дайте физические характеристики астероидов форма масса размеры

Дайте физические характеристики астероидов форма масса размеры

Вопреки распространённому мнению, расстояние между объектами в поясе астероидов велико. Несмотря на то, что число открытых на 2011 год астероидов превысило 300 000, а всего в поясе насчитывается несколько миллионов и более (в зависимости от того, где провести нижнюю границу размера) объектов, объём пространства, занимаемый поясом астероидов, огромен, и, как следствие, плотность объектов в поясе весьма мала. Поэтому вероятность не то что столкновения, а просто случайного незапланированного сближения, например, космического аппарата с каким-нибудь астероидом сейчас оценивается менее чем один к миллиарду.
Астероидами считаются тела с диаметром более 30 м, тела меньшего размера называют метеороидами. Крупных тел в поясе астероидов очень мало, так, астероидов с диаметром более 100 км насчитывается около 200, ещё известно около 1000 астероидов с радиусом более 15 км, а данные исследований в инфракрасном диапазоне спектра позволяют предположить, что, помимо них, в главном поясе существует ещё от 700 тыс. до 1,7 млн астероидов диаметром от 1 км и более. Звёздная величина астероидов колеблется от 11m до 19m и для большинства из них составляет около 16m.

Общая масса всех астероидов главного пояса приблизительно равна от 3,0·10 21 до 3,6·10 21 кг, что составляет всего 4% от массы Луны или 0,06% от массы Земли. Половина этой массы приходится на 4 крупнейших астероида из первой десятки: Цереру, Весту, Палладу и Гигею, причём почти её треть приходится на Цереру.

Подавляющее большинство объектов в главном поясе составляют астероиды трёх основных классов: тёмные углеродные астероиды класса C, светлые силикатные астероиды класса S и металлические астероиды класса M. Существуют астероиды и других, более специфических классов, но их содержание в поясе крайне незначительно.
Углеродистые астероиды класса C, названные так из-за большого процента простейших углеродных соединений в их составе, являются наиболее распространёнными объектами в главном поясе, на них приходится 75% всех астероидов, особенно большая их концентрация характерна для внешних областей пояса. Эти астероиды имеют слегка красноватый оттенок и очень низкое альбедо (между 0,03 и 0,0938). Поскольку они отражают очень мало солнечного света, их трудно обнаружить. Вполне вероятно, что в поясе астероидов находится ещё немало относительно крупных астероидов, принадлежащих к этому классу, но до сих пор не найденных из-за малой яркости. Зато эти астероиды довольно сильно излучают в инфракрасном диапазоне из-за наличия в их составе воды. В целом их спектры соответствуют спектру вещества, из которого формировалась Солнечная система, за исключением летучих элементов. По составу они очень близки к углеродистым хондритным метеоритам, которые находят на Земле. Крупнейшим представителем этого класса является астероид (10) Гигея.

Источник

Характеристики астероидов. Что их отличает от других небесных тел?

Давайте рассмотрим основные характеристики астероидов. Главным образом, эти каменные глыбы имеют неправильную форму и движутся по орбите вокруг Солнца.

Какие свойства характерны для астероидов

На самом деле, основные особенности астероидов обусловлены их составом, массой и размером. Согласно определению, их минимальный диаметр 30 метров, а максимальный может достигать сотни километров.

Химический состав астероидов представлен в основном каменными, металлическими, базальтовыми и углистыми породами. К тому же, они являются источниками ценных полезных ископаемых.

В действительности хим. состав астероида может быть образован железом, никелем, алюминием, титаном, иридием, палладием, различными силикатами, платиной, золотом и другими элементами. Кстати, именно по содержанию тех или иных соединений тела разделяют на четыре класса: C, D, S и V.

Как известно, масса астероида значительно уступает планетам, однако у некоторых есть спутники. Что интересно, раньше их относили к малым планетам, уточняя размер. Лишь в 2006 году их официально исключили из этой категории, теперь они принадлежат к группе малых тел Солнечной системы.

Физические свойства и характеристики астероидов

В сущности, это холодные тела, которые нагреваются благодаря солнечному теплу. Но так как они далеко расположены от Солнца, то температура астероидов невелика. Правда, при нагревании они отражают солнечное излучение по принципу, чем больше поверхность, сильнее нагрев и, как следствие, интенсивнее излучение.

Впрочем, разогрев внешних слоёв неравномерный, из-за вращения температура меняется очень быстро. Тем более астероидное вещество обладает крайне низкой теплоёмкостью и теплопроводностью. А вот внутри температура, можно сказать, постоянная и на десятки градусов меньше освещаемой Солнцем поверхности.

Как считают учёные, средняя плотность большинства астероидных тел составляет 2 г/см³. Тем не менее каждый спектральный класс имеет свой характерный показатель. Например, для класса С среднее значение 1,38, для — 2,71, а для класса М оно составляет 5,32 г/см³.

(21) Лютеция (класс M)

Почему на астероидах отсутствует атмосфера? Собственно говоря, их массы не достаточно, чтобы создать необходимую силу притяжения, которая удерживала газовую оболочку.

Итак, основные характеристики астероидов:

Помимо этого, геологические характеристики астероидов по большей части зависят от столкновений с другими космическими телами. Об этом свидетельствуют кратеры и углубления на их поверхности.

Стоит отметить, что названия астероидов и их числовые обозначения включают в себя: год открытия, полумесяц открытия (латинская буква, кроме I), очерёдность обнаружения в полумесяце (латинская буква). К примеру, 2015 EG найденный в 2015 году.

Источник

Стандартные физические характеристики астероида

Для большинства пронумерованных астероидов известны всего несколько физических параметров. Всего несколько сотен астероидов имеют собственные страницы в Википедии, на которых содержится название, обстоятельства открытия, таблица элементов орбиты и ожидаемые физические характеристики.

Цель этой страницы — обьяснить происхождение общих физических данных об астероидах.

Статьи об астероидах создавались на протяжении большого времени, поэтому всё нижеизложенное может не относиться к некоторым статьям.

Содержание

Размеры

Данные о размерах астероидов берутся из IRAS. Для многих астероидов, анализ изменений отражённого света во времени предоставляет информацию о направлении оси вращения и порядке размеров.

Существует возможность уточнить ожидание о размерах. Размеры небесного тела представляются в виде трехосного эллипсоида вращения, длины осей которого перечислены в порядке убывания, в виде a×b×c. Если мы имеем соотношения диаметров μ = a/b, ν = b/c, полученных из измерения изменений отражённого света во времени, и средний диаметр d, можно выразить диаметр в виде среднего геометрического , и получить три диаметра эллипсоида:

Масса

Если не прибегать к подробным определениям массы, масса M может быть получена из диаметра и (ожидаемых) значений плотности ρ, которые соотносятся как:

Такой расчёт, в случае неточности, помечается тильдой «

«. Кроме таких «неточных» расчётов, массы крупных астероидов могут быть рассчитаны из их взаимного притяжения, что оказывает влияние на их орбиты, или когда астероид имеет орбитального компаньона с известным радиусом орбиты. Массы наибольших астероидов 1 Церера, 2 Паллада и 4 Веста могут быть определены таким образом по их вилянию на орбиту Марса. Хотя изменения орбиты Марса будут крошечными, они могут быть измерены радиолокацией с Земли космических аппаратов на поверхности Марса, например, Викингов.

Плотность

В отличие от нескольких астероидов с измеренной плотностью, плотность остальных астероидов является предполагаемой.

Для многих астероидов предполагается значение плотности ρ

Гравитация на поверхности

Гравитация на поверхности сферического тела

Для сферического тела, ускорение свободного падения на поверхности (g) определяется так:

Где G = 6.6742·10 −11 м 3 с −2 кг −1 это гравитационная постоянная, M это масса тела и r это его радиус.

Несферическое тело

Для тел несферической формы гравитация будет отличаться в зависимости от местоположения. Указанная выше формула это всего лишь приближение, точные расчёты становятся трудоёмкими. В общем случае величина g в более близких к центру масс точках поверхности обычно несколько выше, чем в более удалённых от центра масс точках поверхности.

Центробежная сила

На поверхности вращающегося тела вес объекта на поверхности такого тела (кроме полюсов) будет уменьшаться на величину центробежной силы. Центробежное ускорение на широте θ вычисляется так:

где T это период вращения в секундах, r это экваториальный радиус, и θ это широта. Эта величина максимизируется на экваторе, где sinθ=1. Знак «минус» показывает, что центробежное ускорение имеет обратное направление по отношению к ускорению свободного падения g.

Эффективное ускорение будет являться суммой двух вышеуказанных ускорений:

Двойные системы

Если тело, о котором идёт речь, является компонентом двойной системы и другой компонент имеет сравнимую массу, влияние второго тела может быть значительным.

Вторая космическая скорость

Для ускорения свободного падения на поверхности g и радиуса r тела, имеющего сферическую симметрию, вторая космическая скорость равна:

Период вращения

Период вращения берётся из анализа изменений отражённого света во времени.

Спектральный класс

Спектральный класс астероида берётся из классификации Толена.

Абсолютная звёздная величина

Абсолютная звёздная величина берётся из IRAS.

Альбедо

Обычно берётся из IRAS. Там указано геометрическое альбедо. Если данных нет, то альбедо принимается равным 0.1.

Температура поверхности

Средняя

Простейший метод, который даёт приемлемые результаты состоит в том, что мы принимаем поведение астероида за поведение серого тела в термодиномическом равновесии с попадающим на него солнечным излучением. Потом среднюю температуру можно получить приравнивая среднюю получаемую и излучаемую тепловую энергию. Средняя получаемая мощность равна:

где это альбедо астероида (точнее, альбедо Бонда), это большая полуось, это солнечная светимость (принимается равной 3.827×10 26 Вт) и это радиус астероида. В расчёте также принимается, что коэффициент поглощения равен , астероид имеет сферическую форму, орбита астероида имеет нулевой эксцентриситет, и излучение Солнца изотропно.

Используя модификацию закона Стефана — Больцмана для серого тела, получаем излучаемую мощность (со всей сферической поверхности астероида):

Используемое значение =0.9 получено из подробных наблюдений некоторых больших астероидов. Хотя этот метод даёт довольно хорошее значение средней температуры поверхности, температура в разных местах поверхности может сильно отличаться, что характерно для тел без атмосферы.

Максимальная

Грубое приближение к значению максимальной температуры можно получить, принимая в расчёт что солнечные лучи попадают на поверхность перпендикулярно и поверхность в термодинамическом равновесии с падающим солнечным излучением.

Следующий расчет даёт нам среднюю температуру «под солнцем»:

Где это средняя температура, рассчитанная ранее.

В перигелии излучение максимизируется, и

Где это эксцентриситет орбиты.

Измерение температуры и периодические изменения температуры

Наблюдение в инфракрасном спектре в сочетании с альбедо даёт прямое измерение температуры. Такое измерение температуры является моментальным, и температура астероида будет периодически меняться в зависимости от его расстояния от Солнца. Исходя из вышеизложенных расчётов,

где это расстояние от Солнца в данный конкретный момент. Если известен момент, относительно которого производится измерение, расстояние от Солнца может быть получено онлайн из орбитального калькулятора НАСА, и соответствующий расчет может быть сделан с помощью вышеприведенного выражения.

Проблема неточности альбедо

Существует загвоздка в использовании этих выражений для расчёта температуры конкретного астероида. Расчёт требует альбедо Бонда A (рассеяние падающего излучения во всех направлениях), в то время как IRAS даёт геометрическое альбедо p, которое показывает количество света, отражённого в направлении источника (Солнца).

Хотя эти данные коррелируют между собой, коэффициент имеет сложную зависимость от свойств поверхности. Измерение альбедо Бонда недоступно для большинства астероидов, поскольку требует измерения с большим углом относительно падающего света, что может быть получено только наблюдением непосредственно из пояса астероидов. Детализация моделирования поверхности и температурных свойств могут, базируясь на геометрическом альбедо, дать приближённое значение альбедо Бонда, но обозрение этих методов находятся за пределами этой статьи. Оно может быть получено для некоторых астероидов из научных публикаций.

За неимением лучшей альтернативы, лучшее из всего, что можно сделать, это принять эти альбедо равными, но помнить, что результатам расчётов будет присуща неточность.

Насколько велика эта неточность?

Неточность расчёта температуры только по одному альбедо составит около 2%, что даст разброс в температуре ±5 K.

Источник

АСТЕРОИДЫ

1. Общие представления

При телескопических наблюдениях астероидов было обнаружено, что яркость абсолютного большинства их меняется за короткое время (от нескольких часов до нескольких дней). Астрономы уже давно предполагали, что эти изменения блеска астероидов связаны с их вращением и определяются, в первую очередь, их неправильной формой. Первые же снимки астероидов, полученные с помощью космических аппаратов, это подтвердили и еще показали, что поверхности этих тел изрыты кратерами или воронками разных размеров. На рисунках 1-3 показаны первые космические изображения астероидов, полученные с помощью разных космических аппаратов. Очевидно, что такие формы и поверхности малых планет образовались при их многочисленных столкновениях с другими твердыми небесными телами. В общем случае, когда форма наблюдаемого с Земли астероида неизвестна (поскольку он виден как точечный объект), то ее стараются аппроксимировать с помощью трехосного эллипсоида.

В таблице 1 приведена основная информация о самых крупных или просто интересных астероидах.

Таблица 1. Информация о некоторых астероидах.

N	Астероид Название Рус./Лат.	Диаметр (км)	Масса (10 15 кг)	Период вращения (час)	Орбиталь. период (лет)	Спектр. класс	Большая п/ось орб. (а.е.)	Эксцентриситет орбиты
1	Церера/ Ceres	960 х 932	87000	9,1	4,6	С	2,766	0,078
2	Паллада/ Pallas	570 х 525х 482	318000	7,8	4,6	U	2,776	0,231
3	Юнона/ Juno	240	20000	7,2	4,4	S	2,669	0,258
4	Веста/ Vesta	530	300000	5,3	3,6	U	2,361	0,090
8	Флора/ Flora	141	13,6	3,3	S	0,141
243	Ида/ Ida	58 х 23	100	4,6	4,8	S	2,861	0,045
253	Матильда/ Mathilde	66 х 48 х 46	103	417,7	4,3	C	2,646	0,266
433	Эрос/Eros	33 х 13 х 13	7	5,3	1,7	S	1,458	0,223
951	Гаспра/ Gaspra	19 х 12 х 11	10	7,0	3,3	S	2,209	0,174
1566	Икарус/ Icarus	1,4	0,001	2,3	1,1	U	1,078	0,827
1620	Географ/ Geographos	2,0	0,004	5,2	1,4	S	1,246	0,335
1862	Аполлон/ Apollo	1,6	0,002	3,1	1,8	S	1,471	0,560
2060	Хирон/ Chiron	180	4000	5,9	50,7	B	13,633	0,380
4179	Тоутатис/ Toutatis	4,6 х 2,4х 1,9	0,05	130	1,1	S	2,512	0,634
4769	Касталия/ Castalia	1,8 х 0,8	0,0005	0,4	1,063	0,483

Пояснения к таблице.

Рис. 1. Изображение астероида 951 Гаспра, полученное с помощью космического аппарата «Галилео», в псевдоцветах, то есть как комбинация изображений через фиолетовый, зеленый и красный светофильтры. Результирующие цвета специально усилены для того, чтобы подчеркнуть слабые различия в поверхностных деталях. Голубоватый оттенок имеют области обнажения горных пород, в то время как красноватый цвет имеют области, покрытые реголитом (раздробленным материалом). Пространственное разрешение в каждой точке снимка составляет 163 м. Гаспра имеет неправильную форму и примерные размеры вдоль 3-х осей 19 х 12 х 11 км. Солнце освещает астероид справа.
Снимок NASA GAL-09.

Рис. 2 Изображение астероида 243 Иды и ее маленького спутника Дактиля в псевдоцветах, полученное с помощью космического аппарата «Галилео». Исходные изображения, использованные для получения представленного на рисунке снимка, были получены примерно с расстояния 10500 км. Цветовые различия могут указывать на вариации в составе поверхностного вещества. Ярко-голубые участки, возможно, покрыты веществом, состоящим из железосодержащих минералов. Размер Иды вдлину составляет 58 км, а ее ось вращения ориентирована вертикально с небольшим наклоном вправо.
Снимок NASA GAL-11.

Рис. 3. Изображение Дактиля, маленького спутника 243 Иды. Пока неизвестно, является ли он куском Иды, отколотым от нее при каком-то столкновении, или посторонним объектом, захваченным ее гравитационным полем и движущимся по круговой орбите. Это снимок был получен 28 августа 1993 г. через нейтральный светофильтр с расстояния примерно 4000 км, за 4 минуты до наиболее тесного сближения с астероидом. Размеры Дактиля составляют примерно 1,2 х 1,4 х 1,6 км. Снимок NASA GAL-04

Рис. 4. Астероид 253 Матильда. Снимок NASA, космический аппарат NEAR

2. Как мог возникнуть главный пояс астероидов?

Одно из самых крупных тел, образовавшееся на орбите Юпитера (на расстоянии 5 а.е. от Солнца) около 4,5 млрд. лет назад, стало увеличиваться в размерах быстрее других. Находясь на границе конденсации летучих соединений (Н₂, Н₂О, NH₃, CO₂, СН₄ и др.), которые вытекали из более близкой к Солнцу и более разогретой зоны протопланетного диска, это тело стало центром аккумуляции вещества, состоящего в основном из замерзших газовых конденсатов. При достижении достаточно большой массы, оно стало захватывать своим гравитационным полем ранее сконденсированное вещество, находящееся ближе к Солнцу, в зоне родительских тел астероидов, и таким образом тормозить рост последних. С другой стороны, более мелкие тела, не захваченные прото-Юпитером по каким-либо причинам, но находящиеся в сфере его гравитационного влияния, эффективно разбрасывались в разные стороны. Аналогичным образом, вероятно, происходил выброс тел из зоны формирования Сатурна, хотя и не так интенсивно. Эти тела пронизывали и пояс родительских тел астероидов или планетезималей, возникших ранее между орбитами Марса и Юпитера, «выметая» их из этой зоны или подвергая дроблению. Причем до этого постепенный рост родительских тел астероидов был возможен благодаря их небольшим относительным скоростям (примерно до 0,5 км/с), когда столкновения каких-либо объектов заканчивались их объединением, а не дроблением. Увеличение же потока тел, вбрасываемых в пояс астероидов Юпитером (и Сатурном) в ходе его роста, привело к тому, что относительные скорости родительских тел астероидов значительно возросли (до 3-5 км/с) и стали более хаотическими. В конечном итоге процесс аккумуляции родительских тел астероидов сменился процессом их фрагментации при взаимных столкновениях, а потенциальная возможность формирования достаточно большой планеты на данном расстоянии от Солнца исчезла навсегда.

3. Орбиты астероидов

4. Астероиды, сближающиеся с Землей

5. О других астероидных поясах

За орбитой Юпитера также существуют астероидоподобные тела. Более того, по последним данным оказалось, что таких тел очень много на периферии Солнечной системы. Впервые предположение об этом было высказано американским астрономом Джерардом Койпером еще в 1951 г. Он сформулировал гипотезу о том, что за орбитой Нептуна, на расстояниях около 30-50 а.е. может быть целый пояс тел, который служит источником короткопериодических комет. И действительно, с начала 90-х годов (с введением в действие самых крупных телескопов с диаметром до 10 м на Гавайских островах ) за орбитой Нептуна было обнаружено более сотни астероидоподобных объектов с диаметрами примерно от 100 до 800 км. Совокупность этих тел была названа «поясом Койпера», хотя их пока и недостаточно для «полноценного» пояса. Тем не менее, по некоторым оценкам количество тел в нем может быть не меньше (если не больше), чем в главном поясе астероидов. По параметрам орбит вновь открытые тела разделили на два класса. К первому, так называемому «классу Плутино» отнесли примерно треть всех транснептуновых объектов. Они движутся в резонансе 3:2 с Нептуном по достаточно эллиптичным орбитам (большие полуоси около 39 а.е.; эксцетриситеты 0,11-0,35; наклоны орбит к эклиптике 0-20гр.), похожим на орбиту Плутона, откуда и возникло название этого класса. В настоящее время между учеными даже идут дискуссии о том, считать ли Плутон полноправной планетой или только одним из объектов вышеназванного класса. Однако, скорее всего, статус Плутона не изменится, поскольку его средний диаметр (2390 км) значительно больше, чем диаметры известных транснептуновых объектов, и кроме того, как и у большинства других планет Солнечной системы, у него есть большой спутник (Харон) и атмосфера. Во второй класс вошли так называемые «типичные объекты пояса Койпера», поскольку их большинство (оставшиеся 2/3) из числа известных и движутся они по орбитам, близким к круговым с большими полуосями в диапазоне 40-48 а.е. и различными наклонами (0-40° ). Пока что большая удаленность и относительно малые размеры препятствуют обнаружению новых подобных тел с более высокими темпами, хотя для этого используются самые крупные телескопы и самая современная техника. На основе сравнения этих тел с известными астероидами по оптическим характеристикам сейчас полагают, что первые являются самыми примитивными в нашей планетной системе. Имеется ввиду, что их вещество с момента своей конденсации из протопланетной туманности испытало совсем небольшие изменения по сравнению, например, с веществом планет земной группы. Фактически, абсолютное большинство этих тел по своему составу могут быть ядрами комет, о чем речь будет также идти и в разделе «Кометы».

6. Немного о методах исследований астероидов

Наше понимание природы астероидов сейчас основывается на трех основных источниках информации: наземных телескопических наблюдениях (оптических и радиолокационных), изображениях, полученных со сближающихся с астероидами космических аппаратов, и лабораторного анализа известных земных горных пород и минералов, а также упавших на Землю метеоритов, которые (о чем будет идти речь в разделе «Метеориты») в основном считаются осколками астероидов, ядер комет и поверхностей планет земной группы. Но наибольший объем информации о малых планетах все же мы получаем с помощью наземных телескопических измерений. Поэтому астероиды делятся на так называемые «спектральные типы» или классы в соответствии, в первую очередь, с их наблюдаемыми оптическими характеристиками. В первую очередь это альбедо (доля отражаемого телом света от количества падающего на него солнечного света в единицу времени, если считать направления падающих и отраженных лучей совпадающими) и общая форма спектра отражения тела в видимом и ближнем инфракрасном диапазонах (который получается путем простого деления на каждой длине световой волны спектральной яркости поверхности наблюдаемого тела на спектральную яркость на той же длине волны самого Солнца). Эти оптические характеристики используются для оценки химико-минералогического состава вещества, слагающего астероиды. Иногда принимаются во внимание и дополнительные данные (если они есть), например, о радиолокационной отражательной способности астероида, о скорости его вращения вокруг собственной оси и т. д.

7. Спектральные типы астероидов

На сегодняшний день выделены следующие основные спектральные классы или типы малых планет, обозначаемые латинскими буквами: A, B, C, F, G, D, P, E, M, Q, R, S, V и T. Дадим их краткую характеристику.

При изучении распределения астероидов разных типов в пространстве была обнаружена явная связь их предполагаемого химико-минерального состава с расстоянием до Солнца. Оказалось, что чем более простой минеральный состав вещества (чем больше в нем летучих соединений) имеют эти тела, тем дальше, как правило, они находятся. В целом более 75% всех астероидов относятся к C-типу и располагаются преимущественно в периферийной части пояса астероидов. Примерно 17% принадлежат к S-типу и преобладают во внутренней части пояса астероидов. Большая часть из оставшихся астероидов относится к M-типу и также движется главным образом в средней части астероидного кольца. Максимумы распределений астероидов этих трех типов находятся в пределах главного пояса. Максимум общего распределения астероидов E- и R-типов несколько выходит за пределы внутренней границы пояса в сторону Солнца. Интересно то, что суммарное распределение астероидов P- и D-типов стремится к своему максимуму в направлении к периферии главного пояса и выходит не только за пределы астероидного кольца, но и за пределы орбиты Юпитера. Не исключено, что распределение P- и D-астероидов главного пояса перекрывается с астероидными поясами Казимирчак-Полонской, находящимися между орбитами планет-гигантов.

В заключение обзора малых планет кратко изложим смысл общей гипотезы о происхождении астероидов различных классов, которая находит все больше подтверждений.

8. О происхождении малых планет

9. О том, чего мы пока не знаем

В исследованиях астероидов еще остается много неясного и даже загадочного. Во-первых, это общие проблемы, относящиеся к происхождению и эволюции твердого вещества в главном и других астероидных поясах и связанные с возникновением всей Солнечной системы. Их решение имеет важное значение не только для правильных представлениях о нашей системе, но и для понимания причин и закономерностей возникновения планетных систем в окрестностях других звезд. Благодаря возможностям современной наблюдательной техники удалось установить, что у ряда соседних звезд имеются крупные планеты типа Юпитера. На очереди стоит обнаружение у этих и других звезд меньших по размеру планет земного типа. Есть также и вопросы, на которые можно ответить только при условии подробного изучения отдельных малых планет. По существу, каждое из этих тел уникально, так как имеет свою собственную, иногда специфическую, историю. Например, астероиды-члены каких-то динамических семейств (например, Фемиды, Флоры, Гильды, Эос и других), имеющие, как говорилось, общее происхождение, могут заметно отличаться по оптическим характеристикам, что указывает на какие-то их особенности. С другой стороны очевидно, что для детального исследования всех, достаточно крупных астероидов только в главном поясе потребуется очень много времени и сил. И все-таки, вероятно, только путем сбора и накопления подробной и точной информации о каждом из астероидов, а затем с помощью ее обобщения возможно постепенное уточнение понимания природы этих тел и основных закономерностей их эволюции.

1. Угроза с неба: рок или случайность? (Под ред. А.А. Боярчука). М: «Космосинформ», 1999, 218 с.

2. Флейшер М. Словарь минеральных видов. М: «Мир», 1990, 204 с.

Источник