Astronomie

Odhad průměrné hmotnosti hornin a asteroidů spojených s různými hvězdami

Odhad průměrné hmotnosti hornin a asteroidů spojených s různými hvězdami


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Existuje mnoho informací o různých typech hvězd a složení.

Můžeme udělat odhady celkové hmotnosti horniny, ledu a nehvězdné hmoty, která obíhá kolem hvězd, na základě modelů vývoje hvězd?

Vezměme si například slunce - existují studie celkové hmotnosti nesolárního materiálu souvisejícího se sluncem a jeho složením bez ohledu na narůstání. A co hvězdy v okolí?

Můžeme odhadnout, kolik neinkandescenčního materiálu obsahuje galaxie kromě temné hmoty?


Složení plynu, ze kterého se tvoří hvězdy a jejich planetární systémy, je poměrně dobře známé. Asi 1–2% tohoto plynu je ve formě chemických prvků těžších než hélium (tzv. Metalicita plynu).

Zlomek těchto „kovů“ - železo, křemík, kyslík atd. Je schopen tvořit prach a poté se hromadit za vzniku „kamenného“ materiálu.

Abych tedy nejprve odpověděl na vaši poslední otázku, vzhledem k dostupné nádrži se zdá nepravděpodobné, že dokonce 1% baryonické (normální) hmoty ve vesmíru mohou být kameny, i když žádná z nich nebyla shromážděna do světelných hvězd a galaxií.

Hvězdy, které se tvoří, jsou obklopeny okolním materiálem, ze kterého se formují planety a jiné kameny. Pozorování mladých hvězd naznačují, že tyto disky mohou být hmotné až 10% hvězdné hmoty, ale častěji 1% nebo méně. To znamená, že jako zlomek celého vytvořeného hvězdného systému budou kameny nejvýše 1% z 10% (tj. 0,1%) hvězdné hmoty. Pro hvězdu podobnou Slunci to znamená, že je kolem ní méně než 330 pozemských hmot kamenného materiálu.


Odhad průměrné hmotnosti hornin a asteroidů spojených s různými hvězdami - astronomie

Trpasličí planeta Ceres je největší objekt v pásu asteroidů mezi Marsem a Jupiterem a jediná trpasličí planeta ve vnitřní sluneční soustavě. Byl to první člen pásu asteroidů, který byl objeven, když ho Giuseppe Piazzi spatřil v roce 1801. A když Dawn dorazil v roce 2015, Ceres se stala první trpasličí planetou, která přijala návštěvu kosmické lodi.

Ceres, který se po mnoho let nazývá asteroid, je o tolik větší a tak odlišný od svých skalních sousedů, že jej vědci v roce 2006 klasifikovali jako trpasličí planetu. Přestože Ceres tvoří 25 procent celkové hmotnosti pásu asteroidů a # 39 s, malé Pluto je stále 14 krát masivnější.

Ceres je pojmenována po římské bohyni kukuřice a sklizně. Slovo obilovin pochází ze stejného jména. Prozkoumejte Ceres & rsaquo


Původ

Na začátku života sluneční soustavy byl prach a skála kroužící kolem Slunce přitahovány gravitací k planetám. Ale ne všechny ingredience vytvořily nové světy. Oblast mezi Marsem a Jupiterem se stala pásem asteroidů.

Lidé si občas kladou otázku, zda pás tvořily zbytky zničené planety, nebo svět, který nezačal úplně. Podle NASA je však celková hmotnost pásu menší než Měsíc, příliš malá na to, aby mohla vážit jako planeta. Místo toho jsou trosky pastýřské Jupiterem, který zabránil tomu, aby se spojily na jiné rostoucí planety.

Pozorování jiných planet pomáhají vědcům lépe porozumět sluneční soustavě. Podle rozvíjející se teorie známé jako Grand Tack se předpokládá, že za prvních 5 milionů let sluneční soustavy se Jupiter a Saturn posunuli dovnitř ke slunci, než změnili směr a vrátili se zpět k vnější sluneční soustavě. Po cestě by před nimi rozptýlili původní pás asteroidů a potom poslali materiál létající zpět, aby jej doplnili.

„V modelu Grand Tack byl pás asteroidů vyčištěn ve velmi rané fázi a přeživší členové ochutnali mnohem větší oblast sluneční mlhoviny,“ napsal John Chambers z Carnegie Institution for Science v článku „Perspectives“ publikovaném online v časopis Science.

Naše sluneční soustava není jediná, která se může pochlubit pásem asteroidů. Mrak prachu kolem hvězdy známé jako zeta Leporis vypadá hodně jako mladý pás. „Zeta Leporis je relativně mladá hvězda - přibližně věk našeho slunce, když se formovala Země,“ uvedl Michael Jura ve svém prohlášení. „Systém, který jsme pozorovali kolem zeta Leporis, je podobný tomu, o kterém si myslíme, že k němu došlo v prvních letech naší vlastní sluneční soustavy, kdy byly vytvořeny planety a asteroidy.“ Jura, profesor na Kalifornské univerzitě v Los Angeles, od té doby zemřel.

Jiné hvězdy také obsahují známky pásů asteroidů, což naznačuje, že to může být běžné.

Studie bílých trpaslíků, hvězd podobných slunci na konci jejich životů, zároveň ukazují podpisy kamenného materiálu padajícího na jejich povrch, což naznačuje, že takové pásy jsou kolem umírajících systémů běžné.


Fyzikální vlastnosti Vesty

Vesta je mezi asteroidy jedinečná v tom, že má na povrchu světlé a tmavé skvrny, podobně jako Měsíc. Pozemní pozorování určila, že asteroid má čedičové oblasti, což znamená, že po jeho povrchu kdysi tekla láva. Má nepravidelný tvar, zhruba tvar zploštělého sféroidu (z netechnického hlediska poněkud vyhlazená koule).

  • Průměr: 329 mil (530 kilometrů)
  • Hmotnost: 5,886 X 10 20 liber. (2,67 x 10 20 kilogramů)
  • Teplota: 85 až 255 K (minus 306 až 0 stupňů Fahrenheita / minus 188 až minus 18 stupňů Celsia)
  • Albedo: 0,4322
  • Doba rotace: 5,342 hodiny
  • Oběžná doba: 3,63 let
  • Výstřednost: 0,8886
  • Aphelion: 2,57 AU
  • Perihelion: 2,15 AU
  • Nejbližší přístup k Zemi: 1,14 AU

FAQ: Co je to meteorická sprcha?

Vědci odhadují, že na Zemi každý den spadne asi 48,5 tun (44 tun nebo 44 000 kilogramů) meteoritického materiálu. Téměř veškerý materiál se v atmosféře Země odpařuje a zanechává po sobě jasnou stopu laskavě nazvanou & quotshooting stars. & Quot; Každou noc je obvykle vidět několik meteorů za hodinu. Někdy se počet dramaticky zvyšuje a tyto události se nazývají meteorické přeháňky.

Meteorické přeháňky se vyskytují každoročně nebo v pravidelných intervalech, když Země prochází stopou prašných úlomků zanechaných kometou. Meteorické přeháňky jsou obvykle pojmenovány podle hvězdy nebo souhvězdí, které je blízko místa, kde se na obloze objevují meteory. Snad nejznámější jsou Perzeidy, které každoročně vrcholí v srpnu. Každý meteor Perseid je malým kouskem komety Swift-Tuttle, která se houpá Sluncem každých 135 let.

Jak fotografovat meteorickou sprchu


Astronomové poprvé zachytili asteroid při změně barvy

Obrázky ke stažení na webových stránkách kanceláře MIT News jsou zpřístupněny nekomerčním subjektům, tisku a široké veřejnosti pod licencí Creative Commons Attribution Non-Commercial No Derivatives. Poskytnuté obrázky nesmíte měnit, kromě toho, že je oříznete na velikost. Pokud není uveden níže, je třeba při reprodukci obrázků použít kreditní hranici, připsat obrázky na „MIT“.

Předchozí obrázek Další obrázek

V prosinci loňského roku vědci objevili „aktivní“ asteroid v pásu asteroidů, vložený mezi oběžné dráhy Marsu a Jupitera. Vesmírná hornina, kterou astronomové označili jako 6478 Gault, podle všeho zanechávala po sobě dvě stopy prachu - aktivní chování, které je spojeno s kometami, ale u asteroidů je zřídka vidět.

Zatímco astronomové si stále lámou hlavu nad příčinou Gaultovy kometní aktivity, tým vedený MIT nyní uvádí, že zachytil asteroid při změně barvy v blízkém infračerveném spektru z červené na modrou. Je to poprvé, co vědci pozorovali asteroid s barevným posunem v reálném čase.

"To bylo velmi velké překvapení," říká Michael Marsset, postdoktor z oddělení Země, atmosférických a planetárních věd (EAPS) MIT. "Myslíme si, že jsme byli svědky toho, jak asteroid ztrácí svůj načervenalý prach do vesmíru, a vidíme podkladové, čerstvé modré vrstvy asteroidu."

Marsset a jeho kolegové také potvrdili, že asteroid je kamenitý - důkaz toho, že ocas asteroidu, i když je zdánlivě kometární, je způsoben úplně jiným mechanismem, protože komety nejsou kamenité, ale spíše jako volné sněhové koule ledu a prachu.

"Je to poprvé, co vím, že vidíme kamenné tělo emitující prach, trochu jako kometa," říká Marsset. "To znamená, že pravděpodobně nějaký mechanismus odpovědný za emise prachu se liší od komet a od většiny ostatních aktivních asteroidů hlavního pásu."

Marsset a jeho kolegové, včetně vědecké pracovnice EAPS Francesca DeMeo a profesora Richarda Binzela, dnes zveřejnili své výsledky v časopise Astrofyzikální deníkové dopisy.

Skála s ocasy

Astronomové poprvé objevili 6478 Gault v roce 1988 a pojmenovali asteroid podle planetárního geologa Donalda Gault. Až donedávna byla vesmírná hornina vnímána jako relativně průměrná, měřící asi 2,5 míle široká a obíhající spolu s miliony dalších kousků horniny a prachu ve vnitřní oblasti pásu asteroidů, 214 milionů mil od Slunce.

V lednu snímky z různých observatoří, včetně Hubblova kosmického dalekohledu NASA, zachytily dva úzké ocasy podobné kometě, které táhnou po asteroidu. Astronomové odhadují, že delší ocas se táhne půl milionu mil, zatímco kratší ocas je asi o čtvrtinu delší. Došli k závěru, že ocasy musí sestávat z desítek milionů kilogramů prachu, aktivně vyvrženého asteroidem, do vesmíru. Ale jak? Tato otázka znovu vyvolala zájem o Gault a studie od té doby objevily minulé případy podobné aktivity asteroidu.

"Víme o asi milionu těl mezi Marsem a Jupiterem a asi o 20, které jsou aktivní v pásu asteroidů," říká Marsset. "Takže je to velmi vzácné."

Spolu s kolegy se připojil k hledání odpovědí na Gaultovu aktivitu v březnu, kdy si zajistili čas na pozorování v NASA Infrared Telescope Facility (IRTF) na Mauna Kea na Havaji. Během dvou nocí pozorovali asteroid a pomocí vysoce přesného spektrografu rozdělili přicházející světlo asteroidu na různé frekvence nebo barvy, jejichž relativní intenzity mohou dát vědcům představu o složení objektu.

Z jejich analýzy tým určil, že povrch asteroidu je složen převážně z křemičitanu, suchého, skalnatého materiálu, podobného většině ostatních asteroidů, a co je důležitější, vůbec ne jako většina komet.

Komety obvykle pocházejí z mnohem chladnějších okrajů sluneční soustavy. Když se přiblíží ke slunci, jakýkoli povrchový led okamžitě sublimuje nebo se odpaří na plyn a vytvoří charakteristický ocas komety. Jelikož Marssetův tým zjistil, že 6478 Gault je suché, kamenité tělo, znamená to, že pravděpodobně generuje prachové ocasy nějakým jiným aktivním mechanismem.

Nová změna

Když tým pozoroval asteroid, ke svému překvapení zjistili, že hornina mění barvu v blízké infračervené oblasti z červené na modrou.

"Nikdy jsme neviděli tak dramatickou změnu, jako je tato, za tak krátkou dobu," říká spoluautor DeMeo.

Vědci tvrdí, že pravděpodobně uvidí povrchový prach asteroidu, zčervenal po miliony let vystavení slunci, byl vyvržen do vesmíru a odhalil nový, méně ozářený povrch pod ním, který se na modrých vlnových délkách jeví jako modrý.

"Zajímavé je, že k odstranění změny ve spektru potřebujete pouze velmi tenkou vrstvu," říká DeMeo. "Mohla by být tenká jako jedna vrstva zrn hluboká jen mikrony."

Co tedy může způsobit, že asteroid zbarví? Tým a další skupiny studující 6478 Gault věří, že důvod barevného posunu a aktivity komety podobné asteroidu je pravděpodobně způsoben stejným mechanismem: rychlou rotací. Asteroid se může točit dostatečně rychle, aby strhával odstředivou silou vrstvy prachu z jeho povrchu. Vědci odhadují, že ve srovnání s 24hodinovým obdobím Země bude nutné mít zhruba dvouhodinové období rotace, které by se točilo každých pár hodin.

"Asi 10 procent asteroidů se točí velmi rychle, což znamená dvou- až tříhodinové období rotace, a je to pravděpodobně kvůli tomu, že je slunce otáčí," říká Marsset.

Tento rotující jev je znám jako efekt YORP (neboli efekt Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack, pojmenovaný podle vědců, kteří jej objevili), který odkazuje na účinek slunečního záření nebo fotonů na malá blízká tělesa jako jsou asteroidy. Zatímco asteroidy odrážejí většinu tohoto záření zpět do vesmíru, část těchto fotonů je absorbována, poté znovu uvolněna jako teplo a také hybnost. Tím se vytvoří malá síla, která po miliony let může způsobit rychlejší rotaci asteroidu.

Astronomové v minulosti pozorovali účinek YORP na hrstku asteroidů. Aby se potvrdilo, že podobný účinek působí na 6478 Gault, budou vědci muset detekovat jeho rotaci pomocí světelných křivek - měření jasu asteroidu v průběhu času. Výzvou bude vidět skrz značný prachový ocas asteroidu, který může zakrýt klíčové části světla asteroidu.

Marssetův tým spolu s dalšími skupinami plánuje studovat asteroid, aby získal další vodítka k činnosti, až bude další viditelný na obloze.

"Myslím, že [studie skupiny] posiluje skutečnost, že pás asteroidů je opravdu dynamické místo," říká DeMeo. "Zatímco pole asteroidů, která vidíte ve filmech, narazila do sebe, je přehnaná, každý okamžik se tam určitě děje hodně."

Tento výzkum byl částečně financován z Planetárního astronomického programu NASA.


Obsah

Discovery Edit

Heinrich Olbers objevil Pallas v roce 1802, rok po objevu Ceres. Navrhl, aby tyto dva objekty byly zbytky zničené planety. Zaslal dopis se svým návrhem britskému astronomovi Williamovi Herschelovi, který naznačoval, že průzkum v blízkosti míst, kde se protínají oběžné dráhy Ceres a Pallas, může odhalit další fragmenty. Tyto oběžné křižovatky se nacházely v souhvězdí Cetus a Panna. [34] Olbers zahájil pátrání v roce 1802 a 29. března 1807 objevil Vestu v souhvězdí Panny - náhoda, protože Ceres, Pallas a Vesta nejsou fragmenty většího těla. Vzhledem k tomu, že asteroid Juno byl objeven v roce 1804, stala se Vesta čtvrtým objektem identifikovaným v oblasti, která je nyní známá jako pás asteroidů. Objev byl oznámen v dopise adresovaném německému astronomovi Johann H. Schröterovi ze dne 31. března. [35] Protože Olbers již měl zásluhy na objevení planety (v té době Pallas, asteroidy byly považovány za planety), dal tu čest pojmenovat svůj nový objev německému matematikovi Carlu Friedrichovi Gaussovi, jehož orbitální výpočty umožnily astronomům potvrdit existenci Ceres, prvního asteroidu, který vypočítal oběžnou dráhu nové planety za pozoruhodně krátkou dobu 10 hodin. [36] [37] Gauss se rozhodl pro římskou panenskou bohyni domova a krbu, Vesta. [38]

Upravit jméno

Vesta byla čtvrtým asteroidem, který byl objeven, a proto má ve svém formálním označení číslo 4. Název Vestanebo jeho národní varianty je v mezinárodním použití, až na dvě výjimky: Řecko a Čína. V řečtině byl přijatý název helénským ekvivalentem Vesty, Hestia (4 Εστία) v angličtině, tento název se používá pro 46 Hestia (Řekové používají pro obě jména „Hestia“, přičemž čísla malých planet se používají pro disambiguation). V čínštině se Vesta nazývá „hvězda krbu (bohyně)“, 灶神 星 zàoshénxīng, pojmenování asteroidu pro roli Vesty, podobně jako čínská jména Uran, Neptun a Pluto. [E]

Po svém objevu byla Vesta, stejně jako Ceres, Pallas a Juno před ní, klasifikována jako planeta a dostala planetární symbol. Symbol představoval oltář Vesty s posvátným ohněm a byl navržen Gaussem. [39] [40] V Gaussově pojetí to bylo nakresleno v jeho moderní podobě. [F]

Po objevení Vesty nebyly po 38 let objeveny žádné další objekty a předpokládalo se, že sluneční soustava má jedenáct planet. [43] Avšak v roce 1845 začaly být nové asteroidy objevovány rychlým tempem a do roku 1851 jich bylo kromě osmi hlavních planet (Neptun byl objeven v roce 1846) patnáct, každý s vlastním symbolem. Brzy vyšlo najevo, že by bylo nepraktické pokračovat v nekonečném vymýšlení nových planetárních symbolů a některé z těch stávajících se ukázaly jako obtížné rychle nakreslit. Ten rok se problémem zabýval Benjamin Apthorp Gould, který navrhl číslování asteroidů v pořadí podle jejich objevu a toto číslo umístil na disk (kruh) jako obecný symbol asteroidu. Čtvrtý asteroid Vesta tedy získal obecný symbol ④. Toto bylo brzy spojeno se jménem do oficiálního označení čísla a jména, ④ Vesta, jak se zvyšoval počet planetek. V roce 1858 byl kruh zjednodušen do závorek, (4) Vesta, které bylo snazší vysázet. Další interpunkční znaménka, například 4) Vesta a 4, Vesta, byl také používán, ale do roku 1949 víceméně úplně vymřel. [44] Buď dnes Vesta, nebo, častěji, 4 Vesta, se používá.

Počáteční měření Upravit

Fotometrická pozorování Vesty byla prováděna na observatoři Harvard College v letech 1880–1882 a na Observatoire de Toulouse v roce 1909. Tato a další pozorování umožňovala určit rychlost otáčení Vesty do 50. let. Časné odhady rychlosti rotace však přicházely v úvahu, protože světelná křivka obsahovala variace jak ve tvaru, tak v albedu. [46]

První odhady průměru Vesty se pohybovaly od 383 (238) v roce 1825 do 444 km (276 mi). EC Pickering produkoval odhadovaný průměr 513 ± 17 km (319 ± 11 mi) v roce 1879, což je blízké moderní hodnotě pro střední průměr, ale následné odhady se pohybovaly od minima 390 km (242 mi) až do vysoká 602 km (374 mi) během příštího století. Naměřené odhady byly založeny na fotometrii. V roce 1989 byla k měření dimenze, která se během rotačního období pohybovala mezi 498 a 548 km (309 a 341 mil), použita skvrnitá interferometrie. [47] V roce 1991 byla pozorována okultizace hvězdy SAO 93228 společností Vesta z různých míst ve východních Spojených státech a Kanadě. Na základě pozorování ze 14 různých míst se k datům nejlépe hodil eliptický profil o rozměrech asi 550 km × 462 km (342 mi × 287 mi). [48] Svítání toto měření potvrdil.

Vesta se stala prvním asteroidem, u kterého byla stanovena jeho hmotnost. Každých 18 let se asteroid 197 Arete přiblíží do 0,04 AU od Vesty. V roce 1966 Hans G. Hertz na základě pozorování Vestových gravitačních poruch Arete odhadl hmotnost Vesty na (1,20 ± 0,08) × 10 −10 M ☉ (sluneční hmoty). [49] Následovaly podrobnější odhady a v roce 2001 byly odchylky 17 Thetis použity k výpočtu hmotnosti Vesty, která má být (1,31 ± 0,02) × 10 −10 M ☉. [50] Svítání určil, že je 1,3029 × 10 −10 M ☉.

Vesta obíhá kolem Slunce mezi Marsem a Jupiterem v pásu asteroidů s dobou 3,6 pozemských let [7], konkrétně ve vnitřním pásu asteroidů, uvnitř mezery Kirkwood ve vzdálenosti 2,50 AU. Jeho oběžná dráha je mírně nakloněná (i = 7,1 °, ve srovnání s 7 ° pro Merkur a 17 ° pro Pluto) a mírně excentrický (E = 0,09, přibližně stejné jako pro Mars). [7]

Skutečné orbitální rezonance mezi asteroidy jsou považovány za nepravděpodobné kvůli jejich malým hmotám ve srovnání s jejich velkými separacemi, takové vztahy by měly být velmi vzácné. [51] Přesto je Vesta schopna zachytit další asteroidy do dočasných rezonančních orbitálních vztahů 1: 1 (na období až 2 miliony let a více) asi čtyřicet takových objektů. [52] Objekty o velikosti dekametru zjištěné v okolí Vesty Svítání mohou být spíše takové kvazi-satelity než správné satelity. [52]

Rotace Vesty je u asteroidu relativně rychlá (5,342 h) a postupuje, přičemž severní pól ukazuje ve směru pravého vzestupu 20 h 32 min, deklinace + 48 ° (v souhvězdí Labutě) s nejistotou asi 10 °. To dává axiální náklon 29 °. [53]

Pro Vestu se používají dva podélné souřadnicové systémy s nultými poledníky oddělenými 150 °. IAU vytvořila v roce 1997 souřadnicový systém založený na Hubble fotografie, kde hlavní poledník prochází středem Olbers Regio, temný objekt o průměru 200 km. Když Svítání vědci mise zjistili, že umístění pólu předpokládaného IAU bylo vypnuto o 10 °, takže souřadný systém IAU driftoval po povrchu Vesty rychlostí 0,06 ° ročně, a také to, že Olbers Regio nebylo rozeznatelné od zblízka, a tak nestačilo definovat nultý poledník s přesností, kterou potřebovali. Opravili pól, ale také založili nový nultý poledník 4 ° od centra Claudie, ostře definovaný kráter o průměru 700 metrů, což podle nich vede k logičtější sadě mapovacích čtyřúhelníků. [54] Všechny publikace NASA, včetně obrázků a map Vesty, používají klaudiánský poledník, což je pro IAU nepřijatelné. Pracovní skupina IAU pro kartografické souřadnice a rotační prvky doporučila souřadný systém, který korigoval pól, ale otočil Claudianskou délku o 150 °, aby se shodoval s Olbers Regio. [55] IAU to přijalo, i když to narušuje mapy připravené IAU Svítání tým, který byl umístěn tak, aby nerozdělili žádné hlavní povrchové prvky. [54] [56]

Vesta je druhým nejmohutnějším tělesem v pásu asteroidů [58], i když jen o 28% hmotnější než Ceres. [21] Hustota Vesty je nižší než hustota čtyř pozemských planet, ale vyšší než hustota většiny asteroidů a všech měsíců ve sluneční soustavě kromě Io. Plocha Vesty je přibližně stejná jako v Pákistánu nebo Texasu a Severní Karolíně dohromady (asi 800 000 kilometrů čtverečních). [g] Má odlišný interiér. [22] Vesta je jen o něco větší (525,4 ± 0,2 km [9]) než 2 Pallas (512 ± 3 km) v objemu [59], ale je asi o 25% masivnější.

Tvar Vesty se blíží gravitačně uvolněnému zploštělému sféroidu [53], ale velká konkávnost a výčnělek na jižním pólu (viz níže „Vlastnosti povrchu“) v kombinaci s hmotností menší než 5 × 10 20 kg vylučovaly, aby byla Vesta automaticky považována za trpasličí planeta podle usnesení Mezinárodní astronomické unie (IAU) XXVI 5. [60] Analýza tvaru Vesty [61] a gravitačního pole z roku 2012 s využitím údajů shromážděných Svítání kosmická loď ukázala, že Vesta není v současné době v hydrostatické rovnováze. [9] [62]

Odhaduje se, že teploty na povrchu leží mezi asi -20 ° C se Sluncem nad hlavou a na zimním pólu klesají na asi -190 ° C. Typické denní a noční teploty jsou −60 ° C, respektive −130 ° C. Tento odhad je pro 6. května 1996, velmi blízký perihelionu, i když podrobnosti se poněkud liší podle ročních období. [14]

Geologická mapa Vesty [63]
Nejstaršími a nejvíce kráterovanými oblastmi jsou hnědé oblasti upravené dopady Veneneia a Rheasilvia, které jsou fialové (na severu formace Saturnalia Fossae) [64] a světle azurová (formace Divalia Fossae, rovníková), [63] respektive Rheasilvia vnitřek nárazové nádrže (na jihu) je tmavě modrý a sousední oblasti Rheasilvia ejecta (včetně oblasti v rámci Veneneie) jsou světle fialově modré [65] [66] oblasti upravené novějšími dopady nebo hromadné plýtvání jsou žluté / oranžové nebo zelená, resp.

Před příjezdem Svítání kosmická loď, některé povrchové prvky Vestanu již byly vyřešeny pomocí Hubblova kosmického dalekohledu a pozemních dalekohledů (např. Keckova observatoř). [67] Příchod Svítání v červenci 2011 podrobně odhalil složitý povrch Vesty. [68]

Krátery Rheasilvia a Veneneia Upravit

Nejvýznamnější z těchto povrchových prvků jsou dva obrovské krátery, 500 kilometrů široký kráter Rheasilvia se středem poblíž jižního pólu a 400 kilometrů široký kráter Veneneia. Kráter Rheasilvia je mladší a překrývá kráter Veneneia. [69] Svítání vědecký tým pojmenoval mladší, významnější kráter Rheasilvia, po matce Romula a Rema a mýtické panně panny. [70] Jeho šířka je 95% středního průměru Vesty. Kráter je hluboký asi 19 km. Centrální vrchol stoupá 23 km (14 mi) nad nejnižší měřenou částí dna kráteru a nejvyšší naměřená část okraje kráteru je 31 km (19 mi) nad nejnižším bodem dna kráteru. Odhaduje se, že osoby odpovědné za nárazy vykopaly asi 1% objemu Vesty a je pravděpodobné, že produkty této srážky jsou rodina Vesta a asteroidy typu V. Pokud tomu tak je, pak skutečnost, že fragmenty o délce 10 km (6,2 mil) přežily bombardování až do současnosti, naznačuje, že kráter je starý jen asi 1 miliardu let. [71] Bylo by to také místo původu meteoritů HED. Všechny známé asteroidy typu V dohromady tvoří pouze asi 6% vystřeleného objemu, zbytek pravděpodobně buď v malých fragmentech, vystřelených přiblížením se k Kirkwoodské mezeře 3: 1, nebo narušen Yarkovského efektem nebo radiačním tlakem. Spektroskopické analýzy snímků z HST ukázaly, že tento kráter pronikl hluboko několika odlišnými vrstvami kůry a možná i do pláště, jak naznačují spektrální podpisy olivínu. [53]

Velký vrchol ve středu Rheasilvia je vysoký 20 až 25 km (12–16 mi) a široký 180 km (112 mi) [69] a je pravděpodobně důsledkem dopadu v planetárním měřítku. [72]

Ostatní krátery Upravit

Několik starých degradovaných kráterů konkuruje velikosti Rheasilvia a Veneneie, ačkoli žádný není tak velký. Patří mezi ně Feralia Planitia, která je znázorněna vpravo, což je 270 km (168 mi) napříč. [73] Novější a ostřejší krátery se pohybují až do 158 km (98 mi) Varronilla a 196 km (122 mi) Postumia. [74]

"Krátery sněhuláka" Upravit

„Krátery sněhuláka“ je neformální název, který dostal skupina tří sousedních kráterů na severní polokouli Vesty. Jejich oficiální jména od největšího po nejmenší (od západu k východu) jsou Marcia, Calpurnia a Minucia. Marcia je nejmladší a má příčný řez Calpurnia. Minucia je nejstarší. [63]

Žlaby Upravit

Většina rovníkové oblasti Vesty je tvarována řadou paralelních žlabů. Největší se jmenuje Divalia Fossa (10–20 km široká, 465 km dlouhá). Navzdory skutečnosti, že Vesta je sedmina velikosti Měsíce, Divalia Fossa trpaslíky v Grand Canyonu. Druhá řada, nakloněná k rovníku, se nachází dále na sever. Největší ze severních žlabů se jmenuje Saturnalia Fossa (≈ 40 km široká a> 370 km dlouhá). Tyto žlaby jsou považovány za rozsáhlé, které jsou výsledkem dopadů, které vytvořily krátery Rheasilvia a Veneneia. Jsou to jedny z nejdelších propastí ve sluneční soustavě, téměř stejně dlouhé jako Ithaca Chasma na Tethys. Mohou se chytit koryta, která se vytvořila po srážce jiného asteroidu s Vestou, což je proces, ke kterému může dojít pouze v těle, které je stejně jako Vesta diferencované. [75] Vestina diferenciace je jedním z důvodů, proč ji vědci považují za protoplanetu. [76]

Složení povrchu Upravit

Informace o složení viditelného a infračerveného spektrometru (VIR), detektoru gama a neutronů (GRaND) ​​a rámovací kamery (FC), to vše naznačuje, že většina povrchového složení Vesty odpovídá složení howarditu, eucritu a diogenitové meteority. [77] [78] [79] Oblast Rheasilvia je nejbohatší na diogenit, což je v souladu s hlubinným materiálem vytvářejícím Rheasilvia z hloubi Vesty. Přítomnost olivínu v regionu Rheasilvia by byla rovněž v souladu s těžbou materiálu pláště. Olivín však byl detekován pouze v lokalizovaných oblastech severní polokoule, nikoli v Rheasilvii. [32] Původ tohoto olivínu není v současnosti znám.

Funkce spojené s těkavými látkami Upravit

Vykopaný terén byl pozorován ve čtyřech kráterech na Vesta: Marcia, Cornelia, Numisia a Licinia. [80] Tvorba důlkového terénu je navržena jako odplynění nárazově zahřátého těkavého materiálu. Spolu s postaveným terénem se v kráterech Marcia a Cornelia nacházejí křivočaré vpusti. Křivočaré vpusti končí v laločnatých usazeninách, které jsou někdy pokryty důlkovým terénem a navrhuje se, aby se vytvořily přechodným tokem kapalné vody po roztavení usazených ledů teplem nárazů. [64] Byly také detekovány hydratované materiály, z nichž mnohé jsou spojeny s oblastmi tmavého materiálu. [81] V důsledku toho se předpokládá, že tmavý materiál je z velké části složen z uhlíkatého chondritu, který se na povrch ukládal nárazem. Uhlíkaté chondrity jsou poměrně bohaté na mineralogicky vázané OH. [79]

Existuje velká sbírka potenciálních vzorků z Vesty přístupných vědcům ve formě více než 1200 meteoritů HED (vestanských achondritů), které umožňují nahlédnout do geologické historie a struktury Vesty. Studie NASA Infrared Telescope Facility (NASA IRTF) asteroidu (237442) 1999 TA 10 naznačují, že pocházel z hlubší části Vesty než meteority HED. [23]

Předpokládá se, že Vesta se skládá z kovového železo-niklového jádra o průměru 214–226 km [9], překrývajícího se skalnatého olivínového pláště s povrchovou krustou. Od prvního objevení se inkluzí bohatých na vápník a hliník (první pevná hmota ve sluneční soustavě, která se vytvořila asi před 4,567 miliardami let) je pravděpodobná časová osa následující: [82] [83] [84] [85] [ 86]

Časová osa vývoje Vesty
2–3 miliony let Akrece dokončena
4–5 milionů let Úplné nebo téměř úplné roztavení v důsledku radioaktivního rozpadu 26 Al, což vede k oddělení kovového jádra
6–7 milionů let Postupná krystalizace konvekčního roztaveného pláště. Konvekce se zastavila, když asi 80% materiálu vykrystalizovalo
Vytlačování zbývajícího roztaveného materiálu za účelem vytvoření kůry, buď jako čedičové lávy v postupných erupcích, nebo případně tvořící krátkodobý magmatický oceán.
Hlubší vrstvy kůry krystalizují a vytvářejí plutonické horniny, zatímco starší čediče jsou metamorfovány v důsledku tlaku novějších povrchových vrstev.
Pomalé chlazení interiéru

Vesta je jediný známý neporušený asteroid, který byl tímto způsobem znovu objeven. Z tohoto důvodu někteří vědci označují Vestu jako protoplanetu. [87] Přítomnost železných meteoritů a achondritických tříd meteoritů bez identifikovaných mateřských těles však naznačuje, že kdysi existovaly další diferencované planetesimály s magickou historií, které byly od té doby otřeseny dopady.

Složení vestanské kůry (do hloubky) [88]
Litifikovaný regolit, zdroj howarditů a brekciovaných eucritů.
Čedičové lávové proudy, zdroj nekumulativních eucritů.
Plutonické horniny sestávající z pyroxenu, pigeonitu a plagioklasy, zdroje kumulativních eucritů.
Plutonické horniny bohaté na ortopyroxen s velkou velikostí zrna, zdroj diogenitů.

Na základě velikostí asteroidů typu V (považovaných za kousky kůry Vesty vyvržených při velkých nárazech) a hloubky kráteru Rheasilvia (viz níže) se předpokládá, že kůra je zhruba 10 kilometrů silná . [89] Zjištění z Svítání spacecraft have found evidence that the troughs that wrap around Vesta could be graben formed by impact-induced faulting (see Troughs section above), meaning that Vesta has more complex geology than other asteroids. Vesta's differentiated interior implies that it was in hydrostatic equilibrium and thus a dwarf planet in the past, but it is not today. [69] The impacts that created the Rheasilvia and Veneneia craters occurred when Vesta was no longer warm and plastic enough to return to an equilibrium shape, distorting its once rounded shape and prohibiting it from being classified as a dwarf planet today.

Regolith Edit

Vesta's surface is covered by regolith distinct from that found on the Moon or asteroids such as Itokawa. This is because space weathering acts differently. Vesta's surface shows no significant trace of nanophase iron because the impact speeds on Vesta are too low to make rock melting and vaporization an appreciable process. Instead, regolith evolution is dominated by brecciation and subsequent mixing of bright and dark components. [90] The dark component is probably due to the infall of carbonaceous material, whereas the bright component is the original Vesta basaltic soil. [91]

Some small Solar System bodies are suspected to be fragments of Vesta caused by impacts. The Vestian asteroids and HED meteorites are examples. The V-type asteroid 1929 Kollaa has been determined to have a composition akin to cumulate eucrite meteorites, indicating its origin deep within Vesta's crust. [28]

Vesta is currently one of only six identified Solar System bodies of which we have physical samples, coming from a number of meteorites suspected to be Vestan fragments. It is estimated that 1 out of 16 meteorites originated from Vesta. [92] The other identified Solar System samples are from Earth itself, meteorites from Mars, meteorites from the Moon, and samples returned from the Moon, the comet Wild 2, and the asteroid 25143 Itokawa. [29] [i]

V roce 1981 byl Evropské kosmické agentuře (ESA) předložen návrh na misi asteroidů. Named the Asteroidal Gravity Optical and Radar Analysis (AGORA), this spacecraft was to launch some time in 1990–1994 and perform two flybys of large asteroids. Preferovaným cílem této mise byla Vesta. AGORA by dosáhla pásu asteroidů buď gravitační prakovou trajektorií kolem Marsu, nebo pomocí malého iontového motoru. However, the proposal was refused by the ESA. A joint NASA–ESA asteroid mission was then drawn up for a Multiple Asteroid Orbiter with Solar Electric Propulsion (MAOSEP), with one of the mission profiles including an orbit of Vesta. NASA naznačila, že se o misi asteroidů nezajímají. Instead, the ESA set up a technological study of a spacecraft with an ion drive. Other missions to the asteroid belt were proposed in the 1980s by France, Germany, Italy and the United States, but none were approved. [93] Exploration of Vesta by fly-by and impacting penetrator was the second main target of the first plan of the multi-aimed Soviet Vesta mission, developed in cooperation with European countries for realisation in 1991–1994 but canceled due to the dissolution of the Soviet Union.

Na počátku 90. let NASA zahájila Discovery Program, který měl být sérií levných vědeckých misí. In 1996, the program's study team recommended a mission to explore the asteroid belt using a spacecraft with an ion engine as a high priority. Financování tohoto programu zůstávalo problematické několik let, ale do roku 2004 Svítání vehicle had passed its critical design review [94] and construction proceeded.

It launched on 27 September 2007 as the first space mission to Vesta. Dne 3. května 2011 Svítání získal svůj první zaměřovací obraz 1,2 milionu kilometrů od společnosti Vesta. [95] On 16 July 2011, NASA confirmed that it received telemetry from Svítání indicating that the spacecraft successfully entered Vesta's orbit. [96] It was scheduled to orbit Vesta for one year, until July 2012. [97] Svítání 's arrival coincided with late summer in the southern hemisphere of Vesta, with the large crater at Vesta's south pole (Rheasilvia) in sunlight. Because a season on Vesta lasts eleven months, the northern hemisphere, including anticipated compression fractures opposite the crater, would become visible to Svítání 's cameras before it left orbit. [98] Svítání left orbit around Vesta on 4 September 2012 11:26 p.m. PDT to travel to Ceres. [99]

NASA/DLR released imagery and summary information from a survey orbit, two high-altitude orbits (60–70 m/pixel) and a low-altitude mapping orbit (20 m/pixel), including digital terrain models, videos and atlases. [100] [101] [102] [103] [104] [105] Scientists also used Svítání to calculate Vesta's precise mass and gravity field. The subsequent determination of the J2 component yielded a core diameter estimate of about 220 km assuming a crustal density similar to that of the HED. [100]

Svítání data can be accessed by the public at the UCLA website. [106]

Observations from Earth orbit Edit

Albedo and spectral maps of 4 Vesta, as determined from Hubble Space Telescope images from November 1994

Elevation map of 4 Vesta, as determined from Hubble Space Telescope images of May 1996

Elevation diagram of 4 Vesta (as determined from Hubble Space Telescope images of May 1996) viewed from the south-east, showing Rheasilvia crater at the south pole and Feralia Planitia near the equator

Vesta seen by the Hubble Space Telescope in May 2007

Observations from Svítání Upravit

Vesta comes into view as the Svítání spacecraft approaches and enters orbit:

Vesta from 100,000 km
(1 July 2011)

Vesta from 41,000 km
(9 July 2011)

In orbit at 16,000 km
(17 July 2011)

In orbit from 10,500 km
(18 July 2011)

The northern hemisphere from 5,200 km
(23 July 2011)

In orbit from 5,200 km
(24 July 2011)

In orbit from 3,700 km
(31 July 2011)

Full rotation
(1 August 2011)

Cratered terrain with hills and ridges
(6 August 2011)

Densely cratered terrain near terminator
(6 August 2011)

Vestan craters in various states of degradation, with troughs at bottom
(6 August 2011)

Hill shaded central mound at the south pole of Vesta
(2 February 2015)

True-color images Edit

Detailed images retrieved during the high-altitude (60–70 m/pixel) and low-altitude (

20 m/pixel) mapping orbits are available on the Dawn Mission website of JPL/NASA.

Its size and unusually bright surface make Vesta the brightest asteroid, and it is occasionally visible to the naked eye from dark skies (without light pollution). In May and June 2007, Vesta reached a peak magnitude of +5.4, the brightest since 1989. [107] At that time, opposition and perihelion were only a few weeks apart. [108] It was brighter still at its 22 June 2018 opposition, reaching a magnitude of +5.3. [109] Less favorable oppositions during late autumn 2008 in the Northern Hemisphere still had Vesta at a magnitude of from +6.5 to +7.3. [110] Even when in conjunction with the Sun, Vesta will have a magnitude around +8.5 thus from a pollution-free sky it can be observed with binoculars even at elongations much smaller than near opposition. [110]

2010–2011 Edit

In 2010, Vesta reached opposition in the constellation of Leo on the night of 17–18 February, at about magnitude 6.1, [111] a brightness that makes it visible in binocular range but generally not for the naked eye. Under perfect dark sky conditions where all light pollution is absent it might be visible to an experienced observer without the use of a telescope or binoculars. Vesta came to opposition again on 5 August 2011, in the constellation of Capricornus at about magnitude 5.6. [111] [112]

2012–2013 Edit

Vesta was at opposition again on 9 December 2012. [113] According to Obloha a dalekohled magazine, this year Vesta came within about 6 degrees of 1 Ceres during the winter of 2012 and spring 2013. [114] Vesta orbits the Sun in 3.63 years and Ceres in 4.6 years, so every 17.4 years Vesta overtakes Ceres (the previous overtaking was in April 1996). [114] On 1 December 2012, Vesta had a magnitude of 6.6, but it had decreased to 8.4 by 1 May 2013. [114]

2014 Edit

Ceres and Vesta came within one degree of each other in the night sky in July 2014. [114]


10. An Asteroid may have Killed the Dinosaurs

In fact, there is a theory prevalent among the scientific community that it was an asteroid that wiped out the dinosaurs. Many scientists believe that the epicenter of the mass extinction of the dinosaurs lies in the Chicxulub Crater, an impact crater that was discovered under the Yucatán Peninsula in Mexico.

Meteor Showers

Dates and tips on how and where to see "shooting stars" from meteor showers all over the world.


Estimation of average rock and asteroid mass associated with different stars - Astronomy

How hazardous are meteors, comets & asteroids?

The collisions of these objects with Earth are basically random events, but still we have some idea how often they happen.

Localized destruction happens every couple of hundreds of years and is somewhat equivalent to a hydrogen bomb. Last such event happened in 1908 near Tunguska river in Siberia. The number of casualties depends on the place of impact (the objects of this size usually explode in the air before reaching the ground, just like an atom bomb). If a city is struck, casualties could be close to a million, while Tunguska event had zero to one reported casualty (reports vary). An impact in the ocean would create a tsunami and definitely produce significant destruction on the nearby seaside. These events usually do not leave a crater and typically involve a 100-meter asteroid or comet.

A smaller object (around 20m diameter) struck Chelyabinsk Oblast in Russia and did cause over 1000 injuries. Most injuries occured when the blast destroyed windows and struck onlookers inside buildings who were looking at the fireball. Fortunately, there are no reported deaths from the Chelyabinsk impact.

A regional destruction happens at intervals on the order of 100,000 years, and devastates an area a size of a mid-sized country. One such event we know of is an impact that occurred 700,000 years ago in Southeast Asia. These events usually involve 1 km sized asteroids an leave a craters tens of kilometers across.

A global destruction happens less often than every 10 million years and involves an impact of 10 km asteroid making a 100+ km crater. K-T event, which caused the extinction of dinosaurs and other contemporary creatures falls into this category. The amount of destruction depends on the properties of rock in which the crater is being excavated. Unless acidic chemicals are released into the atmosphere such an impact does not necessarily have to produce a mass extinction. In any case, such an impact today would cause casualties among humans in the billions.

It is highly unlikely that a regional or global destruction would occur anytime soon (next couple of centuries) since we have already discovered most of near Earth asteroids larger than 1 km, and none of them seem to be heading this way. A localized impact has a less than a percent chance to happen in any given year, so the level of risk at any given place or time is also low.

Concerning smaller meteorites that hit the ground, they are a very low hazard and no human was ever reported being killed by a small meteorite (while one person was missing after Tunguska). I heard a story that a dog was killed by a meteorite that fell in 1911 in Nakhla, Egypt, and there were also instances of material damage. Still, traffic, pollution and even lightnings are much more dangerous than small meteorites.

Updated by Everett Schlawin on July 18, 2015.

O autorovi

Matija Cuk

Matija works on the orbital dynamics of the lesser moons of Jupiter and Saturn. He graduated with his PhD from Cornell in November 2004 and is now working at the University of British Columbia in Canada.


NASA Asteroid Exploration (Asteroid Missions)

Here you can know brief information and facts about asteroid exploration missions by NASA.

NASA’s spacecraft Galileo took the very first image of an asteroid 951 Gaspra in 1991. It was the first asteroid visited by a spacecraft.

Whereas the second asteroid 243 Ida and its natural moon Dactyl was also seen by the Galileo probe of NASA in 1993. It was the first known asteroid that has a natural satellite.

The first dedicated spacecraft NEAR Shoemaker made by NASA for asteroid exploration. The robotic space probe NEAR stands for “Near-Earth Asteroid Rendezvous” which was launched in 1996 by NASA to study Near-Earth Asteroids (NEAs).

Space probe NEAR Shoemaker take the images of the ‘ 253 Mathilde’ asteroid in 1997 and orbited the ‘ 433 Eros’ asteroid. And finally, it landed on the surface of the Eros asteroid on 12 Feb 2001 and ended the journey.

Dawn spacecraft of NASA launched in 2007 and visited and explored one of the largest asteroid Vesta in 2011. After exploring for almost one year in 2012 it started its journey for the Ceres dwarf planet.

A mission of NASA asteroid study, OSIRIS-REx (Origins, Spectral Interpretation, Resource Identification, Security, Regolith Explorer) was launched in September 2016. The main goal of this mission is to visit and take a sample of the asteroid ‘ 101955 Bennu’. Bennu is a B-type near-earth asteroid which is a subtype of carbonaceous asteroids. NASA’s OSIRIS-REx is currently (in 2020) orbiting the earth asteroid Bennu and will return with the sample in 2023 .

Many other space agencies including NASA are researching the asteroids. According to scientists, asteroids can be used for bringing materials that are rare or extinct on earth. It is called asteroid mining . Asteroid mining can be useful for making space habitats or space colonization.

So these were some important information and overview of asteroids. Such as ‘what is asteroid’, types of asteroids, earth asteroids, NASA earth asteroids and missions, asteroid mining, and many more. I hope you have liked it and also do comment below your views for the asteroids.


Podívejte se na video: Metabolismus o přeměně látek NEZkreslená věda III (Říjen 2022).