다양합니다. 16개의 알려진 소행성은 지름이 240km 이상입니다. 그들의 궤도는 타원형이며 궤도를 가로질러 궤도에 도달합니다. 그러나 대부분의 소행성은 와 의 궤도 사이에 있는 주띠에 포함되어 있습니다. 일부는 지구와 교차하는 궤도를 가지고 있으며 일부는 과거에 지구와 충돌한 적도 있습니다.
한 가지 예는 애리조나 주 윈슬로 근처의 배링거 운석 분화구입니다.

소행성은 태양계 형성 후 남은 물질입니다. 한 이론은 그것들이 오래전에 충돌로 파괴된 행성의 잔해라고 제안합니다. 아마도 소행성은 행성으로 형성될 수 없는 물질일 것입니다. 실제로 모든 소행성의 추정된 총 질량을 하나의 물체로 합친다면 그 물체는 지름이 1,500km 미만, 즉 우리 달 지름의 절반도 되지 않을 것입니다.

소행성에 대한 우리의 이해는 대부분 지구 표면에 충돌한 우주 파편을 연구하는 데서 비롯됩니다. 지구와 충돌하는 소행성을 유성이라고 합니다. 유성은 고속으로 대기에 진입할 때 마찰로 인해 고온으로 가열되어 대기 중에서 타버립니다. 유성이 완전히 타지 않으면 남은 것이 지표면에 떨어져 운석이라고 합니다.

운석의 최소 92.8%는 규산염(돌)으로 구성되어 있고 5.7%는 철과 니켈로 구성되어 있으며 나머지는 이 세 가지 물질의 혼합물입니다. 돌 운석은 지구 암석과 매우 유사하여 찾기가 가장 어렵습니다.

소행성은 초기 태양계의 물질이기 때문에 과학자들은 그 구성을 연구하는 데 관심이 있습니다. 소행성대를 통과한 우주선은 벨트가 상당히 가늘고 소행성이 먼 거리에 떨어져 있음을 발견했습니다.

1991년 10월 갈릴레오 우주선은 소행성 951 가스프라에 접근하여 최초의 고정밀 지구 이미지를 전송했습니다. 1993년 8월, 갈릴레오 우주선은 소행성 243 이다에 가까이 접근했습니다. 우주선이 방문한 두 번째 소행성입니다. Gaspra와 Ida는 모두 S형 소행성으로 분류되며 금속이 풍부한 규산염으로 구성되어 있습니다.

1997년 6월 27일 NEAR 우주선은 소행성 253번 마틸다 근처를 지나갔다. 이로써 C형 소행성에 속하는 탄소가 풍부한 소행성에 대한 일반적인 견해를 처음으로 지구에 전송할 수 있게 되었습니다.

소행성은 태양 주위를 공전하는 비교적 작은 천체입니다. 그들은 크기와 질량이 행성에 비해 현저히 열등하고 모양이 불규칙하고 대기가 없습니다.

사이트의 이 섹션에서 모든 사람은 소행성에 대한 흥미로운 사실을 많이 배울 수 있습니다. 이미 익숙하신 분들도 계시고 낯익은 분들도 계실 것입니다. 소행성은 우주의 흥미로운 스펙트럼이며 가능한 한 자세히 소행성에 익숙해지도록 초대합니다.

"소행성"이라는 용어는 유명한 작곡가 Charles Burney가 처음 만들어냈고 William Herschel이 망원경으로 볼 때 별의 점처럼 보이고 행성은 원반처럼 보인다는 근거로 사용했습니다.

"소행성"이라는 용어에 대한 정확한 정의는 아직 없습니다. 2006년까지는 소행성을 소행성이라고 불렀다.

분류되는 주요 매개 변수는 신체 크기입니다. 소행성은 지름이 30m 이상인 천체를 포함하고, 그보다 작은 천체를 운석이라고 한다.

2006년에 국제 천문 연맹은 대부분의 소행성을 우리 태양계의 작은 천체로 분류했습니다.

현재까지 수십만 개의 소행성이 태양계에서 확인되었습니다. 2015년 1월 11일 현재 데이터베이스에는 670474개의 물체가 포함되어 있으며 그 중 422636개에는 궤도가 있고 공식 번호가 있으며 그 중 19,000개 이상에는 공식 이름이 있습니다. 과학자들에 따르면 태양계에는 1km보다 큰 물체가 110만~190만 개 있을 수 있습니다. 지금까지 알려진 대부분의 소행성은 목성과 화성 사이의 소행성대 안에 있다.

태양계에서 가장 큰 소행성은 크기가 약 975x909km인 세레스(Ceres)로 2006년 8월 24일 이후 왜행성으로 분류되었다. 나머지 두 개의 큰 소행성(4) Vesta와 (2) Pallas는 지름이 약 500km입니다. 더욱이 (4) Vesta는 육안으로 볼 수 있는 소행성대의 유일한 천체이다. 다른 궤도에서 움직이는 모든 소행성은 지구 근처를 통과하는 기간 동안 추적할 수 있습니다.

주요 벨트에 있는 모든 소행성의 총 중량은 3.0 - 3.6 1021kg으로 추정되며 이는 달 무게의 약 4%입니다. 그러나 Ceres의 질량은 전체 질량의 약 32%(9.5 × 1020kg)를 차지하며, (10) Hygiea, (2) Pallas, (4) Vesta - 51%, 즉 3개의 다른 큰 소행성과 함께, 대부분의 소행성은 천문학적 기준으로 무시할 수 있을 정도로 다릅니다.

소행성 탐사

1781년 William Herschel이 천왕성을 발견한 후, 최초의 소행성 발견이 시작되었습니다. 소행성의 평균 태양 중심 거리는 Titius-Bode 규칙에 해당합니다.

Franz Xaver는 18세기 말에 24명의 천문학자 그룹을 만들었습니다. 1789년부터 이 그룹은 티티우스-보데 법칙에 따라 태양으로부터 약 2.8천문단위(AU) 떨어진, 즉 목성과 화성의 궤도 사이에 위치해야 하는 행성을 찾는 것을 전문으로 했습니다. 주요 임무는 특정 순간에 조디악 별자리 영역에 위치한 별의 좌표를 설명하는 것이 었습니다. 다음 밤에 좌표를 확인하고 장거리를 이동하는 물체를 식별했습니다. 그들의 가정에 따르면 원하는 행성의 변위는 시간당 약 30초여야 하며 이는 매우 눈에 띕니다.

첫 번째 소행성인 세레스는 이 프로젝트에 참여하지 않은 이탈리아 피아시오가 세기의 첫날 밤인 1801년에 우연히 발견했습니다. 나머지 세 개 - (2) Pallas, (4) Vesta 및 (3) Juno -는 향후 몇 년 동안 발견되었습니다. 가장 최근(1807년)은 Vesta였습니다. 또 다른 8년 간의 의미 없는 탐색 끝에 많은 천문학자들은 더 이상 찾을 것이 없다고 결정하고 모든 시도를 포기했습니다.

그러나 Karl Ludwig Henke는 인내를 보여 1830년에 다시 새로운 소행성을 찾기 시작했습니다. 15년 만에 그는 38년 만에 첫 소행성인 아스트레아를 발견했다. 그리고 2년 만에 헤베를 발견했습니다. 그 후, 다른 천문학자들이 그 연구에 합류했고, 그 후 매년 적어도 하나의 새로운 소행성이 발견되었습니다(1945년 제외).

소행성을 찾기 위한 천체 사진 방법은 1891년 Max Wolf에 의해 처음 사용되었으며, 이에 따르면 소행성은 장기간 노출된 사진에 가벼운 짧은 선을 남겼습니다. 이 방법은 이전에 사용된 육안 관찰 방법에 비해 새로운 소행성의 탐지를 크게 가속화했습니다. Max Wolf 혼자만 248개의 소행성을 찾았지만 그 이전에는 300개 이상을 찾은 사람이 거의 없었습니다. 우리 시대에는 385,000개의 소행성에 공식 번호가 있고 18,000개에도 이름이 있습니다.

5년 전, 브라질, 스페인, 미국의 두 독립 천문학자 팀은 가장 큰 소행성 중 하나인 테미스 표면에서 동시에 얼음을 발견했다고 발표했습니다. 그들의 발견은 우리 행성에서 물의 기원을 찾는 것을 가능하게 했습니다. 태초에는 너무 뜨거워서 많은 양의 물을 담을 수 없었다. 이 물질은 나중에 나타났습니다. 과학자들은 혜성이 지구에 물을 가져왔다고 제안했지만 혜성의 물과 육지 물의 동위원소 구성만 일치하지 않습니다. 따라서 소행성과 충돌하는 동안 지구에 충돌했다고 가정할 수 있습니다. 동시에 과학자들은 Themis에서 복잡한 탄화수소를 발견했습니다. 분자는 생명의 선구자입니다.

소행성의 이름

처음에는 소행성에 그리스와 로마 신화의 영웅들의 이름이 주어졌지만, 나중에 발견자들은 소행성을 자신의 이름까지 원하는 대로 부를 수 있었습니다. 처음에 소행성에는 거의 항상 여성 이름이 붙었지만 특이한 궤도를 가진 소행성에만 남성 이름이 붙었습니다. 시간이 지남에 따라이 규칙은 더 이상 존중되지 않습니다.

모든 소행성이 이름을 가질 수 있는 것은 아니지만 궤도가 안정적으로 계산되는 소행성만 지정할 수 있다는 점은 주목할 가치가 있습니다. 종종 발견 후 수년이 지난 후에 소행성에 이름이 붙은 경우가있었습니다. 궤도가 계산될 때까지 소행성은 1950 DA와 같이 발견 날짜를 나타내는 임시 지정만 주어졌습니다. 첫 번째 문자는 연도의 초승달 번호를 의미하고(예에서 볼 수 있듯이 이것은 2월 하반기임), 두 번째 문자는 표시된 초승달 모양의 일련 번호를 나타냅니다(보시다시피, 이 소행성은 먼저 발견되었습니다). 숫자는 짐작할 수 있듯이 연도를 나타냅니다. 영문은 26자, 초승달은 24자로 지정에 Z와 I 두 글자를 사용한 적이 없다. 초승달 동안 발견된 소행성의 개수가 24개 이상이면 과학자들은 알파벳의 처음으로 돌아가, 즉, 다음 반환시 - 3 등의 두 번째 문자를 각각 쓰는 것입니다.

이름을 받은 후 소행성의 이름은 일련번호(번호)와 이름 - (8) Flora, (1) Ceres 등으로 구성됩니다.

소행성의 크기와 모양 결정

나사산 마이크로미터로 가시 원반을 직접 측정하는 방법을 사용하여 소행성의 지름을 측정하려는 첫 번째 시도는 1805년 요한 슈로터와 윌리엄 허셜에 의해 이루어졌습니다. 그런 다음 19세기에 다른 천문학자들은 가장 밝은 소행성을 정확히 같은 방식으로 측정했습니다. 이 방법의 주요 단점은 결과의 상당한 불일치입니다(예: 천문학자가 얻은 Ceres의 최대 및 최소 크기는 10배 다름).

소행성의 크기를 결정하는 현대적인 방법은 편광계, 열 및 통과 복사계, 스펙클 간섭계 및 레이더 방법으로 구성됩니다.

가장 품질이 좋고 간단한 것 중 하나는 운송 방법입니다. 소행성이 지구에 대해 상대적으로 이동할 때 분리된 별의 배경을 지나갈 수 있습니다. 이 현상을 별의 소행성 엄폐라고 합니다. 별이 어두워지는 시간을 측정하고 소행성까지의 거리에 대한 데이터를 가지고 있으면 별의 크기를 정확하게 결정할 수 있습니다. 이 방법 덕분에 팔라스와 같은 대형 소행성의 크기를 정확하게 계산할 수 있다.

편광법 자체는 소행성의 밝기를 기준으로 크기를 결정하는 것으로 구성됩니다. 반사하는 햇빛의 양은 소행성의 크기에 따라 다릅니다. 그러나 많은 면에서 소행성의 밝기는 소행성의 표면을 구성하는 성분에 의해 결정되는 소행성의 알베도에 따라 달라집니다. 예를 들어, 높은 알베도로 인해 소행성 Vesta는 Ceres보다 4배 더 많은 빛을 반사하고 육안으로도 종종 볼 수 있는 가장 가시적인 소행성으로 간주됩니다.

그러나 알베도 자체도 결정하기가 매우 쉽습니다. 소행성의 밝기가 낮을수록, 즉 가시광선 영역의 태양복사를 덜 반사할수록 각각 더 많이 흡수하고 가열된 후 적외선 영역의 열 형태로 방출합니다.

또한 회전 중 밝기 변화를 등록하여 소행성의 모양을 계산하고 이 회전 주기를 결정하며 표면에서 가장 큰 구조를 식별하는 데 사용할 수도 있습니다. 또한 적외선 망원경으로 얻은 결과는 열 복사 측정을 통해 치수를 결정하는 데 사용됩니다.

소행성과 그 분류

소행성의 일반적인 분류는 궤도의 특성과 표면에서 반사되는 가시 광선 스펙트럼에 대한 설명을 기반으로 합니다.

소행성은 일반적으로 궤도의 특성에 따라 그룹과 가족으로 결합됩니다. 대부분의 경우 소행성 그룹은 주어진 궤도에서 발견된 최초의 소행성의 이름을 따서 명명됩니다. 그룹은 상대적으로 느슨한 형성이지만 가족은 더 조밀하며 과거에 다른 물체와의 충돌로 인해 큰 소행성이 파괴되는 동안 형성되었습니다.

스펙트럼 등급

Ben Zellner, David Morrison, Clark R. Champin은 1975년에 반사된 햇빛 스펙트럼의 알베도, 색상 및 특성을 기반으로 하는 일반적인 소행성 분류 시스템을 개발했습니다. 처음에 이 분류는 다음과 같은 3가지 유형의 소행성만을 정의했습니다.

클래스 C - 탄소(가장 알려진 소행성).

클래스 S - 규산염(알려진 소행성의 약 17%).

클래스 M - 금속.

이 목록은 더 많은 소행성이 연구됨에 따라 확장되었습니다. 다음 클래스가 나타났습니다.

클래스 A - 스펙트럼의 가시 부분에서 높은 알베도와 붉은 색을 가집니다.

클래스 B - 클래스 C 소행성에 속하며, 0.5마이크론 미만의 파동을 흡수하지 않으며 스펙트럼은 약간 푸르스름합니다. 일반적으로 알베도는 다른 탄소 소행성에 비해 높다.

클래스 D - 알베도가 낮고 스펙트럼이 균일합니다.

클래스 E - 이 소행성의 표면은 엔스타타이트를 포함하고 콘드라이트와 유사합니다.

클래스 F - 클래스 B 소행성과 유사하지만 "물"의 흔적이 없습니다.

클래스 G - 가시 범위에서 낮은 알베도와 거의 평평한 반사 스펙트럼을 가지며 이는 강한 UV 흡수를 나타냅니다.

P 등급 - D 등급 소행성과 마찬가지로 낮은 알베도와 명확한 흡수선이 없는 부드러운 붉은 스펙트럼으로 구별됩니다.

클래스 Q - 1 마이크론의 파장에서 휘석과 감람석의 넓고 밝은 선과 금속의 존재를 나타내는 특징이 있습니다.

클래스 R - 상대적으로 높은 알베도를 가지며 0.7 마이크론 길이에서 붉은 반사 스펙트럼을 갖습니다.

클래스 T - 붉은 스펙트럼과 낮은 알베도가 특징입니다. 스펙트럼은 D급 및 P급 소행성과 유사하지만 기울기가 중간입니다.

V 등급 - 규산염, 석재 및 철로 더 많이 구성되어 있지만 휘석 함량이 높은 것으로 구별되는 일반적인 S 등급과 비슷하고 적당한 밝기를 특징으로 합니다.

J급은 베스타의 내부에서 형성된 것으로 추정되는 소행성의 일종이다. 그들의 스펙트럼이 V급 소행성에 가깝다는 사실에도 불구하고, 1마이크론의 파장에서는 강한 흡수선으로 구별됩니다.

특정 유형에 속하는 알려진 소행성의 수가 반드시 현실과 일치하는 것은 아니라는 점을 염두에 두어야 합니다. 많은 유형을 결정하기 어렵습니다. 소행성의 유형은 더 자세한 연구를 통해 변경될 수 있습니다.

소행성 크기 분포

소행성의 크기가 커짐에 따라 그 수는 눈에 띄게 감소했습니다. 이것은 일반적으로 거듭제곱 법칙을 따르지만 로그 분포에서 예측한 것보다 더 많은 소행성이 있는 5km와 100km에 피크가 있습니다.

소행성은 어떻게 형성되었나

과학자들은 소행성대에서 행성 목성이 현재의 질량에 도달할 때까지 태양 성운의 다른 지역에서와 똑같은 방식으로 행성이 진화했다고 믿고 있습니다. 벨트에서 배출. 스펙트럼 특성과 회전 속도 분포의 모델링과 점프는 이 초기 시대에 강착에 의해 직경이 120km보다 큰 소행성이 형성되었음을 보여줍니다. 반면에 더 작은 몸체는 목성의 원시 벨트 중력 분산 이후 또는 도중에 서로 다른 소행성 간의 충돌로 인한 파편입니다. Vesti와 Ceres는 중력 분화를 위해 중금속이 핵으로 가라앉고 상대적으로 암석이 많은 암석에서 형성된 지각을 위해 전체 크기를 취했습니다. Nice 모델의 경우 2.6천문 단위 이상의 거리에서 외부 소행성대에 많은 카이퍼 벨트 천체가 형성되었습니다. 그리고 이후 대부분은 목성의 중력에 의해 튕겨져 나왔지만 살아남은 것들은 세레스를 비롯한 D급 소행성일 가능성이 있다.

소행성의 위협과 위험

우리 행성이 모든 소행성보다 훨씬 더 크다는 사실에도 불구하고 3km보다 큰 물체와 충돌하면 문명이 파괴될 수 있습니다. 크기는 작지만 지름이 50m 이상일 경우 수많은 피해자를 포함해 막대한 경제적 피해를 입힐 수 있다.

소행성이 무거울수록 클수록 각각 더 위험하지만 이 경우에도 식별하기가 훨씬 쉽습니다. 현재 가장 위험한 소행성은 직경이 약 300m인 Apophis이며 충돌하면 도시 전체가 파괴될 수 있습니다. 그러나 과학자들에 따르면 일반적으로 지구와 충돌할 때 인류에게 위협이 되지 않는다고 합니다.

소행성 1998 QE2는 지난 2013년 6월 1일, 지난 200년 동안 가장 가까운 거리(580만km)에서 행성에 접근했습니다.