در حال ویرایش سیارک

== توضیحات کلی ==

سیارک‌‌‌ها گروه بزرگ و پراکنده از اجسامی را تشکیل می‌‌‌دهند که ‌‌‌دور خورشید می‌چرخند. قدیمی‌‌‌ترین و شناخته‌شده‌ترین آن‌ها، کمربند اصلی سیارک‌‌‌ها بین مریخ و مشتری با فاصله‌‌‌ی 2.2AU تا 3.3AU از خورشید می‌‌‌باشد. مدار دورترین سیارک‌‌‌ها، بسیار فراتر از پلوتون قرار دارد؛ در حالی که برخی از آن‌‌‌ها از زمین هم به خورشید نزدیک‌‌‌تر می‌‌‌شوند. قطر سیارک‌‌‌ها از صدها متر تا صدها کیلومتر متغیر است. بزرگ‌‌‌ترین سیارک، سِرس، در گروه سیاره‌‌‌های کوتوله جای می‌‌‌گیرد. مرز بین سیارک و شهاب‌واره مشخص نیست. ساختمان و ترکیب سیارک‌‌‌ها بسیار متفاوت است؛ از توده‌‌‌های یخی شبه‌‌‌دنباله‌‌‌دار و مواد سست گرفته، تا اجسام جامد سخت صخره‌‌‌ای یا آهنی-نیکلی.

[[پرونده:Eros-Gaspra.png|قاب|وسط|تصویر سمت چپ، سیارک گاسپرا هست که توسط فضاپیمای گالیله گرفته شده است. قطر کوچکترین حفره آن 300 متر است. تصویر سمت راست، سیارک اروس است که فضاپیمای نییر از فاصله 200 کیلومتری تصویر آن را گرفته است. حفره بالایی در حدود 5 کیلومتر قطر دارد. این فضاپیما حدود یک سال دور اروس چرخید و در سال 2001 بر روی آن فرود آمد.]]

برای مشاهده‌‌‌ی سیارک به تلسکوپ نیاز است، چرا که حتی روشن‌‌‌ترین آن‌ها را نیز نمی‌‌‌توان با چشم غیر مسلح دید. هر چند با یک تلسکوپ بزرگ به سیارک‌‌‌ها نگریسته شود، آن‌ها نیز مانند ستارگان، نقطه‌‌‌هایی نورانی‌‌‌اند. تنها، حرکت آهسته‌‌‌ی آن‌ها در مقابل زمینه‌‌‌ی ستارگان نشان می‌‌‌دهد که آن‌ها عضوی از منظومه شمسی می‌‌‌باشند. چرخش سیارک، به یک تغییر منظم نور منجر می‌‌‌شود. در بیش‌تر موارد، دامنه‌‌‌ی تغییر نور خیلی کم‌تر از یک قدر است، و معمولاً دوره تناوب چرخش بین 4 تا 15 ساعت می‌‌‌باشد.

تا پایان سال 2006، تعداد سیارک‌‌‌های شماره‌‌‌گذاری شده بیش از 140000 بود. امروزه تعداد سیارک‌‌‌های فهرست بندی شده، ماهانه افزایش می‌‌‌یابد. برآوردها نشان می‌‌‌دهد که بیش از یک میلیون سیارک بزرگ‌‌‌تر از 1Km در منظومه شمسی وجود دارد.

مشخصات سیارک‌‌‌های کمربند اصلی را از همه بهتر می‌‌‌دانیم. جرم مجموع این سیارک‌‌‌ها کم‌تر از 1/1000 جرم زمین است. مرکز این کمربند سیارکی تقریباً در فاصله‌‌‌ی 2.8AU قرار دارد؛ چیزی که با پیش‌‌‌بینی [[قانون تیتوس-بده|قانون تیتوس-بُده]](Titius–Bode Law ) منطبق است. بر اساس یک نظریه که در گذشته شهرت داشت، تصور می‌‌‌شد که سیارک‌‌‌ها بقایای انفجار یک سیاره باشند. این نظریه نیز، در کل مانند دیگر نظریه‌‌‌های فاجعه‌‌‌آمیز، کنار گذاشته شده است.

بر اساس نظریه‌‌‌ای که امروزه مورد قبول قرار گرفته است، سیارک‌‌‌ها هم زمان با سیاره‌‌‌های بزرگ تشکیل شدند. سیارک‌‌‌های نخستین، قطعه‌‌‌های بزرگی بودند که بیش‌تر آن‌ها بین مدار مریخ و مشتری، دور خورشید گردش می‌‌‌کردند. این قطعات هرگز نتوانستند یک سیاره‌‌‌ی بزرگ را بسازند، و از برخورد آن‌ها با یکدیگر، سیارک‌‌‌های کنونی به‌‌‌وجود آمدند. برخی از سیارک‌‌‌های بزرگ ممکن است همان اجسام اولیه باشند. عناصر مداری بعضی از سیارک‌‌‌ها بسیار شبیه به هم است. هر یک از این گروه‌‌‌ها را خانواده‌‌‌ی هیرایاما می‌‌‌نامند. احتمالاً آن‌ها بقایای جسم بزرگی هستند که به گروهی از سیارک‌‌‌های کوچک‌‌‌تر خرد شده است. تا کنون، ده‌‌‌ها خانواده‌‌‌ی هیرایاما (Hirayama Family ) را شناسایی کرده‌‌‌اند، که بزرگ‌‌‌ترین آن‌ها عبارت‌اند از: مجارها، فلوراس، اِئوس، تِمیس، و هیلداس (Hungarias, Floras, Eos, Themis, and Hildas ) (نام‌‌‌گذاری بر اساس نام سیارک اصلی در گروه انجام شده است).

توزیع سیارک‌‌‌ها درون کمربند سیارکی یکنواخت نیست. به‌‌‌نظر می‌‌‌رسد این سیارک‌‌‌ها از مناطقی معروف به شکاف‌‌‌های کرک‌‌‌وود (Kirkwood Gaps ) اجتناب می‌‌‌کنند. برجسته‌‌‌ترین این مناطق در فاصله‌‌‌هایی است که نسبت دوره تناوب یک سیارک به‌‌‌دور خورشید (بر اساس قانون سوم کپلر) به دوره تناوب مشتری، عبارت است از 1:3، 2:5، 3:7، یا 1:2. چنانچه سیارکی در این شکاف حرکت کند، در تشدید با مشتری خواهد بود، و حتی کوچک‌‌‌ترین اختلال با زمان بزرگ می‌‌‌شود. در نهایت، چنین جسمی ناچار است به یک مدار دیگر نقل مکان کند. البته تأثیرات تشدید به این سادگی نیست؛ گاهی اوقات یک مدار در تشدید قفل می‌‌‌شود. برای مثال، سیارک‌‌‌های تروایی (Trojan Asteroids ) در همان مداری حرکت می‌‌‌کنند که مشتری قرار دارد (تشدید1:1)، و گروه هیلدا (Hilda Group ) نیز در تشدید 2:3 است.

[[پرونده:Arteroids belt.png|قاب|وسط|تصویر a سیارک ها بین مدار مریخ و مشتری را نشان می دهد. تصویر b تعداد کل سیارک ها به صورت تا بعی از فاصله تا خورشید نشان می دهد. هر ستون میله ای متانظر با 0.1AU است. جاهای خالی یا همان شکاف های کرک وود، در نقاطی است که نسبت دوره تناوب مداری سیارک به مشتری، یک کسر ساده می باشد.]]

بسیاری از گروه‌‌‌های سیارکی، خورشید را در خارج از کمربند اصلی دور می‌‌‌زنند. از جمله‌‌‌ی آن‌ها، سیارک‌‌‌های تروجان است که 60 درجه عقب‌‌‌تر یا جلوتر از مشتری حرکت می‌‌‌کنند. این سیارک‌‌‌ها نزدیک به نقاط ویژه‌‌‌ی L<sub>4</sub> و L<sub>5</sub> از پاسخ‌‌‌های مسئله‌‌‌ی سه جسم مقید قرار دارند. در این نقاط لاگرانژی، یک جسمِ بدون جرم می‌‌‌تواند نسبت به اجسام پرجرم اولیه (در اینجا خورشید و مشتری) ساکن باقی بماند. در حقیقت، این سیارک‌‌‌ها حول نقاط ساکن نوسان می‌‌‌کنند؛ اما می‌‌‌توان نشان داد که مدار میانگین نسبت به اختلالات پایدار است.

یک گروه بزرگ دیگر، سیارک‌‌‌های آموری-آپولویی (Apollo-Amor Asteroids ) است. حضیض مدار سیارک‌‌‌های آپولویی درون مدار زمین، و حضیض سیارک‌‌‌های آموری بین مدار زمین و مریخ قرار دارد. این سیارک‌‌‌ها، با قطر کم‌تر از 30Km، همه کوچک‌‌‌اند. معروف‌‌‌ترین آن‌ها اِروس (433)است. این سیارک در اوایل قرن بیستم برای تعیین طول واحد نجومی مورد استفاده قرار گرفت. در نزدیک‌‌‌ترین موقعیت به زمین، فاصله‌‌‌ی آن تنها 20 میلیون کیلومتر است، و این فاصله را می‌‌‌توان مستقیماً با استفاده از اختلاف منظر مثلثاتی اندازه گرفت. برخی از سیارک‌‌‌های آموری-آپولویی ممکن است بقایای دنباله‌‌‌دارهای کوتاه‌‌‌دوره باشند که همه‌‌‌ی عناصر فرّار خود را از دست داده‌‌‌اند.

یک احتمال کم وجود دارد که برخی از سیارک‌‌‌های عبوری به زمین برخورد کنند. بر اساس برآوردها، برخورد یک سیارک بزرگ که منجر به فاجعه‌‌‌ی سراسری شود، ممکن است در هر یک میلیون سال یک بار رخ دهد. برخورد اجسام کوچک‌‌‌تر، با اثر تخریبی شبیه به یک بمب هسته‌‌‌ای، ممکن است در هر قرن یک بار اتفاق افتد. تعداد سیارک‌‌‌های نزدیک زمین (Near-Earth Asteroids)، با قطر بیش از 1Km، بین 500 تا 1000 عدد برآورد شده است؛ اما احتمالاً ده‌‌‌ها هزار جسم کوچک‌‌‌تر وجود دارد. برنامه‌‌‌هایی آغاز شده است که در آن‌ها تمام سیارک‌‌‌های نزدیک زمین شناسایی و فهرست‌‌‌بندی می‌‌‌شوند، و احتمال برخوردهای پرخطر پیش‌‌‌بینی می‌‌‌گردد.

سیارک‌‌‌های دور، سومین گروه بزرگ را خارج از کمربند اصلی سیارکی، تشکیل می‌‌‌دهند. نخستین سیارک متعلق به این گروه، کایرن (2060) است که در سال 1977 کشف شد. اوج مدار کایرن به مدار اورانوس نزدیک است، و حضیض آن اندکی داخل مدار زحل قرار می‌‌‌گیرد. سیارک‌‌‌های دور خیلی کم‌‌‌نورند، لذا یافتن آن‌ها مشکل است.

در دهه‌‌‌ی 1950، جرارد کویپر پیشنهاد کرد که ممکن است بقایایی شبه دنباله‌‌‌دار، که از زمان تشکیل منظومه شمسی به جا مانده‌‌‌اند، در ورای مدار نپتون وجود داشته باشد؛ و این بقایا، علاوه بر ابر اورت که در فاصله‌‌‌ی دورتری قرار دارد، منبعی برای دنباله‌‌‌دارها باشد. پس از این، شبیه‌‌‌سازی‌‌‌های رایانه‌‌‌ای از چگونگی تشکیل منظومه شمسی نشان داد که باید قرصی از بقایای خرد، در لبه‌‌‌ی بیرونی منظومه شمسی به‌‌‌وجود آمده باشد. این قرص را امروزه به کمربند کویپر می‌‌‌شناسند.

[[پرونده:Kuiper belt.png|قاب|وسط|کمربند کوییپر، ابری است به شکل قرص، متشکل از اجسام یخی دور،درون هاله [[ابر اورت]]. دنباله دارهای کوتاه دوره از [[کمربند کوییپر]] سرچشمه میگیرند، در حالی که تعداد فراوانی از اجسام یخی که منبعی برای دنباله دارهای بلند دوره به حساب می آیند، در ابر اورت قرار دارند.]]

نخستین سیارک فرانپتونی، 1992 QB1، در سال 1992 کشف شد. تا آغاز سال 2006، هزار سیارک مشابه را شناسایی کرده‌‌‌اند. برآورد می‌‌‌شود که تعداد اجسام کمربند کویپر با قطر بیش از 100Km، بیش‌تر از70000 باشد. برخی از آن‌ها ممکن است حتی از پلوتون نیز بزرگ‌‌‌تر باشند. اجسام کمربند کویپر از مراحل اولیه‌‌‌ی برافزایش منظومه شمسی باقی مانده‌‌‌اند. تعدادی از اجسام فرانپتونی، در تشدید دوره تناوب مداری 3:2 با اورانوس هستند؛ یعنی شبیه به تشدید پلوتون.

برای مدت‌‌‌های طولانی، اندازه‌‌‌ی سیارک‌‌‌ها را نمی‌‌‌دانستند. ادوارد اِ بارنارد از رصدخانه‌‌‌ی لیک در دهه‌‌‌ 1980 به صورت دیداری، قطر سِرس، وِستا، جونو و پالاس (Ceres, Vesta, Juno, and Pallas ) را تعیین کرد. عملاً تا پیش از دهه‌‌‌ی 1960، زمانی که شیوه‌‌‌های غیرمستقیم نورسنجی و طیف‌‌‌نگاری به‌‌‌کار گرفته شد، هیچ نتیجه قابل اعتماد دیگری وجود نداشت. علاوه بر این، از دهه‌‌‌ی 1980، چندین اختفای ستاره‌‌‌ای نیز که عامل آن‌ها سیارک‌‌‌ها بوده‌‌‌اند، مشاهده شده است.

[[پرونده:Comparison.png|قاب|وسط|اندازه چند [[سیارک]] در مقایسه با [[ماه]].]]

نخستین تصاویر سیارک‌‌‌ها به اوایل دهه‌‌‌ی 1990 باز می‌‌‌گردد. در سال 1991، فضاپیمای گالیله از کنار سیارک گاسپرا عبور کرد. این فضاپیما، در مسیر طولانی خود تا مشتری، در سال 1993 از کنار سیارک ایدا گذشت. بالاخره در سال 2001، فضاپیمای نییِر (NEAR) پس از یک سال گردش به‌‌‌دور اِروس روی آن فرود آمد.

تصاویر سیارک‌‌‌هااجسامی نامنظم و پر از دهانه را نشان می‌‌‌دهد که سطح آن‌ها را سنگ‌‌‌پوشه و صخره‌‌‌های خرد شده فرا گرفته است. برخی از سیارک‌‌‌ها ممکن است زمانی دو جسم جدا بوده‌‌‌اند که سپس با هم ادغام شده‌‌‌اند. در سال 1992، سیارک توتاتیس از فاصله‌‌‌ی تنها 4 میلیون کیلومتری زمین عبور کرد. تصاویر راداری یک منظومه‌‌‌ی دو جسمی را نشان می‌‌‌داد که در آن هر عضو با دیگری در تماس بود. احتمالاً تعداد سیارک‌‌‌های دوگانه نسبتاً زیاد است، و تعبیر منحنی نوری برخی از سیارک‌‌‌ها حاکی از وجود اجسامی دوقلو می‌‌‌باشد. نمونه‌‌‌ی دیگری از یک سیارک دوقلو، ایدا است که یک «قمر» دارد، جسم کوچک‌‌‌تری که در دام گرانش آن افتاده است.

ترکیب سیارک‌‌‌های کمربند اصلی، شبیه به شهاب‌‌‌سنگ‌‌‌های سنگی، آهنی، و سنگی-آهنی است. بیش‌تر سیارک‌‌‌ها را بر اساس خواص نورسنجی و قطبش‌‌‌سنجی، در سه گروه جای می‌‌‌دهند؛ C، S و M و 95% از این سیارک‌‌‌های رده‌‌‌بندی شده به رده‌‌‌های C و S تعلق دارند. سیارک‌‌‌های سرشار از فلز رده‌‌‌ی M نادرترند.

حدود 75% سیارک‌‌‌ها در رده‌‌‌ی C قرار دارند. این سیارک‌‌‌ها، با سپیدایی هندسی 0.06 و کم‌تر از آن، تیره‌‌‌اند، و مقادیر زیادی کربن را در خود جای داده‌‌‌اند (علت نام رده‌‌‌ی C نیز همین است). آن‌ها به شهاب‌‌‌سنگ‌‌‌های سنگی شباهت دارند. ماده‌‌‌ی آن‌ها تفریق نشده است و از این رو جزء قدیمی‌‌‌ترین اجسام منظومه شمسی به‌‌‌حساب می‌‌‌آیند. در سیارک‌‌‌های سرشار از سیلیکات رده‌‌‌ی S، بازتاب‌‌‌پذیری بیش‌تر است، و طیف آن‌ها به شهاب‌‌‌سنگ‌‌‌های آهنی-سنگی نزدیک می‌‌‌باشد. طیف آن‌ها، علائمی از سیلیکات‌‌‌هایی چون زبرجد ( Olivine ) را نشان می‌‌‌دهد، مانند فوستریت Mg<sub>2</sub>SiO<sub>4</sub> یا فایالایت Fe<sub>2</sub>SiO<sub>4</sub> . سیارک‌‌‌های نوع M فلز بیش‌تری دارند که اکثر آن آهن و نیکل است. این سیارک‌‌‌ها، دست کم تا حدی، تحت تأثیر تفریق قرار گرفته‌‌‌اند.

مشکل بتوان ترکیب و حتی اندازه‌‌‌ی اجسام فرانپتونی را تعیین کرد. آن‌ها کم‌‌‌نور و تاریک‌‌‌اند، و به‌‌‌دلیل دمای پایینشان، بیشینه‌‌‌ی تابش جسم سیاه اطراف 60 میکرومتر قرار دارد. مشاهده‌‌‌ی این طول موج روی زمین تقریباً غیر ممکن است. حتی برآورد سپیدایی، و از آنجا قطر جسم، بسیار غیر قابل اطمینان می‌‌‌باشد.

رنگ اجسام فرانپتونی از آبی-خاکستری است تا قرمز. به نظر می‌‌‌رسد که توزیع (این رنگ‌‌‌ها) یکنواخت باشد. با وجود این، ظاهراً اجسامی که میل مداری آن‌ها پایین است، قرمز رنگ هستند؛ و اجسام با میل مداری بالا آبی‌‌‌اند. اجسامی که میل مداری آن‌ها پایین است، مدارهایی دارند دست نخورده، که تحت تأثیر اختلال قرار نگرفته است. نکته‌‌‌ای که از این موضوع به ذهن متبادر می‌‌‌شود آن است که این اجسام، آثار به‌جامانده از جمعیت نخستین کمربند کویپر هستند.

تعبیر و رمزگشایی از طیف این اجسام با ابهام صورت می‌گیرد، و احتمالاً این طیف‌‌‌ها ترکیب کل جسم را روشن نمی‌‌‌کنند. سطح آن‌ها را تابش شدید، باد خورشیدی، و شهاب‌‌‌سنگ‌‌‌های ریز، تغییر می‌‌‌دهد، و ممکن است بین لایه‌‌‌های زیرین و سنگ‌‌‌پوشه‌‌‌ی رویین تفاوت زیادی باشد.

احتمالاً اجسام کوچک فرانپتونی از مخلوطی از سنگ و یخ، با مقداری ماده‌‌‌ی آلی در سطح، ساخته شده‌‌‌اند. ترکیب آن‌ها مشابه دنباله‌‌‌دارها است. چگالی بالای برخی از اجسام بزرگ (2000 تا 3000 کیلوگرم بر متر مکعب) نشان می‌‌‌دهد که مانند پلوتون، درصد بالایی از محتوای آن‌ها غیر یخی است.[1]

== تاریخچه ==

در سال ۱۷۷۲ که رابطه [[قانون تیتوس-بده|بوده-تیتوس]] برای اولین بار منتشر شد، ظاهرا وجود یک جرم ناشناخته که باید در مداری به شعاع 2/8 [[واحد نجومی]][[خورشید]] را دور بزند پیشگویی شد.از اینکه سایر ارقام مندرج در رابطه بوده-تیتوس با فواصل واقعی سیارات شناخته شده توافق بسیار نزدیکی داشت، ظن قوی این بود که فاصله این جرم نیز 2/8 [[واحد نجومی]] است. تحقیقات در این زمینه آغاز شد. اما تا سال 1801 بی ثمر باقی ماند. در این سال کاملا به طور تصادفی جوزپه پیاتسی مدیر [[رصدخانه]] پالرمو جرم ستاره مانند کوچکی را مشاهده کرد که در نقشه ستارگان وی ثبت نشده بود. پیاتسی طی چند شب رصد متوالی متوجه شد که موضع این جسم در میان ستارگان اندکی جابه جا می شود.وی نخست تصور کرد که این جسم، [[دنباله‌دار]] است اما با ادامه رصد و محاسبه مشخص شد که این جسم کوچک در مداری به شعاع متوسط 2/76 واحدنجومی خورشید را دور می زند. او پنداشت که سیاره گمشده را یافته است و آن را،الهه کشت و کار([[سرس]])نامید. یک سال بعد، هاینریش آلبر اخترشناس آلمانی، جسم دیگری در مدار شبیه به سرس یافت و آن را [[پالاس]] نامید. کشف دومین جرم آسمانی، این تصور را که سرس [[سیاره]] گمشده است، زائل کرد، اما سررشته ای به دست داد مبنی بر اینکه شاید اجرام دیگری از همین گونه وجود داشته باشد. کشف سرس و پالاس آغاز یک رشته اکتشافات سیارک ها بود.[2]

== نامگذاری سیارک ها ==

همینکه مدار سیارکی مشخص می‌گردد، عددی به ترتیب زمان کشف بدان نسبت داده می‌شود و به دنبال آن نامی می‌آورند که نام را معمولاً کاشف بر می‌گزیند مثلاً ۱ سرس. در آغاز نامهای زنانه از اسطوره های یونان و روم انتخاب می‌شد.بعدها نامهایی از نمایشنامه‌های شکسپیر و اپراهای واگنر برگزیده شدند. بسیاری از سیارک‌ها را کاشفان به نامهای زنان، دوستان و حتی سگها و گربه‌های خود نامیدند. همواره نامهایی مونث به کار رفته‌است، جز در مورد چند سیارک که مدارهایی نامتعارف دارند نامهای مذکر نهاده شده‌است.[3]

== پیدایش سیارک ها ==

پیدایش سیارک ها به صورت زیر تبیین شده است: پیش سیاره بسیار پر جرم مشتری بیشتر موادی را که در فضای بین مریخ و خودش قرار داشت جذب کرد انچه باقی ماند فقط برای تشکیل چند جرم کوچک کفایت میکرد.بعد ها یک یا چند جفت از این اجرم کوچک با یکدیگر برخورد کردند و بسیاری از سیارک ها و شهابسنگ های امروزی را به وجود اوردند.[3]

== منابع ==

1. کتاب [[مبانی ستاره شناسی|مبانی ستاره‌شناسی]]/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی [http://fa.wikipedia.org/wiki/%D9%85%D8%A8%D8%A7%D9%86%DB%8C_%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87%E2%80%8C%D8%B4%D9%86%D8%A7%D8%B3%DB%8C_(%DA%A9%D8%AA%D8%A7%D8%A8)] [http://astronomy2012.blogfa.com]

2. تی.دیکسون- ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی چاپ سوم 1387 .

3. دگانی، مایر. نجوم به زبان ساده. ترجمهٔ محمدرضا خواجه‌پور. چاپ سوم. اردیبهشت 1387.

[[Category:علوم سیاره‌ای|علوم_سیاره‌ای]]<br/>[[Category:اجرام کوچک منظومه شمسی|اجرام_کوچک_منظومه_شمسی]]<br/>[[Category:منظومه شمسی|منظومه_شمسی]]