الفلك

أقرب مدار مستقر حول شمس كويكب؟

أقرب مدار مستقر حول شمس كويكب؟


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.

ما هو أقرب نيزك في مدار مستقر إلى الحضيض الشمسي؟ هل هناك حد محدد بواسطة الميكانيكا المدارية أو يمكن أن يكون الجسم في مدار مستقر ، ولكن قريبًا جدًا من أن الذوبان أو التسامي سيمنع الجسم من البقاء؟


لا يوجد حد محدد بواسطة ميكانيكا المدار. يسمح قانون نيوتن للجاذبية لأي حضيض شمسي ليس في الواقع داخل الشمس.

يقع مسبار باركر سولار في مدار مستقر (مع استبعاد التفاعلات المخطط لها مع كوكب الزهرة) مع محيط يصل إلى 6.2 مليون كيلومتر (عند درجة حرارة 1400 درجة مئوية) ولكن لا يوجد سبب يمنع الجسم من الاقتراب. هناك كويكب 2006HC4 بحضيض يبلغ 10.2 مليون كيلومتر فقط. اوجها خارج مدار المريخ

آثار الجاذبية ليست الاعتبار الوحيد للاستقرار. على سبيل المثال سوف يميل تأثير Yarkovsky إلى استنفاد منطقة فولكانويد (Vokrouhlický et al. 2000) ، ويمكن لتأثير YORP أن يدور الكويكبات بسرعة تفكك ، ويزيل ضغط الإشعاع الغبار.

لكن الدخول في مثل هذا المدار أمر صعب. إذا كنت كويكبًا في الحزام الرئيسي ، فستحتاج إلى دفعة قوية لتدخل في مدار سونغرايس. لا تحتاج المذنبات من سحابة أورت إلى الكثير من التغيير في السرعة (لأنها تتحرك ببطء بالفعل) ولذا فإن معظم الأجسام التي نراها تسقط بالقرب من الشمس تتكون إلى حد كبير من الجليد ، وتتعطل بفعل حرارة الشمس.


ليس لدي إجابة دقيقة ، فهناك العديد من العوامل المتضمنة. إذا أخذنا في الاعتبار المدارات النيوتونية ، فيمكن أن يكون لديك مدار مستقر طالما أن الحضيض الشمسي خارج الشمس. ولكن من خلال الاقتراب من الشمس ، يبدأ تأثيران آخران في لعب دور: تفاعلات المد والجزر والنسبية العامة. لست خبيرًا في النسبية العامة ، لكنني أعلم أن عطارد قريب بالفعل بدرجة كافية من الشمس لتتأثر مداره بتأثيرات النسبية العامة. في واقع الأمر ، ساعد مدار عطارد العلماء على إثبات أن النسبية العامة تعمل. من ناحية أخرى ، تتسبب تفاعلات المد والجزر في دوران المدار وبالتالي فإن المدار غير مستقر بحكم التعريف.


هذا الكويكب المكتشف حديثًا هو ثاني أقرب جسم طبيعي من الشمس

تحركي ، فينوس. كويكب تم اكتشافه حديثًا يدور حول الشمس أقرب منك.

كويكب مكتشف حديثًا يدور حول الشمس داخل مدار كوكب الزهرة يحطم جميع أنواع السجلات. بالإضافة إلى كونه أول كويكب معروف له هذا المدار ، فإن صخرة الفضاء ، التي تسمى 2020 AV2 ، لها أصغر الأوج ، أو المسافة من الشمس ، من أي جسم طبيعي معروف في النظام الشمسي ، باستثناء عطارد.

علاوة على ذلك ، من خلال السفر حول الشمس في مجرد 151 يومًا ، فإن 2020 AV2 لديه أقصر فترة مدارية مقارنة بأي كويكب معروف ، وفقًا لـ مشروع التلسكوب الافتراضي، مرصد على الإنترنت مقره في إيطاليا.

قال جيانلوكا ماسي ، مؤسس ومدير مشروع التلسكوب الافتراضي ، إن مدار 2020 AV2 الفريد يمنحه عنوانًا خاصًا: إنه "تدخلي" ، مما يعني أنه لا يبتعد عن مدار كوكب الزهرة.

هناك حوالي 792000 كويكب معروف يدور حول الشمس ، وفقًا لمركز الكواكب الصغيرة التابع للاتحاد الفلكي الدولي، ولكن يعتقد أن 21 فقط (بما في ذلك 2020 AV2) تدور بالقرب من الشمس أكثر من الأرض ، كتب ماسي في بيان. تُعرف هذه الصخور الفضائية باسم الكويكبات Atira. وقال إنه من بين كويكبات أتيرا ، فإن 2020 AV2 هو الوحيد الذي يتدخل في العملية.

علم علماء الفلك عن 2020 AV2 الأسبوع الماضي ، بعد أن رصد تلسكوب صموئيل أوشين شميدت الذي يبلغ طوله 3.9 قدم (1.2 متر) في مرفق زويكي العابر في كاليفورنيا الكويكب في سماء الليل في 4 يناير ، وفقًا لمدونة Bad Astronomy. ألهم مداره الفريد من نوعه العلماء ليطلقوا عليه اسم Vatira ، وهو مزيج من Venus و Atira ، وفقًا للمدونة.

ومع ذلك ، لا تزال فاتيرا هذه غامضة بعض الشيء لعلماء الفلك. الكويكب صغير جدًا لدرجة أنه من الصعب معرفة حجمه. ومع ذلك ، تشير مسافة الجسم وسطوعه إلى أنه من المحتمل أن يكون عرضه على بعد أميال قليلة ، وفقًا لـ Bad Astronomy. علاوة على ذلك ، اكتشف العلماء أن 2020 AV2 لا يقترب أبدًا من 7.4 مليون ميل (12 مليون كيلومتر) من عطارد و 6.2 مليون ميل (10 ملايين كيلومتر) من كوكب الزهرة.

قد يكون اكتشاف Vatira المتدخل هذا بداية للعديد من هذه الاكتشافات. على سبيل المثال ، هناك عمل مستمر للعثور على فولكانويد ، أو كويكبات يعتقد أنها أقرب إلى الشمس من عطارد ، ولكن لم يتم العثور على أي منها حتى الآن ، وفقًا لـ Bad Astronomy.


يكتشف علماء الفلك كويكبًا يبلغ طوله كيلومترين ويدور بالقرب من الشمس أكثر من كوكب الزهرة

تُظهر هذه الصورة من الدراسة مدار 2020 AV2. كما يُظهر مدارات الأرض وعطارد والزهرة. الحضيض هي خطوط منقطة ، والأوج هي خطوط صلبة. الائتمان: Credit: Ip et al ، 2020

قام علماء الفلك ببناء نماذج مجنونة لمجموعات الكويكبات ، وتتوقع هذه النماذج حدوث ذلك

كويكبات بحجم كيلومتر واحد تدور حول الشمس أكثر من كوكب الزهرة. المشكلة هي ، لم يتمكن أحد من العثور على واحد - حتى الآن.

يقول علماء الفلك الذين يعملون مع مرفق زويكي العابر إنهم عثروا أخيرًا على واحدة. لكن هذا أكبر من التوقعات ، على بعد حوالي 2 كم. إذا أمكن تأكيد وجوده ، فقد يتعين تحديث نماذج تجمعات الكويكبات.

توجد ورقة جديدة تقدم هذه النتيجة على arxiv.org ، وهو موقع نشر ما قبل الطباعة. عنوانها "كويكب بمقياس كيلومتر داخل مدار كوكب الزهرة". المؤلف الرئيسي هو الدكتور Wing-Huen Ip ، أستاذ علم الفلك في معهد علم الفلك ، الجامعة الوطنية المركزية ، تايوان.

يسمى الكويكب المكتشف حديثًا 2020 AV2. تبلغ مسافة الأوج 0.65 وحدة فلكية فقط ، ويبلغ قطرها حوالي 2 كم. كان اكتشافه مفاجئًا لأن النماذج تتنبأ بعدم وجود كويكبات بهذا الحجم داخل مدار كوكب الزهرة. يمكن أن يكون دليلًا على وجود مجموعة جديدة من الكويكبات ، أو يمكن أن يكون أكبر عدد من سكانها.

يكتب المؤلفون ، "إذا لم يكن هذا الاكتشاف صدفة إحصائية ، فقد يأتي 2020 AV2 من مصدر غير مكتشف بعد من الكويكبات الداخلية لكوكب الزهرة ، وقد تحتاج نماذج تجمعات الكويكبات المفضلة حاليًا إلى تعديل."

تُظهر هذه الصورة المنطقتين اللتين تم العثور فيهما على معظم الكويكبات في النظام الشمسي: حزام الكويكبات بين المريخ والمشتري ، وأحصنة طروادة ، وهما مجموعتان من الكويكبات تتحرك أمام المشتري وتتبعه في مداره حول الشمس. حقوق الصورة: ناسا

يوجد حوالي مليون كويكب معروف ، والغالبية العظمى منهم خارج مدار الأرض. لا يوجد سوى جزء صغير يقع بمداراتهم الكاملة داخل مدار الأرض. تتنبأ النماذج بوجود عدد أقل من الكويكبات داخل مدار كوكب الزهرة. تسمى تلك الكويكبات Vatiras.

تم رصد 2020 AV2 لأول مرة بواسطة Zwicky Transient Facility (ZTF) في 4 يناير 2020. جمعت ملاحظات المتابعة باستخدام تلسكوب Palomar 60 بوصة وتلسكوب Kitt Peak 84 بوصة المزيد من البيانات.

بالقرب من نهاية شهر يناير ، استخدم علماء الفلك تلسكوب كيك لإجراء عمليات رصد طيفية للصخرة. تظهر هذه البيانات أن الكويكب جاء من المنطقة الداخلية لحزام الكويكبات الرئيسي ، بين المريخ والمشتري. "هذه البيانات تفضل تكوين سيليكات يشبه الكويكب من النوع S يتوافق مع أصل من الحزام الرئيسي الداخلي حيث الكويكبات من النوع S هي الأكثر وفرة." ويضيفون أنها تتفق مع نماذج الكويكبات القريبة من الأرض (NEA) التي "... تتنبأ بالكويكبات مع العناصر المدارية لـ 2020 AV2 يجب أن تنشأ من الحزام الرئيسي الداخلي."

يوضح هذا الرقم من الدراسة بعض صور 2020 AV2. (أ) صورة Discovery 30 s r-band لعام 2020 AV2 التي تم التقاطها في 2020 4 يناير بالتوقيت العالمي المنسق حيث 2020 AV2 هو الاكتشاف الموجود في الدائرة. (ب) صورة مركبة تحتوي على أربعة تعريضات للنطاق r-band للاكتشاف 30 ثانية تغطي 2020 AV2 بواسطة مكدس على الإطار الباقي لنجوم الخلفية خلال فترة زمنية مدتها 22 دقيقة. تم تسمية الاكتشاف الأول. كان الكويكب يتحرك

درجة واحدة في اليوم في الاتجاه الشمالي الشرقي أثناء التقاط هذه الصور مما أدى إلى أ

تباعد 15 ثانية قوسية بين اكتشافات 2020 AV2. الائتمان: Ip et al ، 2020

قد لا يقضي 2020 AV2 أبدًا في مداره الحالي. أجرى فريق الباحثين بعض عمليات المحاكاة ، وأظهروا أنه يمكن طرد الكويكب من النظام الشمسي بالكامل. "... تشير عمليات المحاكاة الديناميكية لجسم N لعام 2020 AV2 إلى أن مداره مستقر عند التشغيل

10 Myr الزمني ، الدخول في صدى مؤقت مع الكواكب الأرضية والمشتري قبل أن يتطور مداره إلى مسارات التقاء قريبة مع الغاز العملاق ، مما يؤدي في نهاية المطاف إلى طرده من النظام الشمسي ".

عندما تم اكتشاف 2020 AV2 لأول مرة ، تساءل العلماء عن الرحلة التي يجب أن تكون قد قطعتها للوصول إلى هناك. كما تساءلوا عن مصير في نهاية المطاف. قال جورج حلو ، المدير التنفيذي لمركز IPAC لعلم الفلك في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا والمحقق المشارك في ZTF ، في بيان صحفي: "لا بد أن تجاوز مدار كوكب الزهرة يمثل تحديًا". أوضح حلو أن الكويكب لابد أنه هاجر نحو كوكب الزهرة من مكان أبعد في النظام الشمسي. "الطريقة الوحيدة للخروج من مداره هي إذا تم قذفه من خلال مواجهة جاذبية مع عطارد أو كوكب الزهرة ، ولكن على الأرجح سينتهي به الأمر في التحطم على أحد هذين الكواكب."

إذا كان هذا الاكتشاف هو الأول من بين مجموعة كاملة من الكويكبات داخل مدار كوكب الزهرة ، فإن الغالبية العظمى منهم ستشترك في نفس المصير. بعد حوالي 10 إلى 20 مليون سنة ، سيتم طردهم جميعًا.


وجدت! أسرع كويكب يدور حول الشمس في 165 يومًا فقط

اكتشف علماء الفلك للتو كويكبًا يدور حول الشمس كل 165 يومًا من أيام الأرض.

قال أعضاء فريق الاكتشاف إن هذا هو أقصر عام بالنسبة لأي كويكب عرفته البشرية. ويمكن أن تكون صخرة الفضاء ، المسماة 2019 AQ3 ، جزءًا من مجموعة سكانية كبيرة وغير معروفة تقريبًا تتجول عبر النظام الشمسي الداخلي ، بالقرب من الشمس.

"لقد وجدنا جسمًا غير عادي يدور مداره بالكاد بعيدًا عن مدار كوكب الزهرة - هذه مشكلة كبيرة" ، هذا ما قاله Quanzhi Ye ، باحث ما بعد الدكتوراه في مركز المعالجة والتحليل بالأشعة تحت الحمراء (IPAC) ، وهو مرفق علمي وبيانات علم الفلك في معهد كاليفورنيا. التكنولوجيا (Caltech) في باسادينا ، في بيان. [شاهد: Asteroid 2019 AQ3's Superfast Or around the Sun]

قال يي إن 2019 AQ3 هو "نوع نادر جدًا" ، مضيفًا أنه "قد يكون هناك المزيد من الكويكبات غير المكتشفة مثله." لكي نكون واضحين ، فإن مدار الكويكب 2019 AQ3 ليس الأسرع من أي كائن. يقوم كوكب عطارد برحلة واحدة حول الشمس كل 88 يومًا. قال الباحثون إن صخرة الفضاء فريدة من نوعها.

لقد رصدت 2019 AQ3 في 4 يناير ، في الصور التي تم التقاطها بواسطة Zwicky Transient Facility (ZTF) ، وهي كاميرا لمسح السماء مثبتة على تلسكوب Samuel Oschin الذي يبلغ قطره 48 بوصة (122 سم) في مرصد Palomar في جنوب كاليفورنيا.

يقوم ZTF ، الذي بدأ عملياته في مارس 2018 ، بمسح السماء الشمالية المرئية بالكامل كل ثلاث ليال. إن مجال الرؤية الواسع وتكرار المسح السريع يجعل ZTF مراقبًا رائعًا لانفجارات المستعرات الأعظمية والكويكبات وغيرها من الأجسام والظواهر الفلكية المرئية مؤقتًا فقط.

قال أعضاء فريق ZTF إن الكاميرا رصدت بالفعل 60 كويكبًا جديدًا قريبًا من الأرض.

أبلغ يي عن اكتشاف 2019 AQ3 إلى مركز الكواكب الصغيرة IAU (الاتحاد الفلكي الدولي) ، وهي المنظمة المسؤولة عن جمع وتنسيق البيانات حول الكويكبات والمذنبات في نظامنا الشمسي.

ثم لاحظت مجموعات بحثية متعددة الجسم في 6 و 7 يناير ، باستخدام مجموعة متنوعة من التلسكوبات. راجع علماء الفلك البيانات المؤرشفة أيضًا ، ووجدوا دليلًا على 2019 AQ3 في الصور التي تم التقاطها بواسطة تلسكوب المسح البانورامي ونظام الاستجابة السريعة (Pan-STARRS) في هاواي التي يعود تاريخها إلى عام 2015.

بتجميع كل هذه المعلومات معًا ، تمكن يي وزملاؤه من رسم خريطة لمدار 2019 AQ3 بالتفصيل. وقرر الباحثون أن الكويكب يدور حول الشمس على مسار بيضاوي يأخذها داخل مدار عطارد في أقرب نقطة وأبعد قليلاً من كوكب الزهرة في أبعد نقطة له. ومدار 2019 AQ3 مائل ، بعيدًا عن مستوى المسارات التي اتخذتها الأرض والكواكب الكبيرة الأخرى في النظام الشمسي.

لذلك يبدو أن 2019 AQ3 ينتمي إلى فئة الكويكبات Atira (المعروفة أيضًا باسم Apohele) ، والتي لها مدارات داخلية حول الأرض. قال الباحثون إن 20 صخرة فضائية فقط ، من أصل 800 ألف كويكب معروف ، هي أتيراس.

قال عضو فريق الاكتشاف Wing-Huen Ip ، أستاذ علم الفلك وعلوم الفضاء في معهد علم الفلك وعلوم الفضاء في الجامعة الوطنية المركزية في تايوان ، في نفس البيان: "أصل أتيراس هو سؤال مثير للاهتمام ومفتوح". "مع كل جسم إضافي ، نقترب أكثر من صياغة واختبار النماذج حول هذا الأصل ، وحول تاريخ نظامنا الشمسي."

قال الباحثون إنه من المحتمل وجود العديد من أتيراس ، وأن تلك التي تصطف على الأرض في مرمى خطيتها قد تكون خطيرة بشكل خاص. هذا لأن هذه الكويكبات ستأتي من اتجاه الشمس وبالتالي سيكون من الصعب رؤيتها بسبب الوهج القوي لنجمنا.

ومع ذلك ، فإن 2019 AQ3 ليس خطيرًا. قال الباحثون إن مداره لا يجعله أقرب إلى الأرض أبدًا من حوالي 22 مليون ميل (35.4 مليون كيلومتر).

في حين أن حجم الكويكب المكتشف حديثًا غير واضح ، تشير الملاحظات إلى أنه قد يصل عرضه إلى ما يقرب من ميل واحد (1.6 كيلومتر). إذا كان الأمر كذلك ، فإن 2019 AQ3 سيكون أحد أكبر أتيراس المعروفة.


أقرب جسم نجمي من الشمس اليوم

2I / Borisov & # 8217s المدار. يرمز & # 82202I & # 8221 إلى & # 82202nd interstellar. & # 8221 بمعنى آخر ، هذا هو الكائن الثاني فقط من نظام شمسي بعيد معروف بأنه قد تجاوز شمسنا. يقع الحضيض الشمسي & # 8211 أو أقرب نقطة للشمس & # 8211 خارج مدار المريخ. الصورة عبر مستخدم ويكيميديا ​​كومنز Drbogdan / NASA.

ثاني كائن بين نجمي معروف & # 8211 تم تحديده على أنه مذنب والمسمى 2I / Borisov & # 8211 يصل إلى الحضيض ، أو أقرب نقطة من الشمس ، في 8 ديسمبر 2019. في هذه المسافة ، يصل طوله إلى ضعف المسافة تقريبًا. من الشمس ، خارج مدار المريخ و # 8217. تكون المذنبات أكثر نشاطًا عندما تكون أقرب للشمس. على الرغم من أن هذا ليس مقاربة قريبة بشكل خاص للمذنب ، إلا أنه أقرب مذنب بين النجوم سيأتي إليه لنا شمس.

وهكذا فإن عيون العالم عليها. يأمل علماء الفلك في رؤية انفجار أو سلوك آخر غير متوقع.

التقط أربعة علماء فلك من جامعة ييل و # 8211 بيتر فان دوكوم ، وتشنغ هان هسيه ، وشاني دانييلي ، وغريغوري لافلين & # 8211 هذه الصورة لـ 2I / بوريسوف في 24 نوفمبر 2019 ، في W.M. مرصد كيك في هاواي. تظهر الأرض في هذه الصورة المركبة للقياس. يبلغ عرض نواة أو نواة المذنب الجليدي حوالي ميل (1.6 كم) ، على عكس الأرض وقطرها 8000 ميل (12900 كم). لكن & # 8211 كالعادة للمذنبات & # 8211 2I / بوريسوف محاط بسحابة من الغاز والغبار أكبر بعدة مرات من الأرض. الصورة عبر Geek.com.

نظرًا لأنه اقترب من الشمس ، فقد أصبح هذا الجسم أكثر سطوعًا مما كان عليه عندما اكتشفه جينادي بوريسوف ، صياد المذنبات في شبه جزيرة القرم ، لأول مرة في 30 أغسطس 2019. فقط علماء الفلك الهواة ذوي الخبرة باستخدام تلسكوباتهم & # 8211 وعلماء الفلك المحترفين باستخدام تلسكوبات أكثر قوة ومن المرجح أن يراها # 8211 في السماء.

إذا كنت ترغب في محاولة اكتشاف هذا الكائن ، فإليك صفحة من TheSkyLive.com قد تساعدك.

يقول علماء الفلك إن نظامنا الشمسي يجب أن يزوره أجسام بين النجوم على أساس منتظم إلى حد ما. ويقدرون أن العديد منها ربما تمر داخل مدار الأرض كل عام. حسب أحد التقديرات ، فإن 10000 كائن بين النجوم يمر داخل مدار نبتون في أي يوم معين! لقد مروا جميعًا غير مرئيين ، لمليارات السنين ، حتى وقت قريب. حدث علماء الفلك في هاواي عند أول كائن بين نجمي & # 8211 يسمى الآن رسميًا 1I / & # 8217Oumuamua (& # 8220Scout & # 8221) & # 8211 في أواخر عام 2017.

& # 8216Oumuamua قد تجاوز بالفعل الحضيض الشمسي & # 8211 أقرب نقطة للشمس & # 8211 عندما اكتشفها علماء الفلك لأول مرة. لقد كانت تتجه بالفعل إلى الخارج ، عائدةً من نظامنا الشمسي مرة أخرى. تم القبض على أنا / بوريسوف قبل الحضيض الشمسي ، ولذا فإن علماء الفلك متحمسون لهذه الفرصة لرصده عندما يقترب من الشمس. هل & # 8220 تفعل شيئا & # 8221 خاصا؟ سوف نرى & # 8217.

هنا & # 8217s ما نعرفه الآن. أثناء اقترابها من الشمس ، سينحني مدار 2I / Borisov & # 8217s بفعل جاذبية الشمس ، لكن الشمس لن تلتقطه. & # 8217ll يستمر في التفتيح & # 8211 مما يجعل أقرب اقتراب له من الأرض في 28 ديسمبر & # 8211 أثناء فراره إلى الخارج.

في النهاية ، سيعود 2I / Borisov إلى الفضاء بين النجوم مرة أخرى.

التقط تلسكوب هابل الفضائي هذه الصورة للجرم النجمي الثاني المعروف & # 8211 المسمى المذنب 2I / بوريسوف من قبل علماء الفلك الأرضي & # 8211 في 12 أكتوبر 2019 ، عندما كان الجسم على بعد حوالي 260 مليون ميل (420 مليون كم) من الأرض. يُعتقد أن هذا الجسم وصل إلى هنا من نظام كوكبي آخر في مكان آخر في مجرتنا. الصورة عبر وكالة ناسا / وكالة الفضاء الأوروبية / د. جيويت / SpaceTelescope.org.

الخلاصة: 2I / Borisov & # 8211 ، ثاني جسم بين نجمي معروف & # 8211 يتألق باطراد منذ اكتشافه في 30 أغسطس 2019. يمر بالقرب من الشمس في 8 ديسمبر. ويمر بالقرب من الأرض في 28 ديسمبر.


أقرب مدار مستقر حول شمس كويكب؟ - الفلك

EnchantedLearning.com هو موقع مدعوم من قبل المستخدم.
على سبيل المكافأة ، يمكن لأعضاء الموقع الوصول إلى نسخة خالية من الإعلانات من الموقع ، مع صفحات قابلة للطباعة.
انقر هنا لمعرفة المزيد.
(هل أنت عضو بالفعل؟ انقر هنا.)

قد يعجبك ايضا:
الكويكب اللغز - زووم علم الفلكالكويكبات القريبة من الأرض: Zoom Astronomyكويز كويزقائمة الكويكبات: زووم علم الفلكتقويم النشاط الشهري - أغسطس 2020الصفحة المميزة اليوم: اكتب أجزاء من الكلام: ورقة عمل قابلة للطباعة

تقدير مستوى الدرجة للمشتركين لدينا لهذه الصفحة: الثاني
جدول المحتويات التعلم المسحور
كل شيء عن علم الفلك
فهرس الموقع
نظامنا الشمسي النجوم قائمة المصطلحات الطابعات وأوراق العمل والأنشطة
الشمس الكواكب القمر الكويكبات حزام كويبر المذنبات الشهب علماء الفلك

الأستيرويد
مقدمة الكويكبات القريبة من الأرض
(NEA)
الكويكبات والديناصورات قائمة ببعض الكويكبات تكوين أنشطة،
روابط انترنت

الكويكبات

الأستيرويد

كويكب 253 ماتيلد ، كويكب قريب من الأرض تم تصويره بواسطة بعثة ناسا NEAR (بالقرب من ملتقى كويكب الأرض) في يونيو 1997. ماتيلد يبلغ قطره حوالي 60 كم ويدور في حزام الكويكبات بين المريخ والمشتري.
الكويكبات هي أجسام صخرية أو معدنية ، يدور معظمها حول الشمس في حزام الكويكبات بين المريخ والمشتري. يقترب عدد قليل من الكويكبات من الشمس عن كثب. لا يوجد غلاف جوي لأي من الكويكبات.

تُعرف الكويكبات أيضًا باسم الكواكب أو الكواكب الصغيرة.

الحزام النجمي
حزام الكويكبات هو تركيز على شكل كعكة دائرية من الكويكبات التي تدور حول الشمس بين مداري المريخ والمشتري ، بالقرب من مدار المريخ. تدور معظم الكويكبات بين 186 مليونًا و 370 مليون ميل (300 مليون إلى 600 مليون كيلومتر أو 2 إلى 4 وحدات فلكية) من الشمس. الكويكبات الموجودة في حزام الكويكبات لها مدار إهليلجي قليلاً. يختلف وقت حدوث ثورة واحدة حول الشمس من حوالي ثلاث إلى ست سنوات أرضية.

ترعى قوة الجاذبية القوية لكوكب المشتري حزام الكويكبات ، وتسحب الكويكبات بعيدًا عن الشمس ، وتمنعها من الانحدار إلى الكواكب الداخلية.

فجوات كيركوود
حزام الكويكبات غير أملس وهناك فجوات متحدة المركز فيه (تعرف باسم فجوات كيركوود). هذه الفجوات عبارة عن نصف قطر مداري حيث لا تسمح قوى الجاذبية من المشتري للكويكبات بالدوران (سيتم سحبها نحو المشتري). على سبيل المثال ، المدار الذي يدور فيه كويكب حول الشمس ثلاث مرات بالضبط لكل مدار لجوفيان سيواجه قوى جاذبية كبيرة في كل مدار ، وسيتم سحبه قريبًا من هذا المدار. هناك فجوة في 3.28 AU (والتي تقابل 1/2 من فترة كوكب المشتري) ، وأخرى عند 2.50 AU (والتي تتوافق مع 1/3 من فترة كوكب المشتري) ، وما إلى ذلك. تم تسمية فجوات Kirkwood على اسم دانيال كيركوود الذي اكتشفها في عام 1866 .

كم عدد الأستيرويد الموجودة هناك؟


جاسبرا ، كويكب # 951.
يوجد حوالي 40000 كويكب معروف يبلغ قطرها أكثر من 0.5 ميل (1 كم) في حزام الكويكبات. تم فهرسة حوالي 3000 كويكب. هناك العديد من الكويكبات الأصغر. أول اكتشاف (والأكبر) اسمه سيريس تم اكتشافه عام 1801.

أحجام الأستيرويد


Asteroid 4 Vesta ، ألمع كويكب ورابع أكبر. فيستا هو الكويكب الوحيد الذي يمكن رؤيته بدون تلسكوب (قوته السادسة).
يتراوح حجم الكويكبات من حصى صغيرة إلى حوالي 578 ميلاً (930 كيلومترًا) في القطر (سيريس). يبلغ قطر ستة عشر من أصل 3000 كويكب معروف أكثر من 150 ميلاً (240 كم). بل إن بعض الكويكبات لها أقمار تدور في مداراتها.

سيريس: أكبر نجم
سيريس هو أكبر الكويكبات. كان أول كويكب يكتشف على الإطلاق (بواسطة عالم الفلك الإيطالي جوزيبي بيازي في 1 يناير 1801). سيريس هو حجم ولاية تكساس! إنه ضخم جدًا مقارنة بالكويكبات الأخرى لدرجة أن كتلته تساوي أكثر من ثلث الكتلة الإجمالية المقدرة البالغة 2.3 × 10 21 كجم لجميع الكويكبات المفهرسة البالغ عددها 3000. يبلغ قطر سيريس حوالي 578 ميلاً (930 كيلومترًا). يعتبر سيريس الآن كوكبًا قزمًا.

الأستيرويدز تصبح القمر


الكويكب 243 إيدا وكويكبه الصغير Dactyl. هذا هو أول كويكب يُعثر عليه في مدار حول القمر. تبلغ أبعاد Ida حوالي 56 × 24 × 21 كيلومترًا (35 × 15 × 13 ميلاً). يبلغ عرض Dactyl حوالي 1.2 × 1.4 × 1.6 كم (0.75 × 0.87 × 1 ميل) فقط.
يمكن سحب الكويكبات من مدارها الشمسي عن طريق جاذبية كوكب ما. ثم يدورون حول هذا الكوكب بدلاً من الدوران حول الشمس.

افترض علماء الفلك أن قمري المريخ ، فوبوس وديموس ، هما كويكبات تم التقاطها.

أصل الحزام النجمي
قد يكون حزام الكويكبات مادة لم تلتحم أبدًا لتكوين كوكب ، ربما لأن كتلته كانت صغيرة جدًا فالكتلة الإجمالية لجميع الكويكبات ليست سوى جزء صغير من كتلة قمرنا. تبلغ الكتلة الإجمالية لجميع الكويكبات حوالي 2.3 × 10 21 كجم) كتلة قمرنا 7.35 × 10 22 كجم ، وتبلغ كتلة الكويكبات مجتمعة حوالي 1/30 من كتلة القمر. هناك تفسير أقل إرضاءً لأصل حزام الكويكبات وهو أنه ربما كان يومًا ما كوكبًا تشظي بسبب اصطدامه بمذنب ضخم.

تروجان أسترويد
كويكبات طروادة هي كويكبات تدور في نقاط لاغرانج المستقرة جاذبيًا في مدار كوكب ما ، إما خلفها أو تسبقها (هذه الأماكن هي التي يتوازن فيها جاذبية الشمس والكوكب مع بعضها البعض). كوكب المشتري لديه أكبر عدد من كويكبات طروادة لدى المريخ أيضًا. كان أخيل أول كويكب طروادة يتم العثور عليه. تمت تسمية الكويكبات التي تسبق كوكب المشتري في مداره على اسم أبطال يونانيين ، تم تسمية أولئك الذين يتبعون المشتري في مداره على اسم أبطال طروادة.


يكتشف علماء الفلك كويكبًا "غير عادي" له أقصر مدار معروف

قام علماء الفلك باكتشاف نادر لكويكب جديد يدور حول الشمس ويتخطى الأرض كل 151 يومًا.

يُطلق على صخرة الفضاء اسم 2019 LF6 وظلت مخفية عن خبراء الكون حتى الآن على الرغم من عرضها 0.6 ميل ودورانها بالقرب من الأرض.

الكويكب المكتشف حديثًا لديه أقصر مدار لأي كويكب معروف.

تم رصده من قبل علماء الفلك من معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا.

أوضح Quanzhi Ye ، طالب ما بعد الدكتوراه في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا: & # 8220LF6 أمر غير معتاد للغاية في المدار والحجم - يفسر مداره الفريد سبب استعصاء مثل هذا الكويكب الضخم لعدة عقود من البحث الدقيق. & # 8221

يمتلك الكويكب مدارًا إهليلجيًا ، لذا فهو يسافر خارج المنطقة التي تقع فيها الكواكب في مدار نظامنا الشمسي ويقترب بالفعل من الشمس أكثر من كوكب عطارد.

نظرًا لأن عطارد هو أقرب كوكب إلى الشمس ، فإن مدار الكويكب & # 8217s مثير للإعجاب للغاية.

تم التقاط 2019 LF6 بواسطة ZTF في 10 يونيو 2019. المراصد البصرية ZTF / Caltech

يعتقد الباحثون أن الكويكب كان من الممكن أن يكون مقلاعًا من المستوى المشترك للمدار عندما يتعلق الأمر باضطرابات الجاذبية لكوكب الزهرة أو عطارد.

اكتشف Ye 2019 LF6 باستخدام كاميرا تقوم بمسح سماء الليل بسرعة والباحثين عن إشارات تشير إلى تحرك الكويكبات بالإضافة إلى النجوم المتفجرة أو الوامضة ، ولم يكن لديه سوى نافذة قصيرة للقيام بذلك لأن هذا النوع من الكويكبات يكون أكثر وضوحًا من 20 إلى 30. قبل شروق الشمس بدقائق أو بعد غروب الشمس.

من النادر أيضًا العثور على كويكب بهذا الحجم.

قلت: & # 8220 أنت & # 8217t لا تجد كويكبات بحجم كيلومتر كثيرًا هذه الأيام. & # 8221

& # 8220 منذ ثلاثين عامًا ، بدأ الناس في تنظيم عمليات بحث منهجية عن الكويكبات ، والعثور على أجسام أكبر أولاً ، ولكن الآن بعد العثور على معظمها ، أصبحت الطيور الأكبر حجمًا هي الطيور النادرة. & # 8221


نذهب بين الشمس وزحل في 2 أغسطس

لا لتوسيع نطاق! زحل هو ما يقرب من 10 أضعاف المسافة من الأرض & # 8217s من الشمس. اكتشف زحل & # 8217s المسافة الحالية من الأرض والشمس عبر Heavens-Above.

كوكبنا الأرض يطير بين زحل والشمس في 2 أغسطس 2021 ، وبذلك يصل زحل إلى ما يسميه علماء الفلك معارضة الشمس في سمائنا. تعتبر المعارضة علامة فارقة كبيرة كل عام لمراقبة كوكب زحل ذي الحلقات أو أي كوكب خارجي. عندما نطير بين هذا الكوكب والشمس ، يكون الكوكب عمومًا هو الأقرب إلى الأرض والأكثر سطوعًا في ذلك العام. تأتي معارضة Saturn & # 8217s في 2 أغسطس في الساعة 6 بالتوقيت العالمي المنسق.

زحل في المعارضة في 2 أغسطس

هذا في 2 أغسطس ، الساعة 3 صباحًا بتوقيت شرق الولايات المتحدة ، 2 صباحًا بتوقيت شرق الولايات المتحدة ، 1 صباحًا بالتوقيت الصيفي المركزي ، 12 منتصف الليل بتوقيت شرق الولايات المتحدة. . . حتى الآن 1 أغسطسالساعة 11 مساءً توقيت المحيط الهادئ الصيفي ، 10 مساءً توقيت ألاسكا والساعة 8 مساءً بتوقيت هاواي انقر هنا لترجمة التوقيت العالمي المنسق إلى وقتك.

ولا تقلق بشأن الأوقات الدقيقة كثيرًا. فقط اعلم أن & # 8211 في أوائل أغسطس 2021 & # 8211 هو أكثر أو أقل مقابل الشمس في سماء الأرض & # 8217s. عند المعارضة ، يرتفع زحل في الشرق عند غروب الشمس ، ويصعد لأعلى مستوى في الليل حوالي منتصف الليل ويغرب في الغرب مع شروق الشمس. عندما يكون زحل في مواجهة الشمس ، يكون مرئيًا طوال الليل وفي ألمع ما يمكن رؤيته من الأرض.

يظل زحل في سماء المساء لبقية العام

سيكون الكوكب ذي الحلقات في وضع جيد في سماء المساء لبقية شهر أغسطس وطوال سبتمبر وأكتوبر ونوفمبر وديسمبر 2021. يمكنك التعرف على زحل لأنه قريب إلى حد ما من كوكب آخر ، كوكب المشتري. كوكب المشتري هو ضوء ساطع للغاية في سمائنا ، وهو أكثر إشراقًا من أي نجم. زحل هو النجم الذهبي اللامع & # 8220star & # 8221 ، وهو قفزة قصيرة إلى غرب كوكب المشتري المبهر. بالمناسبة ، سيكون كوكب المشتري في المعارضة في 20 أغسطس (19 أغسطس في الأمريكتين).

سيبقى كوكب زحل والمشتري قريبين إلى حد ما على قبة السماء & # 8217s طوال عام 2021. سيظل كلاهما مثبتين في سماء المساء لبقية هذا العام.

على الرغم من أن زحل يقترب من الأرض لمدة 5 ساعات تقريبًا بعد أن يصل إلى المعارضة ، فإن الكوكب ذي الحلقات لا يقترب من الأرض في أي مكان كما قد يقودك التوضيح التوضيحي لوكالة ناسا في أعلى هذا المنشور إلى تصديقه. في الوقت الحاضر ، يقع زحل حوالي 10 أضعاف المسافة بين الأرض والشمس ، و 9 أضعاف المسافة بين الأرض والشمس. يشير علماء الفلك إلى مسافة واحدة بين الأرض والشمس كوحدة فلكية ، أو AU. يبعد زحل الآن حوالي 10 وحدات فلكية عن الشمس ، وما يقرب من 9 وحدات فلكية منا. يعطي Heavens-Above معلومات حول المسافات الحالية للكواكب من الشمس والأرض.

إذن مقياس المسافة للصورة في الأعلى متوقف ، وكذلك مقياس الحجم. للحصول على تصوير واقعي لحجم زحل & # 8217 ثانية بالنسبة لحجم الأرض ، انظر الرسم التوضيحي أدناه.

مقارنة حجم زحل وحلقاته مع كوكب الأرض.

تأتي معارضة زحل بعد حوالي أسبوعين من كل عام

تنقل حركتنا السريعة في المدار الأرض بين زحل والشمس كل عام & # 8211 ، أو بشكل أكثر دقة ، بعد حوالي أسبوعين من كل عام. منذ ست سنوات ، على سبيل المثال ، حدثت معارضة Saturn & # 8217s في 23 مايو 2015. في عام 2016 ، كان ذلك في 3 يونيو. في عام 2017 ، كان 15 يونيو. إذا تعرفت على هذا العالم الذهبي الليلة أو لاحقًا هذا الشهر ، فستستمتع به أيضًا طوال صيف نصف الكرة الشمالي أو شتاء نصف الكرة الجنوبي.

إذا كان لديك منظر بعيون طائر للنظام الشمسي اليوم ، فإنك & # 8217d ترى كوكب الأرض يمر بين الشمس وزحل. أنت & # 8217d ترى الشمس والأرض وزحل يصطف في الفضاء. لكن ليس لوقت طويل. تتحرك الأرض في مدار بسرعة 18 ميلاً (29 كم) في الثانية على عكس حوالي 6 أميال (9 كم) في الثانية لزحل. قريباً ، سوف نتقدم على زحل في سباق الكواكب.

متفوقة الكواكب والمعارضة

الكواكب التي تدور حول الشمس داخل مدار الأرض & # 8217s & # 8211 عطارد والزهرة & # 8211 لا يمكن أبدا أن تكون في المعارضة. فقط الكواكب التي تدور حول الشمس خارج مدار الأرض و # 8211 المريخ ، والمشتري ، وزحل ، وأورانوس ، ونبتون ، والكوكب القزم بلوتو & # 8211 يمكنها أن تصل إلى المعارضة ، أي تظهر مقابل الشمس في سماء الأرض. .

تصل جميع الكواكب البعيدة عن الشمس إلى المعارضة في كل مرة يكتسح كوكبنا سريع الحركة بين الشمس وهذه كواكب متفوقة & # 8211 كواكب تدور حول الشمس خارج مدار الأرض. يعود المريخ إلى المعارضة كل عامين. تحدث معارضة كوكب المشتري & # 8217s بعد شهر واحد تقريبًا من كل عام ، بينما تحدث معارضة Saturn & # 8217s بعد أسبوعين تقريبًا سنويًا. كلما كان الكوكب بعيدًا عن الشمس ، كلما كانت الفترة الزمنية أقصر بين التعارضات المتتالية.

زحل هو أبعد عالم يمكن رؤيته بالعين وحدها

زحل ، الكوكب السادس الخارج من الشمس ، هو أبعد عالم يمكن رؤيته بالعين المجردة بسهولة. كشفت التلسكوبات عن حلقاتها في القرن السابع عشر. كشفت المركبة الفضائية في القرن العشرين أن ما اعتقدنا أنه ثلاث حلقات حول زحل هي في الواقع آلاف الحلقات الرفيعة والمفصلة بدقة مصنوعة من قطع صغيرة من الجليد. يحتوي زحل أيضًا على 62 قمراً بمدارات مؤكدة. فقط 53 من أقمار Saturn & # 8217s لها أسماء ، و 13 فقط أقطارها أكبر من 50 كيلومترًا (حوالي 30 ميلاً).

زحل هو حقًا عالم رائع من الحلقات والأقمار. إنه & # 8217s على الجميع & # 8217s كائن سماوي مفضل للتحديق من خلال تلسكوب صغير ، لذلك إذا كانت هناك & # 8217s ليلة علم الفلك العامة بالقرب منك هذا الشهر & # 8211 اذهب!

حصلت المركبة الفضائية كاسيني ، التي دارت حول زحل من عام 2004 إلى عام 2017 ، على صور مذهلة تقريبًا للكوكب. هنا ، قمر ، ريا ، يحجب & # 8211 أو يمر أمام & # 8211 هلال زحل. الصورة عبر Cassini Imaging Team و SSI و JPL و ESA و NASA. شاهد المزيد من صور زحل من كاسيني.

الخلاصة: ابحث عن زحل عند المعارضة وحولها في أوائل أغسطس 2021. سيكون ساطعًا في الجنوب الشرقي عند حلول الليل. غائم الليلة؟ لا مشكلة. سيكون زحل في مكان ممتاز للمراقبة طوال أغسطس وسبتمبر وأكتوبر 2021.


العثور على أول كويكب داخل مدار كوكب الزهرة

تم اكتشاف كويكب نادر يدور بشكل مريح داخل الحدود الداخلية لنظامنا الشمسي بواسطة منشأة زويكي العابرة (ZTF) التابعة لمعهد كاليفورنيا للتكنولوجيا ، وهي كاميرا مسح مقرها في مرصد بالومار. الجسم المكتشف حديثًا ، المسمى 2020 AV2 ، هو أول كويكب يتم العثور عليه في مدار بالكامل داخل مدار كوكب الزهرة.

قال Quanzhi Ye ، الباحث المساعد الزائر في قسم علم الفلك بجامعة ميريلاند والمحقق المشارك في ZTF: "هذا اكتشاف مثير للغاية". “Astronomers have been systematically searching the skies for small bodies since the 1970s and ’80s, and there's not much uncharted frontier left in the inner solar system. Asteroids with orbits interior to Venus’s orbit are challenging to observe, and I'm thrilled we finally found this one.”

2020 AV2 belongs to a small class of asteroids known as Atiras, which are bodies with orbits that fall within that of Earth. With an even smaller orbit than other Atiras, 2020 AV2 is known as a Vatira. The “V” was added to indicate that its orbit falls entirely inside the orbit of Venus. Because Vatiras orbit so close to our sun, they are only visible at dusk or dawn and were only hypothesized until now.

"Getting past the orbit of Venus must have been challenging [for 2020 AV2]," said George Helou, executive director of the IPAC astronomy center at Caltech and a ZTF co-investigator. According to Helou, the asteroid must have migrated in toward Venus from farther out in the solar system.

"The only the way it will ever get out of its orbit is if it gets flung out via a gravitational encounter with Mercury or Venus, but more likely it will end up crashing on one of those two planets," he said.

2020 AV2 is the third Atira discovered by ZTF so far as part of its Twilight program developed by Ye and Wing-Huen Ip of the National Central University in Taiwan. The asteroid, which was initially designated ZTF09k5, was first flagged as a candidate on January 4, 2020, by Bryce Bolin, a postdoctoral scholar at Caltech. Soon thereafter, an alert was posted by the Minor Planet Center, the official organization for cataloging small solar system bodies such as asteroids, and this piqued the interest of the astronomical community. Several telescopes around the globe followed up on the target, helping to pin down the body's unusual orbit and narrow down estimates of its size.

The asteroid spans about 1 to 3 kilometers and has an elongated orbit tilted about 15 degrees relative to the plane of our solar system. During its orbit around the sun, it always travels interior to Venus, but at its closest approach to the sun, it comes very close to the orbit of Mercury. It also has one of the shortest “years” of any asteroid, circling the sun in approximately 151 days. Only asteroid 2019 LF6, which travels beyond the orbit of Venus, has the same approximate “year.”

"An encounter with a planet probably flung the asteroid into Venus's orbit," said Tom Prince, a co-investigator of ZTF as well as the Ira S. Bowen Professor of Physics at Caltech and a senior research scientist at the NASA Jet Propulsion Laboratory. "It's the opposite of what happens when a space mission swings by a planet for a gravity boost. Instead of gaining energy from a planet, it loses it."

Members of the ZTF team say they look forward to hunting for more Vatira asteroids in the future.

“Now we finally found the tip of the iceberg,” Ye said. “Who wouldn't wonder what's underneath it?”

This work was supported by the National Science Foundation and an international collaboration of partners. Additional support comes from Caltech and the Heising-Simons Foundation. ZTF data are processed and archived by IPAC. NASA supports ZTF's search for near-Earth objects through the Near-Earth Object Observations program. The content of this article does not necessarily reflect the views of these organizations.

This story was adapted from text provided by Caltech and written by Whitney Clavin.

Media Relations Contact: Kimbra Cutlip, 301-405-9463, [email protected]

University of Maryland
College of Computer, Mathematical, and Natural Sciences
2300 Symons Hall
College Park, Md. 20742
www.cmns.umd.edu
@UMDscience

About the College of Computer, Mathematical, and Natural Sciences
The College of Computer, Mathematical, and Natural Sciences at the University of Maryland educates more than 9,000 future scientific leaders in its undergraduate and graduate programs each year. The college's 10 departments and more than a dozen interdisciplinary research centers foster scientific discovery with annual sponsored research funding exceeding $175 million.


Interstellar asteroid in orbit around our Sun

A new study has discovered the first known permanent immigrant to our solar system. The asteroid, currently nestling in Jupiter’s orbit, is the first known asteroid to have been captured from another star system. The work is published in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters.

The object known as ‘Oumuamua was the last interstellar interloper to hit the First Interstellar Immigrant Discovered in the Solar Systems in 2017. However, it was just a tourist passing through, whereas this former exo-asteroid – given the catchy name (514107) 2015 BZ509 – is a long-term resident.

Research Report: “An Interstellar Origin for Jupiter’s Retrograde Co-Orbital Asteroid,” F. Namouni and H. Morais, 2018, to be published in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters at

An interstellar origin for Jupiter’s retrograde co-orbital asteroid

Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, Volume 477, Issue 1, 11 June 2018, Pages L117–L121

Asteroid (514107) 2015 BZ509 was discovered recently in Jupiter’s co-orbital region with a retrograde motion around the Sun. The known chaotic dynamics of the outer Solar system have so far precluded the identification of its origin. Here, we perform a high-resolution statistical search for stable orbits and show that asteroid (514107) 2015 BZ509 has been in its current orbital state since the formation of the Solar system. This result indicates that (514107) 2015 BZ509 was captured from the interstellar medium 4.5 billion years in the past as planet formation models cannot produce such a primordial large-inclination orbit with the planets on nearly coplanar orbits interacting with a coplanar debris disc that must produce the low-inclination small-body reservoirs of the Solar system such as the asteroid and Kuiper belts. This result also implies that more extrasolar asteroids are currently present in the Solar system on nearly polar orbits.

Centaurs, the asteroids that roam the space between the giant planets of the Solar system, have a chaotic dynamical evolution governed for some by the close encounters with the giant planets, and for others by their successive hopping in and out of the outer planets web of mean motion resonances. The mean lifetime of the first group ranges from 1 to 10 Myr whereas that of the second group extends to 100 Myr as their resonant status provides them with some dynamical protection (Tiscareno & Malhotra 2003 Bailey & Malhotra2009 Volk & Malhotra 2013). Capture in resonance may occur for prograde or retrograde motion with a greater likelihood for the latter making the retrograde resonant Centaurs possibly the oldest asteroid residents of the outer Solar system (Namouni & Morais 2015, 2017a). A number of Centaurs are currently known to be in retrograde resonance between the outer planets’ orbits (Morais & Namouni 2013b) but it is the discovery of asteroid (514107) 2015 BZ509, inside Jupiter’s co-orbital region, with an orbit of moderate eccentricity of 0.38 and a retrograde inclination of 163° (Wiegert, Connors & Veillet 2017) that has produced so far the most puzzling example of retrograde resonance in the Solar system.

Jupiter’s co-orbital region is known to host the Trojan asteroids that were captured mostly permanently by the planet during the late stage of Solar system formation (Tsiganis, Varvoglis & Dvorak 2005 Robutel & Gabern 2006 Nesvorný, Vokrouhlický & Morbidelli 2013 Jewitt 2018). Asteroid 2015 BZ509 shares the co-orbital region with the Trojans but moves in the opposite orbital direction. It sits on Jupiter’s peak of capture probability (Namouni & Morais2017c) and would have an indefinitely stable orbit if the Solar system contained only Jupiter (Morais & Namouni 2013a, 2016). It is thought to be trapped temporarily as standard planet formation models do not produce Centaurs in situ with long-term stable retrograde orbits. In this framework, 2015 BZ509 could originate from distant reservoirs such as the scattered disc or the Oort cloud like typical Centaurs (Brasser et al. 2012). To reach Jupiter’s orbit, 2015 BZ509 would have had to cross the giant planets’ space whose chaotic dynamics and its 100 Myr lifetime time-scale suggest a recent capture at Jupiter’s orbit and preclude the identification of the asteroid’s origin during the final stage of planet formation some 4 billion years ago.

However, when the motion of 100 asteroid clones with orbits that differ slightly from that of 2015 BZ509 by amounts compatible with the orbital elements’ error bars, was simulated over 1 Myr, it was found to have a stable evolution (Wiegert et al. 2017). This time-scale is about two orders of magnitude longer than those of temporarily captured retrograde resonant asteroids (Morais & Namouni 2013b) hinting to a different origin from that of most Centaurs.

In this Letter, we report on a high-resolution statistical search for stable orbits for 2015 BZ509 that allows us to trace the asteroid’s origin back to the epoch of Solar system formation. In Section 2, we describe our numerical approach of simulating the evolution of one million clones of 2015 BZ509. In Section 3, we present our results that show 2015 BZ509 has been a co-orbital of Jupiter since the end of planet formation and has a strongly stable orbit that can live theoretically at least 43 billion years. In Section 4, we explain that this finding implies that 2015 BZ509 was captured from the interstellar medium and that there should be more extrasolar asteroids bound to the Solar system on nearly polar orbits.

ONE MILLION CLONE SIMULATION

The motion of the asteroid and the planets constitutes an N-body dynamical system whose phase space structure is complex and chaotic but does not preclude the presence of long-term stability islands even at or between the outer giant planets. Probing phase space to identify such islands requires a significant number of initial conditions especially since 2015 BZ509’s precise orbit is unknown and only a representation thereof in parameter space by a nominal orbit and a covariance matrix exists (Knežević & Milani 2012). We therefore simulated the evolution of one million asteroid clones that interact with the giant planets and the Galactic tide back to 43 billion years in the past to search for the most stable orbits. The existence of stable orbits over the age of the Solar system is by no means guaranteed especially as we probe one of the most chaotic regions in the Solar system. However if such orbits exist then they are the ones that correspond to the actual motion of the asteroid and not the short-lived unstable orbits. Choosing the former orbits over the latter is motivated by the copernican principle that 2015 BZ509 is not being observed at a preferred epoch in Solar system history.

The nominal orbit of 2015 BZ509 and its equinoctial covariance matrix were obtained from the AstDys data base1 for the Julian date 2457 800.5. The orbital elements of the planets were obtained from NASA JPL’s Horizons ephemeris system2 for the same epoch. Clone orbits were generated using the Cholesky method for multivariate normal distributions (Thomopoulos 2013). This method consists in writing the equinoctial covariance matrix as C = LLt where L is a lower triangular matrix. A sample of one million clones is generated from the equinoctial nominal elements e0iwhere 1 ≤ i ≤ 6 as ei = e0i + rjLij summation over the repeated j index is implied with j ≤ i, and rj is a six-dimensional vector with components generated independently from a normal distribution with mean 0 and variance 1. The one million sample achieves 10−7 to 10−5 relative error in reproducing the observational covariance matrix whereas smaller samples achieve larger relative error (e.g. 10−2 to 10−1 for 1000 clones) because of the large dimension of the initial conditions’ space.

The evolution of an asteroid clone back in time was followed in the system composed of the four giant planets and the Sun whose mass was augmented by those of the inner Solar system’s planets. The full three-dimensional Galactic tide (Heisler & Tremaine 1986) and relative inclination of the ecliptic and Galactic planes were taken into account. The Oort constants (A = 15.3 km s−1kpc−1, B = −11.9 km s−1 kpc−1) and star density in the solar neighbourhood (ρ0 = 0.119 M⊙ pc−3) were taken from the recent Gaia DR1 determinations (Bovy2017 Widmark & Monari 2017). The five-body problem with the Galactic tide is adequate to analyse the stability of 2015 BZ509 as stable clones surviving in the co-orbital region near the nominal orbit have a perihelion at 3.6 au far outside Mars’s orbit thus precluding close encounters with the inner Solar system’s planets. Numerical integration was carried out using the Bulirsch and Stoer algorithm with an error tolerance of 10−11. More standard symplectic-based alternatives such as the hybrid Mixed-Variable Symplectic integrator (MVS) (Chambers 1999) were not used because of the peculiar geometry of the retrograde co-orbital resonance that implies the asteroid encounters the planet twice per period. Tests with the hybrid MVS show that code switches to the Bulirsch and Stoer algorithm on a large portion of the orbit because of that geometry. To avoid such systematic and frequent algorithm switching, we opted for the Bulirsch and Stoer algorithm as it is also adequate to model large eccentricity orbit evolution (Wiegert & Tremaine 1999). Orbital evolution was monitored for the following events: collision with the Sun, collision with the planets, ejection from the Solar system, and reaching the inner 1 au semimajor axis boundary. No event at the inner boundary was registered.

The simulation shows that the clone minimum and median lifetimes are respectively 0.29 and 6.48 Myr. Unstable clones that exit the co-orbital region undergo close encounters with the planets and are temporarily captured in mean motion resonances much like the general behaviour of Centaurs. They also follow a distinct path towards polar inclinations into a dynamical structure that extends to the Oort cloud and that we term ‘the polar corridor’, before being removed from the system. The dynamical structure starting from the current location of 2015 BZ509 is centred around the curve of the asteroid’s Tisserand relation with Jupiter. The clones follow this curve in the first few million years of evolution only to be dispersed around it by their encounters with the other giant planets. The location breakdown at 40 Myr is as follows: 35 372 in retrograde co-orbital resonance with Jupiter, 52 in the inner Solar system, 3361 between Jupiter’s and Neptune’s orbits, 4296 trans-Neptunians with semimajor axes smaller than 1000 au, and 547 with semimajor axes larger than 1000 au that extend to the Oort cloud.

At the 100 Myr Centaur maximum instability time-scale, 6577 clones remain stable, 75 per cent of which are sheltered by Jupiter’s co-orbital resonance. At the end of planet formation, 4.5 billion years in the past, most clones are lost: 553 811 increased their eccentricities to unity thereby reaching the Sun’s surface, 445 678 were ejected from the Solar system and 465 collided with a planet. The surviving clones number 46 of which 27 are in co-orbital resonance with Jupiter whereas the remaining 19 are dispersed between the current locations of the scattered disc and the inner Oort cloud. The 10 clones in the scattered disc region reside in the polar corridor and have high-inclination prograde orbits with perihelia at Uranus’s or Neptune’s orbits. Most of the nine clones in the Oort cloud region had their orbits extracted from the polar corridor by the Galactic tide and do not suffer close encounters with the planets at the corresponding epoch.

The clustering of 60 per cent of long-term stable clones at 4.5 billion years in Jupiter’s co-orbital region shows that 2015 BZ509 has been in its current state since planet formation. For the clones in the current regions of the Oort cloud and the scattered disc, all semimajor axes are widely spaced and have each a 2 per cent chance of being the original semimajor axis.

The 27 long-term stable co-orbital clones share a number of orbital properties regarding their final states at 4.5 billion years. First, all but one clone have increased their semimajor axis above Jupiter’s. The average orbital elements and their standard deviations are semimajor axis 5.3319 ± 0.0531 au, eccentricity 0.2888 ± 0.0294, and inclination 161.9939 ± 3.0144°. Secondly, none of the clones librate with the 1:1 resonance arguments ϕ = λ − λJupiter or ϕ⋆ = λ − λJupiter − 2ω, where λ, λJupiter, and ω are respectively the mean longitudes of the clone and Jupiter and the clone’s argument of perihelion (Morais & Namouni 2013a). Thirdly, they are all solidly trapped in the Kozai–Lidov secular resonance with ω = 0° or 180°3(Kozai 1962 Lidov 1962 Morais & Namouni 2016).

The phase space structure near 2015 BZ509’s orbit may be visualized through the distribution of the 61 clones’ initial conditions that were present in the first billion years after planet formation (i.e. in the interval [−4.5:−3.5] billion years).4 At 3.5 billion years in the past, there were 36 clones in the co-orbital region, 15 in the scattered disc region, and 10 in the Oort cloud region.

The clones do not cluster in terms of co-orbital orbits, non-co-orbital ones, ejected or Sun-colliding orbits indicating, in mathematical terms, that the set of long-term stable orbits, and the set of unstable orbits are dense in parameter space around the nominal orbit. In physical terms, this means that a stability island does exist but different nearby orbits within it have different lifetimes. Dynamical instability and removal from the co-orbital region is likely caused by a slow chaotic diffusion from the secular and near-mean motion resonances similar to that of the Trojan asteroids (Tsiganis et al. 2005 Robutel & Gabern 2006).

Running the simulation further back in time to test orbital stability shows that the clones in the co-orbital region, scattered disc and Oort cloud number (14, 3, 8) at 9 billion years, (8, 3, 5) at 14 billion years, and (2, 2, 1) at 30 billion years. At 42.91 billion years, the last co-orbital clone leaves Jupiter’s orbit with a stable motion into the scattered disc region. The slow number decay of stable co-orbitals is further indication of possible chaotic diffusion. However, on such very long integration timespans, accumulation of numerical error could contribute to the clone’s earlier exit from the co-orbital region. That is why the 42.91 billion year estimate is likely a lower bound on the clone’s lifetime. A finer analysis of the dynamics in the co-orbital region is required to ascertain the various diffusion times associated with the secular and near-mean motion resonances as well as the role of numerical error in the asteroid’s evolution on very long time-scales. The decreasing number of Oort cloud clones is caused by the Galactic tide as it conserves the vertical component of angular momentum forcing slow cyclic oscillations of the clone’s eccentricity and inclination that lead to collisions with the planets (Heisler & Tremaine 1986).

The presence of 2015 BZ509 in retrograde co-orbital resonance early in the Solar system’s timeline is unexpected from the standpoint of Solar system formation theory as retrograde Centaurs are believed to originate in the scattered disc or the Oort cloud well after the planets settled down dynamically (Brasser et al. 2012). Furthermore, planet formation models cannot produce such a primordial large inclination orbit as that of 2015 BZ509 with the planets on nearly coplanar orbits interacting with a coplanar debris disc that must produce the low inclination small body reservoirs of the Solar system such as the asteroid and Kuiper belts (Pfalzner et al. 2015). This implies that 2015 BZ509 was captured from the interstellar medium. In this respect, even the low-probability long-lived orbits found in the scattered disc and Oort cloud regions should have an interstellar origin because of their location and high inclinations at the end of planet formation. Interstellar capture events can occur during planet formation in a tightly packed star cluster whose relaxation was more violent than the one that was thought to have formed the Oort cloud in the Sun’s birth cluster early in the Solar system’s history (Levison et al. 2010) as the smallest captured semimajor axis was only 1100 au.

The one million clone simulation provides further evidence that there are currently more extrasolar asteroids in the Solar system. In effect, if more objects were captured along 2015 BZ509 by Jupiter early in the Solar system’s history, the less stable orbits must have left the co-orbital region by way of chaotic diffusion into the polar corridor. This occurs because the N-body problem is time-reversible and unstable clones of 2015 BZ509 that are followed into the future exit the co-orbital region and end up in the polar corridor. The prominent presence of the polar corridor in the simulation over the age of the Solar System mainly in the trans-Neptunian region implies that it is currently populated by extrasolar asteroids. Interestingly, a structure similar to the polar corridor was observed in the known nearly polar trans-Neptunian objects (TNOs) (Gladman et al. 2009 Chen et al. 2016 Morais & Namouni 2017). Integrations of a 1000 clones of TNOs (471325) and 2008 KV42 over 1 billion years have shown their orbits to evolve towards larger semimajor axes while they cluster around 90° inclination.

The presence of extrasolar asteroids bound to the Solar system early in its history implies the need for a revision of planet formation theory as such interstellar contamination of small body reservoirs will affect not only the dynamics of small bodies but also their physical properties. Observed discrepancies such as that of Trojan colours may originate in a different Trojan origin at different planets (Jewitt 2018).

The stability search method presented here is new and is aimed at beating dynamical unpredictability in one of the most ch aotic regions of the Solar system using large statistics and intensive computing. It is similar in principle to the orbit determination of newly discovered multiplanet systems that are systematically vetted for stability upon discovery and only the stable orbits are chosen from the available range of observational error bars. In both problems, a stable configuration is preferable to an unstable one as the opposite would imply that the system is being observed at a preferred epoch. Applying systematically our new method to Centaurs and TNOs will help constrain their origin and improve our understanding of Solar system formation.


Classification of asteroids

In the mid-1970s astronomers using information gathered from studies of colour, spectral reflectance, and albedo recognized that asteroids could be grouped into three broad taxonomic classes, designated C, S, and M. At that time they estimated that about 75 percent belonged to class C, 15 percent to class S, and 5 percent to class M. The remaining 5 percent were unclassifiable because of either poor data or genuinely unusual properties. Furthermore, they noted that the S class dominated the population at the inner edge of the asteroid belt, whereas the C class was dominant in the middle and outer regions of the belt.

Within a decade that taxonomic system was expanded, and it was recognized that the asteroid belt comprised overlapping rings of differing taxonomic classes, with classes designated S, C, P, and D dominating the populations at distances from the Sun of about 2, 3, 4, and 5 AU, respectively. As more data became available from further observations, additional minor classes were recognized. For discussion of the relationship of the asteroid classes to their composition, see below تكوين.