13.1: الكويكبات
- Page ID
- 197790
أهداف التعلم
في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:
- حدد قصة اكتشاف الكويكبات ووصف مداراتها النموذجية
- وصف تكوين وتصنيف الأنواع المختلفة من الكويكبات
- ناقش ما تم تعلمه من بعثات المركبات الفضائية إلى العديد من الكويكبات
توجد الكويكبات في الغالب في الفضاء الواسع بين المريخ والمشتري، وهي منطقة من النظام الشمسي تسمى حزام الكويكبات. الكويكبات صغيرة جدًا بحيث لا يمكن رؤيتها بدون تلسكوب؛ لم يتم اكتشاف أولها حتى بداية القرن التاسع عشر.
اكتشاف ومدارات الكويكبات
في أواخر القرن الثامن عشر، كان العديد من علماء الفلك يبحثون عن كوكب إضافي اعتقدوا أنه يجب أن يكون موجودًا في الفجوة بين مداري المريخ والمشتري. اعتقد عالم الفلك الصقلي جيوفاني بيازي أنه وجد هذا الكوكب المفقود في عام 1801، عندما اكتشف أول كويكب (أو كما أطلق عليه لاحقًا «كوكب صغير») يدور في 2.8 AU من الشمس. وسرعان ما أعقب اكتشافه، الذي أطلق عليه اسم سيريس، اكتشاف ثلاثة كواكب صغيرة أخرى في مدارات مماثلة.
من الواضح أنه لم يكن هناك كوكب مفقود واحد بين المريخ والمشتري بل مجموعة كاملة من الأجسام، كل منها أصغر بكثير من قمرنا. (ظهر تاريخ اكتشاف مماثل في الحركة البطيئة في النظام الشمسي الخارجي. تم اكتشاف بلوتو خارج نبتون في عام 1930 وكان يُطلق عليه في البداية اسم الكوكب، ولكن في أوائل القرن الحادي والعشرين، تم العثور على العديد من الأشياء المماثلة الأخرى. نحن الآن نسميها جميعًا كواكب قزمة.)
بحلول عام 1890، تم اكتشاف أكثر من 300 من هذه الكواكب الصغيرة أو الكويكبات من قبل المراقبين ذوي العيون الحادة. في ذلك العام، أدخل ماكس وولفات هايدلبرغ التصوير الفلكي للبحث عن الكويكبات، مما أدى إلى تسريع اكتشاف هذه الأجسام القاتمة بشكل كبير. في القرن الحادي والعشرين، يستخدم الباحثون الكاميرات الإلكترونية التي تعمل بالكمبيوتر، وهي قفزة أخرى في التكنولوجيا. أكثر من نصف مليون كويكب لديها الآن مدارات محددة جيدًا.
يتم إعطاء الكويكبات رقمًا (يتوافق مع ترتيب الاكتشاف) وأحيانًا أيضًا اسمًا. في الأصل، تم اختيار أسماء الكويكبات من الآلهة في الأساطير اليونانية والرومانية. بعد استنفاد هذه الأسماء وغيرها من الأسماء النسائية (بما في ذلك، لاحقًا، أسماء الأزواج والأصدقاء والزهور والمدن وغيرها)، لجأ علماء الفلك إلى أسماء الزملاء (وغيرهم من الأشخاص المتميزين) الذين يرغبون في تكريمهم. على سبيل المثال، تم تسمية الكويكبات 2410 و 4859 و 68448 باسم موريسون وفراكني وسيدني وولف، للمؤلفين الثلاثة الأصليين لهذا الكتاب المدرسي.
أكبر كويكب هو سيريس (مرقّم 1)، ويبلغ قطره أقل من 1000 كيلومتر. كما رأينا، كان سيريس يُعتبر كوكبًا عندما تم اكتشافه ولكن أُطلق عليه لاحقًا اسم الكويكب (الأول من بين العديد من الكواكب). الآن، تم إعادة تصنيفها مرة أخرى وتعتبر واحدة من الكواكب القزمة، مثل بلوتو (انظر الفصل الخاص بالقمر والخواتم وبلوتو). ومع ذلك، ما زلنا نجد أنه من الملائم مناقشة سيريس باعتبارها أكبر الكويكبات. يبلغ قطران كويكبان آخران، هما بالاس وفيستا، حوالي 500 كيلومتر، وحوالي 15 كيبًا إضافيًا أكبر من 250 كيلومترًا (انظر الجدول\(\PageIndex{1}\)). يزداد عدد الكويكبات بسرعة مع تناقص الحجم؛ فهناك حوالي 100 مرة من الأجسام التي يبلغ عرضها 10 كيلومترات أكثر من تلك التي يبلغ عرضها 100 كيلومتر. بحلول عام 2016، اكتشف علماء الفلك ما يقرب من مليون كويكب.
مركز Minor Planet هو مستودع عالمي للبيانات عن الكويكبات. قم بزيارته عبر الإنترنت لمعرفة أحدث الاكتشافات المتعلقة بالأجسام الصغيرة في نظامنا الشمسي. (لاحظ أن بعض المواد الموجودة على هذا الموقع تقنية؛ فمن الأفضل النقر فوق علامة تبويب القائمة لـ «الجمهور» للحصول على مزيد من المعلومات على مستوى هذا الكتاب المدرسي.)
| # | اسم | عام الاكتشاف | محور أوربت شبه الرئيسي (AU) | القطر (كم) | فئة تركيبية |
|---|---|---|---|---|---|
| 1 | سيريس | 1801 | 2.77 | 940 | C (كربوني) |
| 2 | بالاس | 1802 | 2.77 | 540 | C (كربوني) |
| 3 | جونو | 1804 | 2.67 | 265 | (حجر) |
| 4 | فيستا | 1807 | 2.36 | 510 | البازلتية |
| 10 | النظافة | 1849 | 3.14 | 410 | C (كربوني) |
| 16 | نفسية | 1852 | 2.92 | 265 | M (معدني) |
| 31 | إيفروسين | 1854 | 3.15 | 250 | C (كربوني) |
| 52 | أوروبا | 1858 | 3.10 | 280 | C (كربوني) |
| 65 | سايبيل | 1861 | 3.43 | 280 | C (كربوني) |
| 87 | سيلفيا | 1866 | 3.48 | 275 | C (كربوني) |
| 451 | باتينتيا | 1899 | 3.06 | 260 | C (كربوني) |
| 511 | دافيدا | 1903 | 3.16 | 310 | C (كربوني) |
| 704 | إنترمانيا | 1910 | 3.06 | 310 | C (كربوني) |
تدور جميع الكويكبات حول الشمس في نفس اتجاه الكواكب، وتقع معظم مداراتها بالقرب من الطائرة التي تدور فيها الأرض والكواكب الأخرى. توجد غالبية الكويكبات في حزام الكويكبات، وهي المنطقة الواقعة بين المريخ والمشتري التي تحتوي على جميع الكويكبات ذات الفترات المدارية بين 3.3 إلى 6 سنوات (الشكل). على الرغم من وجود أكثر من 75٪ من الكويكبات المعروفة في الحزام، إلا أنها ليست متباعدة بشكل وثيق (كما يتم تصويرها أحيانًا في أفلام الخيال العلمي). حجم الحزام كبير جدًا في الواقع، والمسافة النموذجية بين الكائنات (حتى 1 كيلومتر في الحجم) هي عدة ملايين من الكيلومترات. (كان من حسن حظ هذه المركبات الفضائية مثل غاليليو وكاسيني وروزيتا ونيو هورايزونز، التي كانت بحاجة إلى السفر عبر حزام الكويكبات دون تصادم.)
ومع ذلك، على مدى التاريخ الطويل لنظامنا الشمسي، كان هناك عدد كبير من التصادمات بين الكويكبات نفسها. في عام 1918، وجد عالم الفلك الياباني كيوتسوغو هيراياما أن بعض الكويكبات تقع في مجموعات ذات خصائص مدارية متشابهة. افترض أن كل عائلة ربما تكون ناتجة عن تفكك جسم أكبر أو، على الأرجح، من اصطدام كويكبين. الاختلافات الطفيفة في السرعات التي غادرت بها الشظايا المختلفة مشهد التصادم تفسر الانتشار الصغير في المدارات الذي لوحظ الآن للكويكبات المختلفة في عائلة معينة. توجد عشرات من هذه العائلات، وقد أظهرت الملاحظات أن الأفراد من معظم العائلات لديهم تركيبات متشابهة، كما نتوقع إذا كانوا أجزاء من والد مشترك.
يمكنك مشاهدة مقطع فيديو متحرك مثير يُظهر مدارات 100,000 كويكب تم العثور عليها من خلال مسح واحد للسماء. مع استمرار الفيديو الذي تبلغ مدته 3 دقائق، ستتمكن من رؤية مدارات الكواكب وكيفية توزيع الكويكبات في النظام الشمسي. لكن لاحظ أن جميع مقاطع الفيديو هذه مضللة بمعنى واحد. الكويكبات نفسها صغيرة جدًا مقارنة بالمسافات المقطوعة، لذلك يجب تصويرها كنقاط أكبر لتكون مرئية. إذا كنت في حزام الكويكبات، فستكون هناك مساحة فارغة أكثر بكثير من الكويكبات.
التكوين والتصنيف
تختلف الكويكبات مثل الأسود والأبيض. الغالبية مظلمة جدًا، حيث تبلغ انعكاسها 3 إلى 4٪ فقط، مثل كتلة من الفحم. ومع ذلك، تتمتع مجموعة كبيرة أخرى بانعكاسية نموذجية تبلغ 15٪. لفهم المزيد عن هذه الاختلافات وكيفية ارتباطها بالتركيب الكيميائي، يدرس علماء الفلك طيف الضوء المنعكس من الكويكبات بحثًا عن أدلة حول تركيبها.
كشفت الدراسات الطيفية أن الكويكبات المظلمة عبارة عن أجسام بدائية (تلك التي تغيرت كيميائيًا قليلاً منذ بداية النظام الشمسي) تتكون من السيليكات الممزوجة بمركبات الكربون العضوية الداكنة. تُعرف هذه الكويكبات من النوع C («C» للكربون). اثنان من أكبر الكويكبات، Ceres و Pallas، بدائيتان، وكذلك جميع الكويكبات تقريبًا في الجزء الخارجي من الحزام.
المجموعة الثانية الأكثر اكتظاظًا بالسكان هي الكويكبات من النوع S، حيث يرمز الحرف «S» إلى تكوين حجري أو سيليكات. هنا، تكون مركبات الكربون الداكنة مفقودة، مما يؤدي إلى انعكاسية أعلى وتوقيعات طيفية أكثر وضوحًا لمعادن السيليكات. تعتبر الكويكبات من النوع S أيضًا بدائية كيميائيًا، لكن تركيبتها المختلفة تشير إلى أنها ربما تشكلت في موقع مختلف في النظام الشمسي عن الكويكبات من النوع C.
تتكون الكويكبات من الدرجة الثالثة، وهي أقل عددًا بكثير من الكويكبات الأولى والثانية، بشكل أساسي من المعدن وتسمى الكويكبات من النوع M («M» للمعادن). من الناحية الطيفية، يصعب التعرف على المعدن، ولكن بالنسبة لأكبر كويكب من النوع M على الأقل، Psyche، تم تأكيد هذا التعريف بواسطة الرادار. نظرًا لأن الكويكب المعدني، مثل الطائرة أو السفينة، يعد عاكسًا للرادار أفضل بكثير من الجسم الصخري، فإن Psyche تبدو مشرقة عندما نوجه شعاع الرادار نحوه.
كيف ظهرت مثل هذه الكويكبات المعدنية؟ نشك في أن كل منها جاء من جسم أصلي كبير بما يكفي لاستقرار الجزء الداخلي المنصهر أو التفريق، وغرقت المعادن الثقيلة في المركز. عندما تحطم هذا الجسم الأم في تصادم لاحق، كانت الشظايا من القلب غنية بالمعادن. يوجد معدن كافٍ حتى في كويكب من النوع M يبلغ طوله كيلومترًا واحدًا لتزويد العالم بالحديد والعديد من المعادن الصناعية الأخرى في المستقبل المنظور، إذا تمكنا من إحضار واحدة بأمان إلى الأرض.
بالإضافة إلى الكويكبات من النوع M، تظهر بعض الكويكبات الأخرى علامات التسخين المبكر والتمايز. تحتوي هذه على أسطح بازلتية مثل السهول البركانية للقمر والمريخ؛ الكويكب الكبير Vesta (الذي تمت مناقشته في لحظة) يقع في هذه الفئة الأخيرة.
توجد فئات مختلفة من الكويكبات على مسافات مختلفة من الشمس (الشكل\(\PageIndex{2}\)). من خلال تتبع كيفية اختلاف تركيبات الكويكبات مع المسافة من الشمس، يمكننا إعادة بناء بعض خصائص السديم الشمسي الذي تشكلت منه في الأصل.
فيستا: كويكب متباين
Vesta هي واحدة من أكثر الكويكبات إثارة للاهتمام. تدور حول الشمس بمحور شبه رئيسي يبلغ 2.4 AU في الجزء الداخلي من حزام الكويكبات. إن انعكاسه المرتفع نسبيًا بنسبة 30٪ تقريبًا يجعله الكويكب الأكثر سطوعًا، حيث يكون ساطعًا جدًا لدرجة أنه يمكن رؤيته فعليًا للعين المجردة إذا كنت تعرف أين تبحث فقط. لكن ادعائها الحقيقي للشهرة هو أن سطحه مغطى بالبازلت، مما يشير إلى أن Vesta هو كائن مختلف كان يجب أن يكون نشطًا بركانيًا في السابق، على الرغم من صغر حجمه (قطره حوالي 500 كيلومتر).
وقد هبطت النيازك من سطح فيستا (الشكل\(\PageIndex{3}\))، التي تم تحديدها من خلال مقارنة أطيافها مع أطياف فيستا نفسها، على الأرض وهي متاحة للدراسة المباشرة في المختبر. وهكذا نعرف الكثير عن هذا الكويكب. تم قياس عمر تدفقات الحمم البركانية التي اشتقت منها هذه النيازك من 4.4 إلى 4.5 مليار سنة، بعد وقت قصير جدًا من تكوين النظام الشمسي. يتوافق هذا العصر مع ما قد نتوقعه من براكين في فيستا؛ مهما كانت عملية تسخين مثل هذا الجسم الصغير ربما كانت مكثفة وقصيرة الأجل. في عام 2016، سقط نيزك في تركيا يمكن التعرف عليه بتدفق معين من الحمم البركانية كما كشفت عنه المركبة الفضائية Dawn المدارية.
الكويكبات عن قرب
في طريقها إلى مواجهة المشتري عام 1995، تم استهداف مركبة غاليليو الفضائية بالتحليق بالقرب من كويكبين من النوع S من الحزام الرئيسي يسمى Gaspra و Ida. كشفت كاميرا غاليليو أنها طويلة وغير منتظمة إلى حد كبير (تشبه البطاطس المطحونة)، كما يليق بشظايا التصادم الكارثي (الشكل\(\PageIndex{4}\)).
سمحت لنا الصور التفصيلية بإحصاء الحفر في غاسبرا وإيدا، وتقدير طول الفترة الزمنية التي تعرضت فيها أسطحها للتصادمات. استنتج علماء غاليليو أن هذه الكويكبات يبلغ عمرها حوالي 200 مليون عام فقط (أي أن التصادمات التي شكلتها حدثت منذ حوالي 200 مليون سنة). تشير الحسابات إلى أن كويكبًا بحجم Gaspra أو Ida يمكن أن يتوقع تصادمًا كارثيًا آخر في وقت ما خلال المليار سنة القادمة، وفي ذلك الوقت سيتم تعطيله لتشكيل جيل آخر من الأجزاء التي لا تزال أصغر.
كانت المفاجأة الكبرى لرحلة جاليليو من إيدا هي اكتشاف القمر (الذي كان يسمى آنذاك داكتيل)، في مدار حول الكويكب (الشكل\(\PageIndex{5}\)). على الرغم من أن قطر داكتيل يبلغ 1.5 كيلومترًا فقط، وهو أصغر من العديد من الجامعات، فإنه يوفر للعلماء شيئًا بعيدًا عن متناول أيديهم - وهو قياس كتلة وكثافة إيدا باستخدام قوانين كيبلر. تشير مسافة القمر التي تبلغ حوالي 100 كيلومتر وفترته المدارية التي تبلغ حوالي 24 ساعة إلى أن كثافة إيدا تبلغ حوالي 2.5 جم/سم 3، وهو ما يطابق كثافة الصخور البدائية. بعد ذلك، اكتشف كل من التلسكوبات الكبيرة للضوء المرئي والرادار الكوكبي عالي القدرة العديد من أقمار الكويكبات الأخرى، حتى نتمكن الآن من تجميع بيانات قيمة عن كتل الكويكبات وكثافتها.
بالمناسبة، من المحتمل أن يتم التقاط فوبوس وديموس، وهما قمران المريخ الصغيران، كويكبات (الشكل). تمت دراستها لأول مرة من مسافة قريبة من قبل مدارات الفايكنج في عام 1977 ولاحقًا بواسطة Mars Global Surveyor. كلاهما غير منتظم وممدود إلى حد ما ومصنوع بشكل كبير ويشبهان الكويكبات الصغيرة الأخرى. تبلغ أبعادها الأكبر حوالي 26 كيلومترًا و 16 كيلومترًا على التوالي. ربما تم التقاط الأقمار الخارجية الصغيرة لكوكب المشتري وزحل أيضًا من الكويكبات المارة، ربما في وقت مبكر من تاريخ النظام الشمسي.
بدءًا من التسعينيات، قدمت المركبات الفضائية نظرة فاحصة على العديد من الكويكبات الأخرى. دخلت المركبة الفضائية Asteroid Rendezvous (NEAR) بالقرب من الأرض في مدار حول الكويكب إيروس من النوع S، لتصبح قمرًا مؤقتًا لهذا الكويكب. في طريقها إلى إيروس، تمت إعادة تسمية المركبة الفضائية NEAR باسم عالم الجيولوجيا الكوكبية يوجين شوميكر، الرائد في فهمنا للحفر والتأثيرات.
لمدة عام، دارت المركبة الفضائية Near-Shoemaker حول الكويكب الصغير على ارتفاعات مختلفة، وقاست تكوينه السطحي والداخلي بالإضافة إلى رسم خرائط إيروس من جميع الجوانب (الشكل). أظهرت البيانات أن إيروس مصنوع من بعض المواد الأكثر بدائية كيميائيًا في النظام الشمسي. تم الكشف عن العديد من الكويكبات الأخرى على أنها مصنوعة من أنقاض فضفاضة في جميع الأنحاء، ولكن ليس إيروس. تُظهر كثافتها الموحدة (تقريبًا نفس كثافة القشرة الأرضية) والأخاديد والتلال الواسعة على نطاق عالمي أنها صخرة متصدعة ولكنها صلبة.
يحتوي إيروس على قدر كبير من المواد السطحية الفضفاضة التي يبدو أنها تنزلق نحو المرتفعات المنخفضة. في بعض الأماكن، يبلغ عمق طبقة الأنقاض السطحية 100 متر. الجزء العلوي من التربة الرخوة مليء بالصخور المتناثرة نصف المدفونة. هناك الكثير من هذه الصخور لدرجة أنها أكثر عددًا من الحفر. بالطبع، مع انخفاض الجاذبية في هذا العالم الصغير، سيجد رائد الفضاء الزائر صخورًا فضفاضة تتدحرج نحوها ببطء شديد ويمكن أن تقفز بسهولة عاليًا بما يكفي لتجنب التعرض للضرب من قبل واحدة. على الرغم من أن المركبة الفضائية Near-Shoemaker لم تُصنع كمركبة هبوط، إلا أنه في نهاية مهمتها المدارية في عام 2000، سُمح لها بالسقوط بلطف على السطح، حيث واصلت تحليلها الكيميائي لمدة أسبوع آخر.
في عام 2003، لم تقتصر بعثة Hayabusa 1 اليابانية على زيارة كويكب صغير فحسب، بل أعادت أيضًا عينات للدراسة في مختبرات على الأرض. الكويكب المستهدف من النوع S، إيتوكاوا (كما هو موضح في الشكل\(\PageIndex{8}\))، أصغر بكثير من إيروس، ويبلغ طوله حوالي 500 متر فقط. هذا الكويكب ممدود ويبدو أنه نتيجة اصطدام كويكبين منفصلين منذ فترة طويلة. لا توجد فوهات صدمية تقريبًا، ولكن هناك وفرة من الصخور (مثل كومة من الأنقاض) على السطح.
تم تصميم المركبة الفضائية Hayabusa ليس للهبوط، ولكن للمس السطح لفترة كافية لجمع عينة صغيرة. فشلت هذه المناورة الصعبة في محاولتها الأولى، حيث سقطت المركبة الفضائية لفترة وجيزة على جانبها. في النهاية، نجحت وحدات التحكم في التقاط بعض حبيبات المواد السطحية ونقلها إلى كبسولة الإرجاع. كانت العودة إلى الغلاف الجوي للأرض عام 2010 فوق أستراليا مذهلة (الشكل\(\PageIndex{9}\))، مع تفكك ناري للمركبة الفضائية، بينما نجحت كبسولة العودة الصغيرة في الهبوط بالمظلات إلى السطح. أكدت أشهر من الاستخراج الدقيق ودراسة أكثر من ألف جسيم غبار صغير أن سطح إيتوكاوا يحتوي على تركيبة مشابهة لفئة معروفة من النيازك البدائية. تشير تقديراتنا إلى أن حبيبات الغبار التي التقطتها هايابوسا قد تعرضت على سطح الكويكب لنحو 8 ملايين سنة.
في نهاية عام 2018، اجتمعت مركبتان فضائيتان مع الكويكبات القريبة من الأرض (انظر الكويكبات والدفاع الكوكبي) واستعدتا للهبوط وجمع العينات للعودة إلى الأرض. وصلت المركبة الفضائية اليابانية Hyabusa2 إلى Ryugu، واستهدفت سفينة ناسا Osiris-rex بينو. كل من هذه الكويكبات، التي يقل قطر كل منها عن كيلومتر واحد، من الطبقة الكربونية الداكنة. نظرًا لأن هذه الأجسام غنية بالمياه، فإنها ذات أهمية خاصة كموارد فضائية محتملة في المستقبل. يبدو أن كلا الكويكبين عبارة عن «أكوام ركام» أو تجمعات غير محكمة من شظايا صغيرة.
قامت بعثة الفضاء الكويكبات الأكثر طموحًا (المسماة Dawn) بزيارة أكبر كويكبين رئيسيين في الحزام، وهما Ceres و Vesta، حيث تدور حول كل منهما لمدة عام تقريبًا (الشكل\(\PageIndex{10}\)). أحجامها الكبيرة (بأقطار حوالي 1000 و 500 كيلومتر على التوالي) تجعلها مناسبة للمقارنة مع الكواكب والأقمار الكبيرة. تبين أن كلاهما محفور بشدة، مما يعني أن أسطحهما قديمة. في فيستا، قمنا الآن بالفعل بتحديد موقع فوهات الارتطام الكبيرة التي طردت النيازك البازلتية التي تم تحديدها سابقًا على أنها قادمة من هذا الكويكب. هذه الفوهات كبيرة جدًا لدرجة أنها تأخذ عينات من عدة طبقات من مادة Vesta القشرية.
لا تتمتع سيريس بتاريخ مماثل من التأثيرات العملاقة، لذا فإن سطحها مغطى بالحفر التي تبدو أشبه بتلك الموجودة في المرتفعات القمرية. المفاجأة الكبرى في Ceres هي وجود بقع بيضاء شديدة السطوع، مرتبطة بشكل أساسي بالقمم المركزية للحفر الكبيرة (الشكل\(\PageIndex{11}\)). المعدن ذو الألوان الفاتحة هو نوع من الملح، إما يتم إنتاجه عند تشكل هذه الحفر أو إطلاقه لاحقًا من الداخل. بعد رحلات جوية قريبة متكررة، أشارت بيانات من مركبة ناسا داون الفضائية إلى أن سيريس لديها (أو لديها) محيط مائي تحت سطح الأرض، مع حدوث انفجارات عرضية على السطح. الأكثر إثارة هو بركان الجليد الذي يبلغ ارتفاعه 4 كيلومترات والذي يسمى Ahuna Mons (انظر الشكل\(\PageIndex{11}\)).
في أواخر عام 2017، تم اكتشاف شيء جديد تمامًا: كويكب بين النجوم. تم العثور على هذا الزائر على مسافة 33 مليون كيلومتر باستخدام تلسكوب مسح في هاليكالا، هاواي. عندما تابع علماء الفلك الاكتشاف، سرعان ما أصبح واضحًا أن هذا الكويكب كان يسافر بسرعة كبيرة جدًا ليكون جزءًا من عائلة الشمس. مداره عبارة عن هيبربولا، وعندما تم اكتشافه كان يغادر بالفعل النظام الشمسي الداخلي بسرعة. على الرغم من أنها كانت بعيدة جدًا عن التصوير حتى بواسطة التلسكوبات الكبيرة، إلا أنه يمكن تقدير حجمها وشكلها من خلال سطوعها وتقلبات الضوء السريعة. إنه ممدود للغاية وله شكل أسطواني تقريبًا. يبلغ طول الأبعاد الاسمية حوالي 200 متر وعرضها 35 مترًا فقط، وهو أقصى حد لأي كائن طبيعي. يتم سحب الأجسام الكبيرة، مثل الكواكب والأقمار، بواسطة جاذبيتها الخاصة إلى أشكال كروية تقريبًا، وحتى الكويكبات والمذنبات الصغيرة (غالبًا ما توصف بأنها «على شكل بطاطس») نادرًا ما تحتوي على مخالفات تزيد عن عامل اثنين.
أُطلق على هذا الكويكب اسم «أومواموا»، وهي كلمة من هاواي تعني «كشاف» أو «أول من يصل إليه». بطريقة ما، لم يكن اكتشاف كويكب أو مذنب بين النجوم غير متوقع. في وقت مبكر من تاريخ النظام الشمسي، قبل أن تصنف مدارات الكوكب نفسها إلى مسارات مستقرة وغير متقاطعة كلها في نفس المستوى، نقدر أنه تم إخراج الكثير من الكتلة، إما كواكب بأكملها أو أجزاء أصغر عديدة. حتى اليوم، يمكن لمذنب عرضي قادم من الحواف الخارجية للنظام الشمسي أن يتغير مداره عن طريق التفاعل الجاذبي مع المشتري والشمس، ويهرب بعضها في مسارات قطعية. كما تعلمنا مؤخرًا أن أنظمة الكواكب شائعة، أصبح السؤال: أين يتم إخراج أجسام الحطام المماثلة من أنظمة الكواكب الأخرى؟ لقد عثرنا الآن على واحدة، وستضيف الاستطلاعات المحسّنة قريبًا استطلاعات أخرى إلى هذه الفئة.
شاهد صورة فنان للكويكب «أومواموا» بواسطة ESO. على الرغم من أنها لم تكن قريبة بما يكفي من الأرض ليتم تصويرها، إلا أن شكلها النحيف الطويل كان واضحًا من خلال التباين السريع في السطوع أثناء دورانها.
أنتجت وكالات الفضاء المشاركة في مهمة Dawn مقاطع فيديو متحركة لطيفة لـ Vesta و Ceres متاحة على الإنترنت.
المفاهيم الأساسية والملخص
يشمل النظام الشمسي العديد من الأجسام الأصغر بكثير من الكواكب وأقمارها الأكبر. تسمى الصخور عمومًا الكويكبات. وسيريس هو أكبر كويكب؛ حيث يزيد حجمه عن 250 كيلومترًا، ويبلغ حجمه حوالي 100 ألف كويكب أكبر من كيلومتر واحد. يوجد معظمها في حزام الكويكبات بين المريخ والمشتري. يشير وجود مجموعات الكويكبات في الحزام إلى أن العديد من الكويكبات هي بقايا التصادمات القديمة والتجزئة. تشمل الكويكبات كائنات بدائية ومتمايزة. يتم تصنيف معظم الكويكبات على أنها من النوع C، مما يعني أنها تتكون من مواد كربونية. تهيمن الكويكبات من النوع S (الحجرية) على الحزام الداخلي، مع عدد قليل من الكويكبات من النوع M (المعدنية). لدينا صور فضائية للعديد من الكويكبات وعينات مرجعة من الكويكب إيتوكاوا. كشفت الملاحظات الأخيرة عن عدد من أقمار الكويكبات، مما يجعل من الممكن قياس كتل وكثافات الكويكبات التي تدور حولها. تمت دراسة أكبر كويكبين، سيريس وفيستا، على نطاق واسع من المدار بواسطة المركبة الفضائية Dawn.
مسرد المصطلحات
- الكويكب
- جسم صخري أو معدني يدور حول الشمس أصغر من كوكب رئيسي ولكنه لا يظهر أي دليل على وجود غلاف جوي أو أنواع أخرى من النشاط المرتبط بالمذنبات
- حزام الكويكبات
- منطقة النظام الشمسي بين مداري المريخ والمشتري حيث توجد معظم الكويكبات؛ يمتد الحزام الرئيسي، حيث تكون المدارات بشكل عام الأكثر استقرارًا، من 2.2 إلى 3.3 AU من الشمس