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阅读 6977 次 历史版本 5个 创建者:又是一年芳草绿 (2009/12/25 16:47:00)  最新编辑:5月桂湖 (2011/5/31 0:00:20)
小行星
拼音:xiǎo xíng xīng
英文:Asteroids
 
小行星
小行星
 小行星,指太阳系内类似行星环绕太阳运动,但体积和质量比行星小得多的天体。在太阳系中,除了八大行星以外,在火星木星轨道之间,还有成千上万颗肉眼看不见的小天体,沿着椭圆轨道不停地围绕太阳公转。与八大行星相比,它们好像微不足道的碎石头。这些小天体就是太阳系中的小行星。

  迄今在太阳系内一共已经发现了约70万颗小行星,但这可能仅是所有小行星中的一小部分。大多数小行星的体积都很小,是些形状不规则的石块。最早发现的“谷神星”、“智神星”、“婚神星”和“灶神星”是小行星中最大的四颗。其中“谷神星”直径约为1000千米,位居老大,老四“婚神星”直径约200千米。除去这“四大金刚”外,其余的小行星就更小了,最小的直径还不足1千米。

  自从1801年发现第一颗小行星,到20世纪90年代末,已登记在册和编了号的小行星已超过8000颗。它们中的绝大多数分布在火星和木星轨道之间,与太阳的距离约2.06-3.65的天文单位。这部分区域被称为小行星带。至于小行星带形成的原因,迄今还没有公认的定论。有一种叫“爆炸说”的理论认为:小行星带内原先有一颗与地球、火星不相上下的大行星,后来由于某种现在尚不清楚的原因,这颗大行星发生了爆炸,炸裂的碎片就成了现在的小行星。此外,还有所谓的碰撞说等等。这些假说都从某些方面假说了小行星的起源,但又都存在许多问题难以自圆其说。现在,越来越多的天文学家认为,小行星记载着太阳系行星形成初期的信息,小行星的起源是太阳系起源问题中不可分割的一环。

小行星的命名


  小行星的名字由两个部分组成:前面的一部分是一个永久编号,后面的一部分是一个名字。每颗被证实的小行星先会获得一个永久编号,发现者可以为这颗小行星建议一个名字。这个名字要由国际天文联会批准才被正式采纳,原因是因为小行星的命名有一定的常规。因此有些小行星没有名字,尤其是在永久编号在上万的小行星。假如小行星的轨道可以足够精确地被确定后,那么它的发现就算是被证实了。在此之前,它会有一个临时编号,是由它的发现年份和两个字母组成,比如2004 DW。

  第一颗小行星是皮亚齐于1801年在西西里岛上发现的,他给这颗星起名为谷神?费迪南星。前一部分是以西西里岛的保护神谷神命名的,后一部分是以那波利国王费迪南四世命名的。但国际学者们对此不满意,因此将第二部分去掉了。因此第一颗小行星的正式名称是小行星1号谷神星。
P/2010 A2看起来像是一次小行星碰撞的产物

  此后发现的小行星都是按这个传统以罗马或希腊的神来命名的,比如智神星、灶神星、义神星等等。

  但随着越来越多的小行星被发现,最后古典神话的名字都用光了。因此后来的小行星以发现者的夫人的名字、历史人物或其他重要人物、城市、地点、童话人物名字或其他神话里的神来命名。比如小行星216是按埃及女王克丽欧佩特拉命名的,小行星719阿尔伯特是按阿尔伯特?爱因斯坦命名的,小行星17744是按女演员茱蒂?福斯特命名的,小行星1773是按格林童话中的一个侏儒命名的,小行星145523鹿林是以发现地点台湾中央大学的鹿林天文台为名...等等。截至2009年11月2日,已计算出轨道(即获临时编号)的小行星共812,383颗(查询),获永久编号的小行星共225,276颗(查询),已命名的小行星共15,441(查询)颗。

  对于一些编号是1000的倍数的小行星,习惯上以特别重要的人、物来命名。
  

部分与华人有关的著名小行星


  第一颗在中国土地上发现的小行星:139 瑞华星(Juewa)(发现者J.C. Watson)
  第一颗由中国人发现的小行星:1125/3789 中华(China) (发现者张钰哲,后1125更改为3789)
  第一颗以中国人名命名的小行星:1802张衡(Zhang Heng)(发现者紫金山天文台)
  第一颗以中国地名命名的小行星:2045北京(Peking)(发现者紫金山天文台)
  第一颗以中国县名命名的小行星:3611大埔(Dabu)(发现者紫金山天文台)
  第一颗以台湾人名字命名的小行星:2240蔡(Tsai)(发现者哈佛大学天文台)
  第一颗以中国太空船名字命名的小行星:8256神舟(Shenzhou)(发现者紫金山天文台)
  为表扬香港中学生陈易希在发明上的成就命名的小行星:20780陈易希星(Chanyikhei)(发现者LINEAR小组)
  为表扬香港中学生陈嘉键在发明上的成就命名的小行星:23165陈嘉键星(Chankakin)(发现者美国麻省理工大学林肯实验室)
  为表扬建国中学学生陈泓任在美国英特尔国际科学与科技展览会上的成就命名的小行星:23279陈泓任星(Chenhungjen) (发现者美国麻省理工大学林肯实验室)

小行星研究的历史


  1760年有人猜测太阳系内的行星离太阳的距离构成一个简单的数位系列。按这个系列在火星和木星之间有一个空隙,这两颗行星之间也应该有一颗行星。18世纪末有许多人开始寻找这颗未被发现的行星。著名的提丢斯-波得定则就是其中一例。当时欧洲的天文学家们组织了世界上第一次国际性的科研专案,在哥达天文台的领导下全天被分为24个区,欧洲的天文学家们有系统地在这24个区内搜索这颗被称为“幽灵”的行星。但这个专案没有任何成果。

  1801年1月1日晚上,朱塞普?皮亚齐在西西里岛上巴勒莫的天文台内在金牛座里发现了一颗在星图上找不到的星。皮亚齐本人并没有参加寻找“幽灵”的项目,但他听说了这个项目,他怀疑他找到了“幽灵”,因此他在此后数日内继续观察这颗星。他将他的发现报告给哥达天文台,但一开始他称他找到了一颗彗星。此后皮亚齐生病了,无法继续他的观察。而他的发现报告用了很长时间才到达哥达,此时那颗星已经向太阳方向运动,无法再被找到了。

  高斯此时发明了一种计算行星和彗星轨道的方法,用这种方法只需要几个位置点就可以计算出一颗天体的轨道。高斯读了皮亚齐的发现后就将这颗天体的位置计算出来送往哥达。奥伯斯于1801年12月31日晚重新发现了这颗星。后来它获得了谷神星这个名字。1802年奥伯斯又发现了另一颗天体,他将它命名为智神星。1803年婚神星,1807年灶神星被发现。一直到1845年第五颗小行星义神星才被发现,但此后许多小行星被很快地发现了。到1890年为止已有约300颗已知的小行星了。

  1890年摄影术进入天文学,为天文学的发展给予了巨大的推动。此前要发现一颗小行星天文学家必须长时间记录每颗可疑的星的位置,比较它们与周围星位置之间的变化。但在摄影底片上一颗相对于恒星运动的小行星在底片上拉出一条线,很容易就可以被确定。而且随着底片的感光度的增强它们很快就比人眼要灵敏,即使比较暗的小行星也可以被发现。摄影术的引入使得被发现的小行星的数量增长巨大。1990年CCD摄影的技术被引入,加上电脑分析电子摄影的技术的完善使得更多的小行星在很短的时间里被发现。今天已知的小行星的数量约达70万。

  一颗小行星的轨道被确定后,天文学家可以根据对它的亮度和反照率的分析来估计它的大小。为了分析一颗小行星的反照率一般天文学家既使用可见光也使用红外线的测量。但这个方法还是比较不可靠的,因为每颗小行星的表面结构和成分都可能不同,因此对反照率的分析的错误往往比较大。

  比较精确的资料可以使用雷达观测来取得。天文学家使用射电望远镜作为高功率的发生器向小行星投射强无线电波。通过测量反射波到达的速度可以计算出小行星的距离。对其他资料(衍射资料)的分析可以推导出小行星的形状和大小。此外,观测小行星掩星也可以比较精确地推算小行星的大小。

  现在也已经有一系列非载人太空船在一些小行星的附近对它们进行过研究:
  1991年伽利略号在它飞往木星的路程上飞过小行星951,1993年飞过243 艾女星。
  会合-舒梅克号于1997年飞过小行星253并于2001年在433 爱神星登陆。
  1999年深太空1号在26千米远处飞掠小行星9969。
  2002年星尘号在3300千米远处飞掠小行星5535。

小行星的来源


  一开始天文学家以为小行星是一颗在火星和木星之间的行星破裂而成的,但小行星带内的所有小行星的全部质量比月球的质量还要小。今天天文学家认为小行星是太阳系形成过程中没有形成行星的残留物质。木星在太阳系形成时的质量增长最快,它防止在今天小行星带地区另一颗行星的形成。小行星带地区的小行星的轨道受到木星的干扰,它们不断碰撞和破碎。其他的物质被逐出它们的轨道与其他行星相撞。大的小行星在形成后由于铝的放射性同位素26Al(和可能铁的放射性同位素60Fe)的衰变而变热。重的元素如镍和铁在这种情况下向小行星的内部下沉,轻的元素如硅则上浮。这样一来就造成了小行星内部物质的分离。在此后的碰撞和破裂后所产生的新的小行星的构成因此也不同。有些这些碎片后来落到地球上成为陨石。

小行星的构成

  
 
像许多小行星一样,Ida 243具有不规则的形状以及松散的构成。(图片提供:NASA)
 通过光谱分析所得到的资料可以证明小行星的表面组成很不一样。按其光谱的特性小行星被分几类:

  C-型小行星:这种小行星占所有小行星的75%,因此是数量最多的小行星。C-型小行星的表面含碳,反照率非常低,只有0.05左右。一般认为C-型小行星的构成与碳质球粒陨石(一种石陨石)的构成一样。一般C-型小行星多分布于小行星带的外层。

  S-型小行星:这种小行星占所有小行星的17%,是数量第二多的小行星。S-型小行星一般分布于小行星带的内层。S-型小行星的反照率比较高,在0.15到0.25之间。它们的构成与普通球粒陨石类似。这类陨石一般由硅化物组成。

  M-型小行星:剩下的小行星中大多数属于这一类。这些小行星可能是过去比较大的小行星的金属核。它们的反照率与S-型小行星的类似。它们的构成可能与镍-铁陨石类似。

  E-型小行星:这类小行星的表面主要由顽火辉石构成,它们的反照率比较高,一般在0.4以上。它们的构成可能与顽火辉石球粒陨石(另一类石陨石)相似。

  V-型小行星:这类非常稀有的小行星的组成与S-型小行星差不多,唯一的不同是它们含有比较多的辉石。天文学家怀疑这类小行星是从灶神星的上层硅化物中分离出来的。灶神星的表面有一个非常大的环形山,可能在它形成的过程中V-型小行星诞生了。地球上偶尔会找到一种十分罕见的石陨石,HED-非球粒陨石,它们的组成可能与V-型小行星相似,它们可能也来自灶神星。

  G-型小行星:它们可以被看做是C-型小行星的一种。它们的光谱非常类似,但在紫外线部分G-型小行星有不同的吸收线。

  B-型小行星:它们与C-型小行星和G-型小行星相似,但紫外线的光谱不同。

  F-型小行星:也是C-型小行星的一种。它们在紫外线部分的光谱不同,而且缺乏水的吸收线。

  P-型小行星:这类小行星的反照率非常低,而且其光谱主要在红色部分。它们可能是由含碳的硅化物组成的。它们一般分布在小行星带的极外层。

  D-型小行星:这类小行星与P-型小行星类似,反照率非常低,光谱偏红。

  R-型小行星:这类小行星与V-型小行星类似,它们的光谱说明它们含较多的辉石和橄榄石。

  A-型小行星:这类小行星含很多橄榄石,它们,主要分布在小行星带的内层。

  T-型小行星:这类小行星也分布在小行星带的内层。它们的光谱比较红暗,但与P-型小行星和R-型小行星不同。

  过去人们以为小行星是一整块完整单一的石头,但小行星的密度比石头低,而且它们表面上巨大的环形山说明比较大的小行星的组织比较松散。它们更象由重力组合在一起的巨大的碎石堆。这样松散的物体在大的撞击下不会碎裂,而可以将撞击的能量吸收过来。完整单一的物体在大的撞击下会被冲击波击碎。此外大的小行星的自转速度很慢。假如它们的自转速度高的话,它们可能会被离心力解体。今天天文学家一般认为大于200米的小行星主要是由这样的碎石堆组成的。而部分较小的碎片更成为一些小行星的卫星,例如:小行星87便拥有两颗卫星。

小行星的探测


  在进入太空旅行的年代之前,小行星即使在最大的望远镜下也只是一个针尖大小的光点,因此它们的形状和地形仍然是未知的奥秘。

  第一次获得小行星的特写镜头是1971年水手9号拍摄到的傅博斯和戴摩斯照片,这两个小天体虽然都是火星的卫星,但可能都是被火星捕获的小行星。这些图像显示出多数的小行星不规则、像马铃薯的形状。之后的航海家计划计划从气体巨星获得了更多小卫星的影像。

  第一张真正的小行星特写镜头是由前往木星的太空船伽利略号在1991年飞掠过的951 盖斯普拉(Gaspra),然后是1993年的243 艾女星和他的卫星载克太(Dactyl)。

  第一个专门探测小行星的太空计划是会合-舒梅克号,他在前往433 爱神星的途中,于1997年拍摄了253 玛秀德(Mathilde),在完成了轨道环绕探测之后,在2001年成功的降落在爱神星上。

  曾经被太空船在其他目地的航程中简略拜访过的小行星还有9969 布雷尔(Braille)(深空1号于1999年)和安妮法兰克(Annefrank)(星尘号于2002年)。 , 在2005年9月,日本的太空船隼鸟号抵达25143 系川做了详细的探测,并且可能携带回一些样品回地球。隼鸟号的任务曾遭遇到一些困难,包括三个导轮坏了两个,使他很难维持对向太阳的方向来收集太阳能。接下来的小行星探测计划是欧洲空间局的罗塞塔号(已于2004年发射升空),预计在2008年和2010年分探测2867 ?teins和21 鲁特西亚。

  在2007年美国国家航空航天局发射了黎明号太空船,将要在2011至2015年间环绕谷神星和灶神星,还可能延长任务去探测智神星。

  小行星已经被建议做为未来的地球资源来使用,做为罕见原料的采矿场,或是太空休憩站的修建材料。从地球发射是很笨重和昂贵的材料,未来或许能直接从设在小行星上的太空工厂直接制造和开采。


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