V září 2017 je 503 850 očíslovaných planetek s vypočítanými oběžnými drahami a dalších 245 833 nečíslovaných planet.
V roce 1596 si Johannes Kepler všiml, že průměrné poloměry oběžných drah planet od Merkuru po Saturn vypočítané Koperníkem jsou 0,38: 0,72: 1,00: 1,52: 5,2: 9,2. Mezera mezi Marsem a Jupiterem se zdála Keplerovi příliš široká a on navrhl, že tam je další planeta. Tato hypotéza byla potvrzena na Silvestra roku 1801, kdy ředitel palermské observatoře Giuseppe Piazzi zahlédl slabou hvězdu v souhvězdí Býka, která se posouvala ve vztahu k sousedním světelným zdrojům. Pomýlil si ji s kometou, ale brzy o tom pochyboval. Německý astronom Johann Bode, s nímž Piazzi sdílel svá pozorování, považoval toto tělo za novou planetu, kterou oznámil v měsíčníku vydaném ředitelem observatoře Gotha baronem Franzem von Zachem. Bode a Zach byli již přesvědčeni, že prostor mezi Marsem a Jupiterem skrývá neznámou planetu;navíc v září 1800 Zach přesvědčil několik německých astronomů, aby se podíleli na jeho společném hledání. Později se k této skupině přidali další vědci, včetně Piazziho (nazývali se „nebeskou policií“).
Kromě osmi planet obsahuje solární sada také širokou škálu těles menší hmotnosti a velikosti. Některé z nich se skládají z prachu a zmrzlého plynu (jedná se o komety), zbytek o pevnou hmotu (menší planety nebo planetoidy). Některé z nich, až na velmi vzácné výjimky, nepřesahují oběžnou dráhu Jupitera od Slunce, zatímco jiné naopak procházejí po periferii sluneční soustavy. Podle tradice se malé planety první skupiny nazývají asteroidy.
Piazzi neměl čas shromáždit dostatek dat pro výpočet oběžné dráhy údajné planety, která na podzim roku 1801 opustila evropské nebe. Nicméně Bodeova poznámka přiměla velkého matematika Karla Friedricha Gaussa, aby zahájil práci na výpočetní metodě, která vyžadovala méně pozorovacích dat než běžné výpočty. Výsledky zaslal von Zachovi, který s jejich pomocí znovuobjevil uprchlíka 1. ledna 1802, přesně rok po Piazzi. Téže noci ji pozoroval další příslušník „nebeské policie“Heinrich Olbers. Na žádost Piazziho bylo nové nebeské tělo pojmenováno po římské bohyni plodnosti Ceres, která byla považována za patronku Sicílie.
Olbers nadále pozoroval Ceres a 28. března 1802 si všiml dalšího pohybujícího se bodu v okolí. Dostala jméno Pallas, řecké bohyně moudrosti. Když Gauss vypočítal prvky své oběžné dráhy, vyšlo najevo, že Olbers měl fantastické štěstí. Pallas se točí kolem Slunce téměř ve stejnou dobu jako Ceres (4,6 pozemských let), ale jeho dráha je nakloněna k ekliptické rovině o 34 stupňů. Kdyby nebyla během Olbersových pozorování poblíž Ceresu, mohla by být objevena až po několika desetiletích. Během pěti let byla objevena další dvě taková nebeská tělesa. Ale poté se „nebeská policie“rozpadla. Olbers vydržel déle než ostatní, ale také v roce 1816 opustil lov asteroidů. Obnovilo se to až v polovině 19. století, kdy již objevitelé nebyli naživu.
„Jako hvězdy“
Propagační video:
V dopise Williamu Herschelovi navrhl, že Ceres a Pallas jsou fragmenty planety, která zemřela při výbuchu nebo při srážce s kometou. Z toho vyplývalo, že mezi Marsem a Jupiterem budou další sluneční satelity. Herschel navrhl nazvat je asteroidy, což v překladu ze starořečtiny znamená „jako hvězdy“(myslel tím, že tato tělesa jsou mnohem nižší než jasnost planet, a proto je těžké je odlišit od většiny hvězd). Tento neologismus vstoupil do jazyka astronomie.
Olbersova hypotéza předpovídala existenci nových asteroidů, takže Sky Police pokračovala ve svém hledání. Účastníci tohoto kolektivního výzkumného projektu (mimochodem, prvního v historii astronomie) objevili další dva asteroidy, které také získaly jména římských bohyň. 1. září 1804 objevil Karl Harding Juno a 29. března 1807 Olbers zajal Vestu. Právo zvolit název čtvrtého asteroidu dostal Gauss, který vypočítal jeho oběžnou dráhu během několika hodin (není snadné udržet se v takovém časovém rámci ani pomocí moderní kalkulačky!).
Lovecká sezóna
V roce 1830 matematik a astronom Friedrich Wilhelm Bessel vyzval německé observatoře, aby začaly mapovat oblohu za účelem hledání asteroidů. Něco se v tomto směru udělalo, ale první nález nešel k profesionálovi, ale k amatérovi, poštmistrovi Karlovi Henkeovi. 8. prosince 1845, po 15 letech neplodných pozorování, objevil pátý asteroid Astrea. V roce 1847 spatřil stejný Henke asteroid číslo 6 - Hebu a brzy anglický astronom John Russell Hind objevil asteroidy Iris a Flora. Poté hledání malých planet rychle nabralo na obrátkách. První americký lovec těchto těl, Christian Peters, objevil v letech 1861 až 1889 48 asteroidů a německý astronom Karl Luther - 24. Do roku 1890 bylo do astronomických katalogů zařazeno asi tři sta obyvatel prostoru mezi Marsem a Jupiterem.
A pak začala nová éra. Privat-docent na univerzitě v Heidelbergu, Maximilian Wolf, jako první na světě použil fotografii k hledání planetek. V prosinci 1891 objevil svůj první asteroid a příští rok - již 13. V roce 1902 vedl Wolff novou univerzitní observatoř a proměnil ji ve světové centrum pro „malou planetologii“. Jeho mladší kolega Karl Reinmuth objevil v letech 1912 až 1957 389 asteroidů a nikdo tento rekord nedokázal překonat.
V období mezi dvěma světovými válkami bylo hledání asteroidů extrémně intenzivní a jen ve 30. letech 20. století přineslo téměř čtyři sta objevů. Pak zpomalil - na dlouhou dobu, asi třicet let. Jeho oživení usnadnilo vybavení dalekohledů polovodičovými fotometry a dalšími elektronickými zařízeními a vznik výkonných počítačů schopných rychle vypočítat oběžné dráhy asteroidů. Nedávno byly ke studiu malých planet použity pozemní robotické dalekohledy, orbitální observatoře a sondy vzdáleného vesmíru.
Třídy asteroidů
Informace o struktuře asteroidů vycházejí z výsledků spektrální analýzy odraženého slunečního záření, korigovaných geochemickými údaji o složení meteoritů (jelikož asteroidy jsou jejich hlavním zdrojem). Podle tohoto kritéria se dělí do tří hlavních tříd: C (tělesa s vysokým obsahem uhlíku), S (silikáty s příměsí kovů) a M (většinou železo-niklové asteroidy). Třída C představuje tři čtvrtiny asteroidů v hlavním pásu, třída S - 17%. Existují však podrobnější klasifikace s mnohem větším počtem skupin.
Všechny asteroidy se bez výjimky otáčejí a jejich osy jsou orientovány v prostoru zcela náhodně. Den asteroidů obvykle trvá od 6 do 13 hodin, ale existují výjimky. Například malý asteroid 1998 KY26 o průměru asi 30 metrů provede úplnou revoluci za 10 minut a 42 sekund. S největší pravděpodobností získal tak vysokou úhlovou rychlost v důsledku vícenásobných střetů se svými nejbližšími příbuznými.
Hlavní pás
Oběžné dráhy téměř všech asteroidů leží uvnitř prstence, jehož vnitřní poloměr se rovná dvěma astronomickým jednotkám a vnější - tři a půl (přísně vzato to není prsten, ale kobliha, protože cesty mnoha asteroidů jdou za ekliptickou rovinu). Tato zóna se nazývá hlavní pás asteroidů. Obsahuje asi dvě stě menších planet, jejichž průměrný průměr je více než 100 km. Podle hrubých odhadů existuje 1–2 miliony asteroidů o velikosti alespoň jednoho kilometru. A celková hmotnost obyvatel hlavního pásu je asi 25krát menší než hmotnost Měsíce!
Prostorové rozložení trajektorií asteroidů v hlavním pásu není ani zdaleka rovnoměrné. Nejprve se objevily trhliny, které v 60. letech 20. století otevřel profesor univerzity v Indianě Daniel Kirkwood. Na základě studie trajektorií 97 asteroidů Kirkwood zjistil, že se tato tělesa vyhýbají oběžným dráhám s obdobím srovnatelným s obdobím Jupitera (například pokud tato období souvisí jako 1: 3). Kirkwood také pochopil důvod: taková tělesa se pravidelně přibližují k Jupiteru na stejné části jejich trajektorie a v důsledku toho se pod vlivem jeho gravitace odchylují od předchozí trajektorie (tento efekt, který si Laplace všiml na počátku 19. století na příkladu Jupiterových měsíců, se nazývá orbitální rezonance). V hlavním pásu jsou sloty Kirkwood (v ruské literatuře se jim také říká poklopy) a s dalšími rezonancemi - 1: 2, 2: 5, 3: 5, 3: 7. Za druhé,ne méně než třetina asteroidů je seskupena do rodin s blízkými orbitálními prvky (jako je délka hlavní poloosy, excentricita a sklon oběžné dráhy k rovině ekliptiky). První z těchto rodin, téměř před sto lety, izoloval profesor na tokijské univerzitě Kiyotsugu Hirayama. Hirayama věřil, že každá rodina se skládá z fragmentů většího asteroidu, který se rozpadl v důsledku kolize s menším tělesem, a tato interpretace je stále považována za nejpravděpodobnější.rozpadla se kvůli srážce s menším tělem a tato interpretace je stále považována za nejpravděpodobnější.rozpadla se kvůli srážce s menším tělem a tato interpretace je stále považována za nejpravděpodobnější.
Asteroidy hlavního pásu se pravděpodobně srazí i nyní (zatím to nebylo možné vidět naživo), v minulosti byly kolize nejběžnější věcí. Mnoho (ne-li všechny) asteroidů jsou fragmenty jejich předchůdců. To vysvětluje, proč v pásu není mnoho asteroidů, které mají své vlastní satelity. Jak pro PM řekl Clark Chapman, vedoucí výzkumný pracovník z Southwest Research Institute v Coloradu, jejich podíl nepřesahuje 15% (ve srovnání s 75% u planet). Asteroidy s největší pravděpodobností ztrácejí své měsíce nejen při přímých srážkách, ale také kvůli gravitačním poruchám způsobeným výskytem sousedů. Chaotické rozdělení os rotace asteroidů je také výsledkem srážek. Pouze Ceres, Pallas a Vesta mají přímou rotaci zděděnou od primárního předplanetárního roje,ze kterých vznikly asteroidy i planety. Tuto rotaci udrželi díky působivé hmotě, která jim poskytuje velkou momentální hybnost.
Trojské asteroidy
Téměř všechny asteroidy objevené v 19. století se pohybují v hlavním pásu. Jedinou výjimkou jsou Ephra a Eros, které překračují oběžnou dráhu Marsu. V té době neexistovaly žádné další příklady útěku ze zajetí uvnitř pásu.
XX století také přineslo změny. 23. února 1906 Wolff vyfotografoval velmi slabý asteroid, který se pohyboval na téměř kruhové oběžné dráze se stejným poloměrem jako Jupiter, 55,5 stupňů před planetou. Byl jmenován Achilles a získal číslo 588. Švédský astronom Carl Charlier si brzy uvědomil, že Achilles ve svém pohybu je svázán s jedním ze dvou bodů stabilní librace, které předpověděl v roce 1772 Joseph Louis Lagrange. Achilles se pravidelně vrací do blízkosti libračního bodu L4, který se pohybuje 60 stupňů před Jupiterem. Po chvíli tam byl objeven asteroid Patroclus a Hector byl nalezen poblíž bodu L5 pohybujícího se 60 stupňů za planetou. Brzy poté vznikla tradice pojmenování těchto asteroidů na počest hrdinů trojské války - poblíž libračního bodu L4 jmény Achájců (Achilles, Nestor, Agamemnon, Odysseus, Ajax,Diomedes, Antilochus, Menelaus) a poblíž libračního bodu L5 - jména obránců Tróje (Priam, Aeneas, Antif). Tato tradice se však neobjevila okamžitě, takže Hector a Patroklos nakonec zůstali v „nepřátelských táborech“.
K dnešnímu dni bylo poblíž Jupiteru objeveno asi 5 000 trojských koní. Úhlová vzdálenost mezi nimi a Jupiterem se velmi liší - od 45 do 100 stupňů. Další čtyři trojské koně žijí poblíž Marsu a osm v orbitální zóně Neptunu. V červenci 2011 jmenovali kanadští astronomové prvního kandidáta na titul trojského partnera naší planety. Tento 300metrový asteroid 2010 TK7 byl zachycen infračerveným dalekohledem WISE, který fungoval na nízké oběžné dráze Země od ledna do října 2010.
Blízkozemské asteroidy
Další fáze objevování začala na jaře roku 1932. 12. března objevil belgický astronom Eugene Delport asteroid Amur, který se blíží ke Slunci v 1,08 AU v perihéliu. a proto se téměř dotýká vnější strany oběžné dráhy Země. A jen o šest týdnů později narazil Karl Reinmuth na asteroid Apollo, jehož oběžná dráha protíná Zemi i Venuše a je jen 0,65 AU od Slunce v perihéliu.
Cupid a Apollo se stali předky dvou rodin menších planet, které navštěvují vnitřní oblasti sluneční soustavy. Mají společný název - Near-Earth Asteroids (NEAs). Přísluní asteroidů typu Amor se pohybuje od 1,3 AU. až do maximálního poloměru oběžné dráhy Země rovného 1,017 AU. Asteroidy typu Apollo zahrnují těla s perihéliem menším než 1,017 AU. a poloviční hlavní osa přesahující 1 AU. Existuje také rodina asteroidů blízkých Zemi, jejichž poloviční hlavní osa je menší než jedna astronomická jednotka. Přibližně 50% takových asteroidů, z nichž první byl objeven v roce 1976 a pojmenován podle egyptského boha Atona, se stále vzdaluje od Slunce více než Země, protože se pohybují podél elips s velkou výstředností. Mezi atony se rozlišuje podrodina asteroidů,jehož apogee je menší než minimální poloměr oběžné dráhy Země, 0,983 AU. Tato těla jsou přirozeně vždy blíže ke Slunci než naše planeta.
Oběžné dráhy planetek blízkých Zemi jsou velmi různorodé. Některé z nich se pravidelně vracejí k hlavnímu pásu a někdy jdou dokonce mnohem dále, zatímco jiné se vždy drží blíže ke Slunci. Takový je například asteroid 1685 Toro s apogee 1,96 AU. a perihelion 0,77 AU. Překračuje oběžné dráhy Země a Marsu a chybí mu jen 0,05 AU. e, dostat se na oběžnou dráhu Venuše. Trvalo mu 8 Země a 13 Venuše let, než provedl pět otáček kolem Slunce, takže Toro je na obou planetách v orbitální rezonanci. Existují dokonce asteroidy, které se odvažují přiblížit ke Slunci blíže k Merkuru. Takový je asteroid 1566 Icarus z rodiny Apollo, který objevil v roce 1949 americký astronom Walter Baade.
Nedokončené planety
Asteroidy jsou v jistém smyslu nedokončené planety. Oba kdysi vznikli ze srážky a splynutí planetesimálů, pevných těles o velikosti od metru do kilometru, obíhajících kolem novorozeného Slunce. Tato tělesa zase vznikla v důsledku adheze částic primárního oblaku plynu a prachu, ze kterých byla vytvořena sluneční soustava. V zóně za oběžnou dráhou Marsu se planetesimals nedokázali spojit do velké planety. Pravděpodobně to bylo kvůli gravitačním poruchám od Jupitera, i když jiné mechanismy mohly fungovat. Zejména je možné, že Jupiter vícekrát vystřelil velká tělesa směrem ke Slunci, což také destabilizovalo pás asteroidů.
První asteroidy, které vznikly přímo z desezimál, se pohybovaly v rovině ekliptiky po téměř kruhových drahách a měly nízké relativní rychlosti. Proto se nerozdělily při srážkách, ale slepily se a rostly. Gravitace Jupitera však postupně nutila asteroidy přesouvat se na šikmé oběžné dráhy s velkou výstředností, kvůli čemuž se jejich relativní rychlost zvýšila na 5 km / s (to je nyní). Když byly asteroidy zasaženy takovou rychlostí, rozbily se na fragmenty, které neměly šanci zahájit skutečnou planetu.
Tyto procesy radikálně změnily pás asteroidů. Jeho počáteční hmotnost není přesně známa, podle modelových výpočtů by však mohla být 2200krát větší než aktuální hmotnost a přibližně stejná jako hmotnost Země. Stejné výpočty ukazují, že tam byly stovky těl, jejichž hmotnost a velikost nebyly nižší než Ceres. Tato těla při srážkách zemřela a jejich trosky se dostaly na nestabilní oběžné dráhy a opustily pás. Nakonec se ztenčil natolik, že kolize byly vzácné a přeživší asteroidy zůstaly na poměrně stabilních trajektoriích. Současný hlavní pás je tedy bledým stínem jeho bývalé nádhery.
Clark Chapman poznamenal, že podle řady planetárních vědců mohl mezi Zemí a Venuší najednou existovat další pás. Avšak přežití těchto asteroidů bylo mnohem obtížnější. Lze předpokládat, že téměř všechny se po srážce rozdělily a jejich fragmenty byly odhodeny od Slunce.
Horečka niklového železa
Autoři sci-fi už dávno předpovídali takřka národní ekonomický vývoj asteroidů - připomeňme si například Azimovův příběh „Cesta Marťanů“. To je pochopitelné. Pás asteroidů obsahuje obrovské zásoby nejčistšího vodního ledu a velké množství minerálů. Jeden kubický kilometr látky typického asteroidu třídy M obsahuje 7 miliard tun železa, miliardu niklu a miliony tun kobaltu. Celkové náklady na tyto kovy v dnešních cenách přesahují 5 bilionů dolarů. Doufáme, že pokud se lidstvo k těmto zdrojům dostane, bude s nimi nakládat moudře a se skutečným přínosem.
Alexey Levin