아티스트 Tim Lillis가 혜성과 소행성, 유성체, 유성과 운석의 차이를 설명하는 그림 형식의 인포그래픽입니다. 천체의 분류는 종종 어려움을 야기합니다.

이것은 일반적으로 화성과 목성의 궤도 사이에 위치한 소행성대에서 나온 커다란 암석입니다. 때로는 궤도가 바뀌고 일부 소행성은 결국 태양에 가까워지고 따라서 지구에 가까워집니다.

혜성

소행성과 매우 유사하지만 다음을 포함하고 있습니다. 더 많은 얼음, 메탄, 암모니아 및 기타 화합물. 그들은 태양에 더 가까이 날아가면서 꼬리와 함께 혼수상태라고 불리는 흐릿한 구름 같은 껍질을 형성합니다.

혜성은 서로 다른 두 곳에서 발생하는 것으로 알려져 있습니다. 장주기 혜성(공전 주기가 200년 이상인 혜성)은 오르트에서 발생합니다.

단주기 혜성(공전주기가 200년 미만인 혜성)은 카이퍼에서 유래합니다.

유성체

소행성보다 작지만 행성간 먼지보다 큰 우주체를 소행성이라고 한다. 유성체. 일반적으로 크기는 1km 미만이며 크기가 몇 밀리미터에 불과한 경우도 많습니다.

지구 대기권에 진입하는 대부분의 유성체는 너무 작아서 완전히 증발하여 결코 행성 표면에 도달하지 않습니다.

지구 대기권에 진입하면 다음과 같은 이름이 부여됩니다.

메테오라

이 이름은 일반적으로 소위 "유성"에 사용됩니다. 밤하늘에서 우리가 보는 빛의 섬광은 행성 간 잔해의 작은 조각이 대기를 통과하면서 타버릴 때 나타납니다. 유성(Meteor)은 떨어지는 우주 잔해로 인해 발생하는 빛의 섬광에 적용되는 용어입니다.

불덩이 유성

불덩이는 밝기가 최소 -4m이거나 눈에 띄는 각도 크기를 갖는 유성입니다. 국제천문연맹(MAK)은 "볼리드"에 대한 공식적인 정의를 갖고 있지 않습니다. 특히 밝은 불덩이는 때때로 초구체라고 불립니다.

운석

첼랴빈스크 운석의 스튜디오 사진

운석의 일부라도 대기권을 통과하여 지구에 떨어진 경우 이를 운석이라고 합니다. 운석. 대부분의 운석은 매우 작지만 그 크기는 약 1g(조약돌 크기)에서 100kg 이상에 이릅니다.

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소행성대

구성별 분류

결석

콘드라이트

탄소질 콘드라이트

보통 콘드라이트

엔스타타이트 콘드라이트

연골

철광석

팔라사이트

중석

철

위키피디아

흥미로운 사실

해당 작품에 대해 발행된 등록 번호 0104197:

소행성은 상대적으로 작은 천체이다. 태양계, 태양 주위의 궤도를 따라 이동합니다. 소행성은 질량과 크기가 행성에 비해 상당히 열등하며 불규칙한 모양, 위성이 있을 수도 있지만 대기는 없습니다.

소행성이라는 용어(고대 그리스어 ἀ στεροειδής - "별과 같은", ἀ στήρ - "별" 및 εῖ̓ δος - "외관, 외관, 품질")는 이러한 물체가 관찰될 때 William Herschel에 의해 도입되었습니다. 망원경을 통해 관찰하면 원반처럼 보이는 행성과 달리 망원경은 별의 점처럼 보였습니다. "소행성"이라는 용어의 정확한 정의는 아직 확립되지 않았습니다. 2006년까지 소행성은 소행성이라고도 불렸습니다.

분류가 수행되는 주요 매개변수는 신체 크기입니다. 소행성은 직경이 30m 이상인 천체로 간주되며, 더 작은 천체를 유성체라고 합니다.

안에 현재 순간태양계에서 수십만 개의 소행성이 발견되었습니다. 2011년 9월 6일 현재 데이터베이스에는 84,993,238개의 물체가 있으며, 560,021개는 정확하게 정의된 궤도를 갖고 있으며 공식 번호가 할당되었습니다. 당시 그 중 15,615개의 이름이 공식적으로 승인되었습니다. 태양계에는 1km보다 큰 물체가 110만에서 190만 개 있을 것으로 추정됩니다. 현재 알려진 대부분의 소행성은 화성과 목성의 궤도 사이에 위치한 소행성대 내에 집중되어 있습니다.

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소행성대

번호가 매겨진 소행성 중 98%의 궤도는 화성과 목성의 궤도 사이에 위치합니다. 태양으로부터의 평균 거리는 2.2 ~ 3.6 천문 단위입니다. 그들은 소위 주 소행성대를 형성합니다. 큰 행성과 같은 모든 소행성이 들어옵니다. 앞으로 방향. 태양 주위를 공전하는 기간은 거리에 따라 3년에서 9년입니다. 그걸 계산하는 건 어렵지 않아요 선형 속도대략 20km/s와 같습니다. 많은 소행성의 궤도는 눈에 띄게 길어집니다. 편심률이 0.4를 초과하는 경우는 거의 없습니다. 대부분의 궤도는 황도면, 즉 지구 궤도면에 가깝습니다. 기울기는 일반적으로 몇 도이지만 예외가 있습니다. 따라서 세레스의 궤도는 35°의 경사각을 갖고 있으며 더 큰 경사각도 알려져 있습니다. 태양계 모델에서 소행성의 궤도가 와이어 링으로 표시되면 공간에 혼란스럽게 얽혀 있는 느슨한 개방형 타원 토러스를 얻게 됩니다.

약 975×909km 크기의 세레스는 태양계에서 가장 큰 소행성으로 여겨졌으나 2006년 8월 24일부터 왜소행성으로 지정됐다. 다른 두 개의 가장 큰 소행성(2) 팔라스와(4) 베스타의 직경은 약 500km입니다. (4) 베스타는 소행성대에서 육안으로 관찰할 수 있는 유일한 물체이다. 다른 궤도에서 움직이는 소행성 역시 지구 근처를 통과하는 동안 관찰될 수 있습니다(예를 들어 (99942) Apophis 참조).

모든 주요 벨트 소행성의 총 질량은 3.0~3.6·1021kg으로 추정되며 이는 달 질량의 약 4%에 불과합니다. 세레스의 질량은 9.5·1020kg, 즉 전체의 약 32%에 달하며, 3대 소행성과 함께 (4)베스타(9%), (2)팔라스(7%), (10)히기에아( 3%) - 51%, 즉 대다수의 소행성은 천문학적 기준으로 볼 때 질량이 미미합니다.

처음에는 소행성에 로마 영웅들의 이름이 붙여졌습니다. 그리스 신화, 나중에 발견자는 자신의 이름과 같이 원하는대로 부를 권리를 얻었습니다. 처음에는 소행성이 주로 주어졌습니다. 여성 이름, 남자 이름비정상적인 궤도를 가진 소행성만 수신되었습니다(예: 수성보다 태양에 더 가까이 접근하는 이카루스). 나중에 이 규칙은 더 이상 준수되지 않았습니다.

어떤 소행성도 이름을 가질 수 없지만, 궤도가 어느 정도 확실하게 계산된 소행성만이 이름을 가질 수 있습니다. 소행성이 발견된 지 수십 년 후에 이름을 얻은 경우가 있었습니다. 궤도가 계산될 때까지 소행성에는 발견 날짜를 반영하는 일련 번호(예: 1950 DA)가 부여됩니다. 숫자는 연도를 나타내고, 첫 번째 문자는 소행성이 발견된 연도의 초승달 숫자입니다(주어진 예에서는 2월 하반기입니다). 두 번째 문자는 이 예에서 지정된 초승달 모양의 소행성의 일련 번호를 나타내며, 소행성이 먼저 발견되었습니다. 초승달이 24개 있으므로, 영문자- 26, I(하나와의 유사성으로 인해) 및 Z라는 두 글자는 지정에 사용되지 않습니다. 초승달 동안 발견된 소행성의 수가 24를 초과하면 다시 알파벳의 시작 부분으로 돌아가 인덱스 2를 할당합니다. 두 번째 문자, 다음 반환 시 - 3 등

이름을 받은 후 소행성의 공식 명칭은 번호(일련번호)와 이름으로 구성됩니다. - (1) Ceres, (8) Flora 등.

유성체 또는 유성체는 행성 간 먼지와 소행성 사이의 중간 크기의 천체입니다. 엄청난 속도(11~72km/s)로 지구 대기권으로 날아가면 마찰로 인해 크게 뜨거워지고 타면서 빛나는 유성이나 불덩이로 변하는데, 이는 "유성"으로 볼 수 있습니다. 지구 대기권에 진입한 유성체의 눈에 보이는 흔적을 유성이라고 하며, 지구 표면에 떨어지는 유성체를 운석이라고 합니다.

국제유성기구(IMO)의 공식 정의에 따르면, 유성체는 행성 간 공간에서 움직이는 고체 물체로, 크기는 소행성보다 훨씬 작지만 원자보다는 훨씬 크다. 영국 왕립천문학회는 유성체가 직경이 100마이크론에서 10m인 물체라는 다른 공식을 제시했습니다. 다른 출처에서는 유성체의 크기를 50m로 제한합니다.

우주 먼지는 몇 개의 분자에서 0.1mm 크기의 입자로 우주에서 형성됩니다. 매년 40킬로톤의 우주 먼지가 지구에 쌓입니다.

우주 먼지는 천문학적 위치에 따라 구별될 수도 있습니다. 예를 들어 은하간 먼지, 성간 먼지, 행성 주위 먼지, 별 주위의 먼지 구름, 황도 먼지 복합체의 행성 간 먼지의 주요 구성 요소(가시광선에서 황도광으로 관찰됨): 소행성 먼지, 혜성 먼지 및 일부 사소한 추가 사항: 카이퍼 벨트 먼지, 태양계를 통과하는 성간 먼지 및 베타 유성체.

태양계에서 먼지 물질은 고르게 분포되어 있지 않고 주로 다양한 크기의 먼지 구름(불균일)에 집중되어 있습니다. 이것은 전체 기간 동안 설치되었습니다. 일식 1961년 2월 15일 응용 지구물리학 연구소의 측심 로켓에 설치된 광학 장비를 사용하여 지구 표면 위 60~100km 고도 범위에서 외부 코로나의 밝기를 측정했습니다.

운석은 큰 천체 표면에 떨어진 우주 기원의 몸체입니다.

발견된 대부분의 운석의 무게는 몇 그램에서 몇 킬로그램 사이입니다. 발견된 가장 큰 운석은 고바(무게 약 60톤으로 추정)였다. 하루에 5~6톤, 연간 2,000톤의 운석이 지구에 떨어지는 것으로 추정됩니다.

운석의 존재는 18세기의 주요 학자들에 의해 인식되지 않았으며 가설은 외계 기원사이비과학적으로 여겨졌다. 1790년 파리 과학 아카데미는 암석이 지구로 떨어지는 미래의 보고를 불가능한 현상으로 간주하지 않기로 결정했다고 합니다. 많은 박물관에서는 "박물관을 웃음거리로 만들지" 않기 위해 운석(당시 용어로는 비행체)을 컬렉션에서 제거했습니다.

학자 V.I. Vernadsky, A.E. Fersman, 유명한 운석 연구 애호가 P.L. Dravert, L.A. Kulik 및 기타 많은 사람들이 운석 연구에 참여했습니다. 안에 러시아 아카데미현재 과학계에는 운석 수집, 연구, 보관을 감독하는 특별 위원회가 있습니다. 위원회는 대규모 운석 수집품을 보유하고 있습니다.

구성별 분류

결석

콘드라이트

탄소질 콘드라이트

보통 콘드라이트

엔스타타이트 콘드라이트

연골

철광석

팔라사이트

중석

철

가장 흔한 운석은 돌운석(낙하의 92.8%)입니다. 이들은 주로 규산염으로 구성됩니다: 감람석(Fe, Mg)2(파얄라이트 Fe2에서 포스테라이트 Mg2까지) 및 휘석(Fe, Mg)2Si2O6(페로실라이트 Fe2Si2O6에서 엔스타타이트 Mg2Si2O6까지).

대부분의 돌운석(92.3% 돌, 85.7%) 총 수폭포) - 콘드라이트. 그들은 콘드룰(주로 규산염 성분으로 이루어진 구형 또는 타원형 형태)을 포함하고 있기 때문에 콘드라이트라고 불립니다. 대부분의 연골은 직경이 1mm를 넘지 않지만 일부는 수mm에 이릅니다. 연골은 이물질 또는 미세 결정질 기질에서 발견되며 종종 기질은 연골과 구성이 크게 다르지는 않습니다. 결정 구조. 콘드라이트의 구성은 수소와 헬륨과 같은 가벼운 가스를 제외하고는 태양의 화학적 구성을 거의 완벽하게 복제합니다. 따라서 콘드라이트는 중간 가열에 따른 물질의 응축과 먼지의 부착을 통해 태양을 둘러싼 원시행성 구름에서 직접 형성되었다고 믿어집니다.

아콘드라이트는 돌운석의 7.3%를 차지합니다. 이것들은 녹고 구성에 따라 분화(금속과 규산염으로)된 원시 행성(및 행성?) 몸체의 조각입니다.

철 운석은 철-니켈 합금으로 구성됩니다. 낙상의 5.7%를 차지합니다.

규산철 운석은 돌운석과 철운석의 중간 구성을 가지고 있습니다. 상대적으로 드물다(1.5% 발생률).

아콘드라이트, 철, 규산철 운석은 차별화된 운석으로 분류됩니다. 그들은 아마도 소행성이나 다른 행성체의 구성이 분화된 물질로 구성되어 있을 것으로 추정됩니다. 이전에는 모든 분화된 운석이 파에톤(Phaethon) 행성과 같은 하나 이상의 큰 몸체가 파열되어 형성되었다고 믿어졌습니다. 그러나 다양한 운석의 구성을 분석한 결과, 운석은 많은 대형 소행성의 파편으로 형성되었을 가능성이 더 높은 것으로 나타났습니다.

이전에는 충격이 발생한 규산 유리 조각인 텍타이트도 분리되었습니다. 그러나 나중에 운석이 실리카가 풍부한 암석에 부딪힐 때 텍타이트가 형성된다는 것이 밝혀졌습니다.

검출방법에 따른 분류

낙하(대기 중 낙하를 관찰한 후 운석이 발견된 경우)

발견합니다(물질의 운석 기원이 분석에 의해서만 결정되는 경우).

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흥미로운 사실

과학자들은 야마토 691 운석을 연구해왔습니다. 이 물체는 1969년 남극 대륙에서 발견되었으며, 이는 이 대륙에서 발견된 최초의 운석 중 하나입니다. 과학자들의 분석에 따르면 이 운석은 화성과 목성 사이를 공전하는 45억년 된 천체의 잔해인 것으로 나타났습니다. 과학자들은 전자현미경을 사용하여 운석 표면에 작은 새로운 광물이 포함되어 있음을 발견했습니다. 발견된 와소나이트 입자의 크기는 50 x 450 나노미터였습니다. 연구원들에 따르면, 와소나이트는 지구상에서 발생하지 않을 가능성이 높습니다.

운석으로 만든 플래시 드라이브가 폴란드에서 선보였습니다. 제조업체는 장치의 본체가 아프리카 흑단(가장 귀중한 목재 유형 중 하나)으로 만들어졌으며 실제 운석 조각, 다이아몬드 및 18캐럿 금(또는 925 은)으로 장식되었다고 주장합니다. 가제트의 비용도 우주적입니다. 은이 삽입된 버전의 가격은 구매자에게 1,130달러이며, "운석이 포함된 금" 버전의 가격은 2,000달러입니다.

운석의 발견은 상당히 드문 일입니다. 운석 연구소(Meteoritics Laboratory)는 "250년 동안 러시아 연방 영토에서 총 125개의 운석만이 발견되었습니다"라고 보고합니다.

머치슨(Murchison 운석)은 총 무게가 108kg인 탄소질 운석입니다. 1969년 9월 28일 호주 빅토리아주 머치슨 마을 근처에서 추락함. 유기물이 많이 포함되어 있다는 점에서 흥미롭습니다. 특히 2008년 연구에서는 핵산염기의 존재가 밝혀졌습니다. 가을 동안 건물이 손상되었습니다. 또한 하등 곰팡이를 연상시키고 세포 구조의 세부 사항을 유지하는 사상 미생물의 화석 입자와 특정 박테리아의 화석화된 잔해로 인해 유명해졌습니다.

직장 보건 안전부(HSE) 영국 행정부에 의해 원자력방정식을 만들었습니다. 그에 따르면 대략 7000년에 한 번씩 일부 불행한 영국인이 천체에 의해 납작해질 것이라고 합니다.

과학자들은 남극 대륙을 운석의 실제 저장소로 간주합니다. 접근하기 어려운 이 대륙은 수십만 년 동안 거의 변하지 않았습니다. 1969년부터 미국과 일본의 연구자들은 남극 산악 지역에서 20,000개 이상의 운석 파편을 수집했는데, 운석 파편은 수천 년 동안 눈 속에 묻혀 있었습니다. 남극 대륙에서는 직경이 몇 밀리미터에 불과한 우주 잔해라도 거의 모든 운석을 수집할 수 있습니다.

사진: 나미비아의 운석. 경매에서 에드바르 뭉크(Edvard Munch)의 유명한 그림과 닮았기 때문에 "절규(The Scream)"라는 이름이 붙었습니다.

운석은 대기의 조밀한 층(예: 행성 지구)에 떨어지는 우주 기원의 작은 암석체이며 일부는 행성 표면에 떨어질 수도 있습니다. 이러한 종류의 천상의 손님이 대기권에 들어오기 전에는 이들을 유성체라고 부릅니다. 그들이 지구의 기단과 충돌할 때, 그들은 빛을 내고 육안으로 볼 수 있는 유성이라고 불리는 밝은 흔적을 남깁니다. 운석은 떨어지면 완전히 타버릴 수 있으며 결코 운석이 되지 않습니다.

기원에 따라 운석은 더 큰 우주 체의 조각입니다. 소행성은 자체 일정한 궤도를 가지며 대부분은 주 소행성대 내에 위치합니다.

운석에 대한 연구는 큰 관심을 끌고 있습니다. 첫째, 이들 중 다수는 태양계의 주요 물질에 가까운 물질로 구성되어 있으며, 이에 대한 연구를 통해 의심할 여지 없이 천체 물리학자들과 관련된 많은 질문을 명확히 할 수 있습니다. 둘째, 대형 운석이 지구에 떨어질 확률을 계산하고 이 사건의 결과를 모델링하는 것은 사건 발생 시 가능한 조치에 대한 계획을 세우는 데 매우 중요합니다. 진짜 위협그런 재앙.

그러나 대부분의 유성체는 대기의 상층부에서 연소되므로 지구의 주민들에게 위험을 초래하지 않습니다. 크고 무거운 우주 암석이 지구로 떨어지는 일은 그렇게 자주 발생하지는 않지만 여전히 발생합니다. 그래서, 남아프리카공화국선사 시대에 1920년에 발견된 고바 운석은 과학자들에 의해 가장 무겁고 무게가 60톤에 달한다고 불리는 운석에 착륙했습니다. 이 사건 이후, 우리 행성은 우주에서 온 다른 대형 메신저들이 방문했고, 그들 중 마지막 운석은 첼랴빈스크에서 많은 소음을 냈습니다.

그리고 최근 러시아의 경험에서 알 수 있듯이, 거대한 암석체가 지구로 떨어질 것을 예측하는 것이 항상 가능한 것은 아닙니다. 그 이유는 간단합니다. 태양에 의해 조명되지 않는 어두운 천체는 지상 망원경으로는 볼 수 없기 때문에 대기권으로 진입하는 것은 예상치 못한 일입니다. 밝은 부분만 관찰하는 것이 도움이 됩니다. 유성우, 우리 가까이 지나가면서 특정 기간에 발생하는 우주 위협의 통계적 확률을 분석할 수 있습니다.

(거대 운석이 낙하한 후의 여파에 대한 디스커버리의 해석) 태평양지구 표면, 운석 직경 500km)

천문학자들에 따르면 대략 1년에 한 번씩 운석이 지구 대기로 진입하는데, 이것이 행성 표면과 충돌하면 TNT 11~12킬로톤의 폭발을 일으킬 수 있다고 합니다. 그리고 15년에 한 번씩 우주 방랑자가 우리에게 와서 훨씬 더 심각한 파괴를 일으키겠다고 위협합니다. 향후 100년 안에 우리의 주민들은 의심의 여지가 없습니다.
물론 과학자와 군대가 우주로부터의 그러한 위협에 맞서 효과적인 보호 시스템을 구축하지 않는 한, 행성은 대형 운석의 추락을 반복적으로 목격해야 할 것입니다.

소행성은 행성처럼 태양 주위를 타원형 궤도로 움직이는 단단한 암석체입니다. 하지만 이 천체의 크기는 일반 행성에 비해 훨씬 작기 때문에 소행성이라고도 불립니다. 소행성의 직경은 수십 미터(일반적으로)에서 1000km(가장 큰 소행성 세레스의 크기)까지 다양합니다. "소행성"(또는 "별과 같은")이라는 용어는 18세기의 유명한 천문학자 William Herschel이 망원경을 통해 관찰할 때 이러한 물체의 모습을 설명하기 위해 만들어졌습니다. 가장 큰 지상 망원경을 사용하더라도 가장 큰 소행성의 눈에 보이는 원반을 구별하는 것은 불가능합니다. 그들은 다른 행성과 마찬가지로 점광원으로 관찰되지만 가시 범위에서 아무것도 방출하지 않고 입사 햇빛만 반사합니다.

현재까지 총 약 20,000개의 소행성이 발견되었으며 그 중 약 10,000개가 등록되어 있습니다. 즉, 숫자 또는 고유 이름이 할당되어 있으며 궤도가 매우 정확하게 계산됩니다. 소행성의 고유 명칭은 일반적으로 발견자가 지정하지만 확립된 국제 규칙을 따릅니다. 처음에는 소행성에 대해 알려진 바가 거의 없었을 때, 다른 행성과 마찬가지로 그 이름도 고대 그리스 신화에서 따왔습니다. 이 천체가 차지하는 환형 공간 영역을 주 소행성대라고 합니다. ~에 평균 속도약 20km/s의 속도로 주 벨트 소행성은 태양으로부터의 거리에 따라 지구년 3~9년 동안 태양 주위를 한 바퀴 공전합니다.

일부 소행성에 대한 정보.

• 1 세레스(Ceres)는 최초로 발견된 소행성 중 가장 큰 소행성이다. 1801년 1월 1일 이탈리아 천문학자 주세페 피아치(Giuseppe Piazzi)에 의해 발견되었으며 로마 다산의 여신의 이름을 따서 명명되었습니다.

• 2 팔라스(2 Pallas)는 두 번째로 큰 소행성이며, 두 번째로 발견된 소행성이기도 합니다. 이것은 1802년 3월 28일 독일의 천문학자 하인리히 올베르스(Heinrich Olbers)에 의해 이루어졌습니다.

• 3 Juno - 1804년 K. Harding이 발견했습니다.

4 베스타는 1807년 G. 올베르스(G. Olbers)가 발견한 세 번째로 큰 소행성입니다. 이 소행성에는 감람석 맨틀을 덮고 있는 현무암 껍질이 존재한다는 관측 증거가 있는데, 이는 물질이 녹아 분화한 결과일 수 있습니다. 이 소행성의 눈에 보이는 원반 이미지는 1995년 미국 망원경을 사용하여 처음 획득되었습니다. 우주 망원경그들을. 허블이 제공하는 낮은 지구 궤도.

8 플로라(Flora)는 같은 이름의 소행성 집단 중 가장 큰 소행성으로, 그 수는 수백 개에 달하며 일본 천문학자 K. 히라야마(K. Hirayama)가 처음으로 특성화했습니다. 이 계열의 소행성은 매우 가까운 궤도를 가지고 있는데, 이는 아마도 다른 소행성과 충돌하는 동안 파괴된 공통 모체로부터의 결합 기원을 확인시켜 줄 것입니다.

• 243 Ida는 1993년 8월 28일 갈릴레오 우주선을 사용하여 이미지를 얻은 주요 벨트 소행성입니다. 이 이미지를 통해 나중에 Dactyl로 명명된 Ida의 작은 위성을 발견할 수 있었습니다. (그림 2와 3 참조)

• 253 Matilda는 1997년 6월 NIAR 우주선을 사용하여 이미지를 얻은 소행성입니다(그림 4 참조).

• 433 에로스(433 Eros)는 1999년 2월 NIAR 우주선을 사용하여 이미지를 얻은 지구 근처 소행성입니다.

• 951 가스프라(Gaspra)는 1991년 10월 29일 갈릴레오 우주선에 의해 처음 촬영된 주 벨트 소행성입니다(그림 1 참조).

• 1566 이카루스(Icarus)는 지구에 접근하여 궤도를 가로지르는 소행성으로, 매우 큰 궤도 이심률(0.8268)을 가지고 있습니다.

• 1620 지오그래프(1620 Geograph)는 쌍성 물체이거나 매우 불규칙한 모양을 가진 지구 근처 소행성입니다. 이는 자체 축을 중심으로 한 회전 위상과 레이더 이미지에 대한 밝기의 의존성에서 비롯됩니다.

• 1862년 아폴로(Apollo) - 지구에 접근하여 궤도를 건너는 동일한 계열의 소행성 중 가장 큰 소행성. 아폴로 궤도의 이심률은 0.56으로 상당히 큽니다.

• 2060 키론(Chiron)은 주기적인 혜성 활동을 보이는 소행성 혜성이다(궤도 근일점 근처, 즉 태양으로부터 최소 거리에서 밝기가 규칙적으로 증가하며, 이는 소행성에 포함된 휘발성 화합물의 증발로 설명될 수 있음). 토성과 천왕성 궤도 사이의 이심 궤도(이심률 0.3801)를 따라 이동합니다.

4179 투타티스(Toutatis)는 구성 요소가 접촉할 가능성이 있는 쌍성 소행성으로 크기는 약 2.5km와 1.5km입니다. 이 소행성의 이미지는 Arecibo와 Goldstone에 위치한 레이더를 사용하여 얻은 것입니다. 21세기에 현재 알려진 모든 지구 근처 소행성 중에서 투타티스(Toutatis)는 가장 가까운 거리에 있어야 합니다(약 150만km, 2004년 9월 29일).

• 4769 Castalia는 대략 동일한(직경 0.75km) 구성 요소가 접촉된 이중 소행성입니다. 무선 이미지는 Arecibo의 레이더를 사용하여 획득되었습니다.

• 소행성 에로스

• 소행성 포보스

• 소행성 가스파드

• 소행성 세세라

혜성

혜성은 천체, "머리"로 구성 - 가스와 먼지로 구성된 가볍고 안개가 자욱한 껍질로 둘러싸인 작고 밝은 응고 코어. 밝은 혜성이 태양에 접근함에 따라 약한 발광 줄무늬인 "꼬리"를 형성합니다. 이는 가벼운 압력과 태양풍의 작용으로 인해 가장 자주 우리 별과 반대 방향으로 향합니다.

태양에 접근하면서 혜성은 태양열의 영향으로 가열되어 가스와 먼지가 표면에서 날아가서 밝은 꼬리를 형성합니다. 혜성이 그 이후로 알려졌음에도 불구하고 상대, 그들의 심각한 연구단지 시작했다 XVIII 후반세기 및 질량, 속도, 궤도 요소에 대한 최초의 신뢰할 수 있는 정보, 화학 성분 20세기에야 천문학자들에게 알려지게 되었습니다. 하지만 혜성의 구조에 관한 데이터가 쌓이면서 점점 더 많은 의문이 생겼습니다. 현대 과학아직 답변을 드릴 수 없습니다. 그러한 질문 중 하나는 혜성의 기원입니다. 현재 우리는 혜성이 어디서 왔는지, 어떻게 형성되는지 알지 못합니다. 이에 대해서는 두 가지 주요 가정이 있습니다.

• 첫 번째에 따르면 혜성은 태양계 외부에 위치한 일부 지역에서 태어나 우리에게 왔습니다. 두 번째 가정에 따르면, 혜성은 태양계 경계 어딘가, 아마도 천왕성이나 명왕성 궤도 너머에 위치한 가상의 오르트 구름에서 탄생합니다.

• Halley는 1758년에 처음으로 혜성의 출현을 예측했습니다. 그가 죽은 지 수년 후에 실제로 혜성이 나타났습니다. 이 혜성은 핼리 혜성이라는 이름이 붙여졌으며 1835년, 1910년, 1986년에 관측되었습니다.

• 핼리혜성

유성

• 유성은 대기권에 진입하자마자 타버리는 천체이다. 빠르게 움직이는 작은 고체 입자가 지구 대기에 침입할 때 지구 대기에서 발생하는 단기 섬광을 유성이라고 합니다(때로는 유성을 "유성"이라고 잘못 부르기도 함). 상대적으로 큰 입자는 매우 밝은 플래시를 유발할 수 있습니다.

유성은 맑은 밤이면 어느 때나 볼 수 있으며, 대기 조건이 좋으면 육안으로도 시간당 5~10개의 유성을 볼 수 있습니다. 이러한 입자는 태양 주위를 임의의 궤도로 회전하기 때문에 하늘의 가장 예상치 못한 장소에 무작위로 나타날 수 있습니다. 개별 입자 외에도 전체 입자 떼가 태양 주위를 이동합니다. 그 중 다수는 붕괴되거나 부서진 혜성에 의해 생성됩니다. 각 유성군은 일정한 주기로 태양 주위를 공전하며, 이들 중 다수는 특정 주기에 지구와 마주칩니다. 그러한 기간 동안 유성의 수가 크게 증가하고 유성우에 대해 이야기합니다.

운석

• 운석- 지구 표면으로 떨어진 우주 기원의 고체. 발견된 대부분의 운석의 무게는 몇 그램에서 몇 킬로그램 사이입니다. 운석 충돌 지점에 분화구가 형성될 수 있습니다.

• 의심할 여지 없이 운석이 떨어지면서 생긴 가장 오래된 지상 분화구는 천문구(Astroblemes)라고 불렸는데, 고대 그리스어로 '별의 상처'를 뜻합니다. Astrobleme의 나이는 최대 20억년이므로 종종 더 어린 퇴적물 아래에 묻혀 있습니다. 그들의 직경은 수백 킬로미터에 이릅니다. 그들은 지구의 모든 대륙에서 발견됩니다.

• 운석은 철, 석철, 석철의 세 가지 주요 등급으로 나뉩니다.

미터라이트의 크기는 몇 개에서 다양합니다. mm최대 여러 개 중그리고 각각 주식의 무게를 측정합니다 G최대 10개 티.분열의 생존자 중 가장 큰 것은 고바(Goba) 철운석으로, 남서 아프리카 1920년, 몸무게 약 60 티.두 번째로 큰 것은 1818년 그린란드에서 발견된 케이프 요크(Cape York) 철 운석으로 무게는 34입니다. 티.약 35M이 알려져 있으며, 각각의 질량은 1을 초과합니다. 티.

• 가장 일반적인 관점은 M.이 단편이라는 것입니다. 소행성.

유성우

• 유성우(철비, 돌비, 불비) - 운석이 지구에 떨어지는 과정에서 파괴되어 여러 번 낙하합니다.

운석. 혜성. 소행성.

불 덩어리는 다소 드문 현상입니다. 불 덩어리가 하늘을 가로 질러 날아갑니다. 이 현상은 유성체라고 불리는 큰 고체 입자가 대기의 밀도가 높은 층으로 침입함으로써 발생합니다. 대기 중에서 이동하면 제동으로 인해 입자가 가열되고 그 주위에 뜨거운 가스로 구성된 광범위한 발광 껍질이 형성됩니다. 불 덩어리는 종종 눈에 띄는 각 직경을 가지며 낮에도 볼 수 있습니다. 미신을 믿는 사람들은 그러한 불덩이를 불을 뿜는 입으로 날아다니는 용으로 착각했습니다. 강한 공기 저항으로 인해 유성체는 종종 쪼개져 굉음과 함께 파편 형태로 지구로 떨어지곤 합니다. 지구에 떨어진 운석의 잔해를 운석이라고 합니다.

크기가 작은 유성체는 때때로 지구 대기에서 완전히 증발하기도 합니다. 대부분의 경우 비행 중에 질량이 크게 감소하고 나머지만이 지구에 도달하며 일반적으로 공기 저항에 의해 탈출 속도가 이미 소멸되면 식을 시간을 갖습니다. 때때로 전체 유성우가 내립니다. 비행 중에 운석은 녹아 검은 껍질로 덮이게 됩니다. 메카에 있는 그러한 “검은 돌”(카바) 중 하나는 사원 벽에 박혀 있으며 종교적 숭배의 대상으로 사용됩니다.

운석은 행성 간 공간에서 지구로 떨어지는 돌이나 철 덩어리입니다. 대기권을 이동하면서 완전히 파괴되지 않은 유성체의 잔해이다.

지구에 떨어지는 운석은 빛, 소리, 기계적 현상을 동반합니다. 불덩이라고 불리는 밝은 불덩이가 꼬리와 날아다니는 불꽃을 동반하여 하늘을 가로지릅니다. 볼라이드의 경로를 따라 하늘에는 연기가 자욱한 줄무늬 형태로 흔적이 남아 있는데, 이는 기류의 영향을 받아 직선에서 지그재그 모양으로 변합니다. 밤에는 자동차가 주변 수백 킬로미터의 지역을 비춥니다. 차가 사라진 뒤 몇 초 뒤 충격파에 의해 폭발 같은 충격이 가해진다. 이러한 파도는 때때로 땅과 건물을 크게 흔들기도 합니다.

운석은 침입자의 속도에 따라 떨어질 수 있습니다. 지구의 대기유성체가 22km/s를 초과하지 않고 이 몸체가 충분한 기계적 강도를 가지고 있는 경우. 공기 저항을 만나 유성체의 속도가 느려지고 운동에너지따뜻함과 빛으로 변합니다. 결과적으로 운석의 표면층과 그 주위에 형성된 공기 껍질은 수천도까지 가열됩니다. 끓인 후 유성체의 물질은 증발하여 부분적으로 작은 물방울로 분사됩니다. 지구에 거의 수직으로 떨어지면 유성체의 파편이 식고 땅에 도달하면 따뜻할뿐입니다. 그들은 굳어진 녹는 껍질로 덮여 있습니다. 운석이 떨어지는 장소에는 함몰이 형성되며, 그 크기와 모양은 운석의 질량과 낙하 속도에 따라 달라집니다.

가장 큰 운석은 1920년 남서 아프리카에서 발견되었습니다. 고바(Goba)라고 불리는 이 운석(이름은 다음과 같습니다. 소재지, 충돌 현장에 가장 가까운) 철, 질량은 약 60 톤입니다. 이러한 큰 운석은 거의 떨어지지 않습니다. 일반적으로 운석의 질량은 수백 그램 또는 수 킬로그램입니다.

가장 큰 운석은 1947년 소련에 떨어진 시호테-알린(Sikhote-Alin) 철 운석이다. 대기권에 있는 동안 수천 개의 조각으로 쪼개져 '철비'로 지구에 떨어졌다. 땅에 떨어지면 운석의 일부가 암석을 부수어 그 안에 분화구와 분화구를 형성했습니다. 직경이 20cm에서 26m에 이르는 200개의 분화구와 분화구가 발견되었으며, 시호테-알린 운석의 질량은 70톤으로 추산되며, 23톤 이상이 수집되었습니다.

운석은 동일하게 구성되어 있습니다 화학 원소, 지구에도 존재합니다. 주로 철, 니켈, 마그네슘, 규소, 황, 알루미늄, 칼슘, 산소 등 8가지 원소가 있습니다. 나머지 원소는 운석에서 매우 적은 양으로 발견됩니다. 이들 원소는 서로 결합하여 운석에서 다양한 광물을 형성하며, 대부분은 지구에서 발견됩니다. 하지만 지구상에 알려지지 않은 광물을 함유한 운석도 있습니다.

철 운석은 거의 대부분 철과 니켈 및 소량의 코발트가 결합되어 구성됩니다. 암석질 운석에는 규산염이 포함되어 있습니다. 이는 규소와 산소의 화합물 및 기타 원소(마그네슘, 알루미늄, 칼슘 등)의 혼합물인 광물입니다. 니켈철은 운석 전체에 흩어져 있는 알갱이 형태로 돌운석에서도 발견됩니다. 석철 운석은 거의 같은 양의 석질 물질과 니켈 철로 구성됩니다.

돌 운석의 균열을 보면 둥근 입자, 즉 연골을 볼 수 있습니다. 직경 2-5mm의 공 모양입니다. 텍타이트(수 그램 무게의 작은 유리 조각)는 지구상의 여러 곳에서 발견되었습니다. 이제 텍타이트는 운석 분화구가 형성되는 동안 (때때로 먼 거리에 걸쳐) 분출되는 지구 물질의 얼어붙은 물방울이라는 것이 입증되었습니다.

지구는 궤도가 지구의 궤도와 교차하는 유성우만을 만난다. 닫힌 떼의 경우 지구가 교차점을 통과하는 날짜를 전후하여 매년 유성우가 관찰됩니다. 흐름의 두께에 따라, 즉 연령에 따라 유성우의 관측 시간은 몇 시간에서 몇 주까지 지속됩니다.

지구가 유성 입자의 흐름을 만나면 대기에서 거의 평행한 궤적을 가진 유성이 관찰됩니다(유성우). 지상의 관찰자에게는 원근법으로 인해 그러한 궤적이 마치 복사라고 불리는 하늘의 한 지점에서 나오는 것처럼 나타납니다. 유성우의 이름은 유성우가 위치한 별자리(라틴어 이름)에 따라 명명됩니다. 가장 흥미로운 유성우: 사분의자리(매년 1월 3일 관찰), 거문고자리(4월 20~24일), 물병자리(5월 1~9일), 페르세우스자리(8월 5~18일), 용자리(10월 10일), 오리온자리(10월 20일~ 24 ), 사자자리(11월 15~17일), 쌍둥이자리(12월 10~16일). 대부분의 주요 유성우는 떼 내 입자의 공간 밀도가 높지 않지만 지구를 향해 이동하므로 큰 유성우를 갖습니다. 상대 속도. 결과적으로 수많은 작은 입자조차도 관측 가능한 유성을 생성할 수 있습니다. 지구를 따라잡는 약한 흐름의 떼에서 입자의 밀도는 주요 유성우 떼보다 더 큽니다. 대부분의 유성은 산발적이라고 불립니다. 즉 무작위이지만 실제로는 감지되지 않는 약한 소나기에 속합니다. 한 세기에 여러 번 지구는 특히 밀집된 유성 떼를 만나고 1-2 시간 동안 지속되는 단기적인 "유성우"가 관찰됩니다.

하루에 약 100톤의 운석이 지구로 떨어지는 것으로 추산됩니다.