الخصائص الفيزيائية للكويكبات

ما هي الكويكبات كعوالم فردية؟

تم إجراء القياسات الأولى لأحجام الكويكبات الفردية في السنوات الأخيرة من القرن التاسع عشر، وتم استخدام ميكرومتر خيطي وهو أداة تستخدم عادةً مع تلسكوب للقياس البصري لفواصل النجوم المزدوجة، لتقدير أقطار الكويكبات الأربعة الأولى المعروفة، أثبتت النتائج أن سيريس كان أكبر كويكب ويقدر قطره بحوالي 800 كيلومتر (500 ميل)، ظلت هذه القيم هي الأفضل حتى تم إدخال تقنيات جديدة للعثور على البيدوس (الانعكاسات) والأقطار بناءً على قياسات الإشعاع بالأشعة تحت الحمراء وقياسات الاستقطاب بدءاً من عام 1970 تقريباً.

عُرفت الكويكبات الأربعة الأولى باسم الأربعة الكبار، ولأن جميع الكويكبات الأخرى كانت أكثر خفوتاً كان يُعتقد أنها جميعاً أصغر بكثير أيضاً، إن أول كويكب تم تحديد كتلته كان فيستا، وذلك في عام 1966 من خلال قياسات اضطرابها في مدار الكويكب آريت، وتم إجراء أول تحديد معدني للتكوين السطحي لكويكب في عام 1969 عندما حددت قياسات الانعكاس الطيفي معدن البيروكسين في المادة السطحية لكويكب.

تصنيف الكويكبات:

في منتصف السبعينيات استخدم علماء الفلك المعلومات التي تم جمعها من دراسات اللون والانعكاس الطيفي والانعكاس الأبيض، وأدركوا أنه يمكن تجميع الكويكبات في ثلاث فئات تصنيفية واسعة، (C وS وM)، في ذلك الوقت قدروا أن حوالي 75 في المائة تنتمي إلى الفئة (C)، و15 بالمائة للفئة (S) و5 بالمائة للفئة (M)، أما الخمسة بالمائة المتبقية فهي غير قابلة للتصنيف إما بسبب ضعف البيانات أو الخصائص غير العادية حقاً، علاوة على ذلك لاحظوا أن الفئة (S) سيطرت على السكان عند الحافة الداخلية لحزام الكويكبات بينما كانت الفئة (C) هي المهيمنة في المناطق الوسطى والخارجية من الحزام.

في غضون عقد من الزمن تم توسيع هذا النظام التصنيفي، وتم الاعتراف بأن حزام الكويكبات يتألف من حلقات متداخلة من فئات تصنيفية مختلفة، مع فئات محددة (S وC وP وD) تهيمن على السكان على مسافات من الشمس حوالي 2 ،3 ،4 و(5 AU) على التوالي، مع توفر المزيد من البيانات من الملاحظات الإضافية تم التعرف على فئات ثانوية إضافية.

ما هي الخصائص الفيزيائية للكويكبات؟

• الدوران والشكل: يتم تحديد فترات دوران الكويكبات وأشكالها بشكل أساسي من خلال مراقبة سطوعها المتغير على نطاقات زمنية تتراوح من دقائق إلى أيام، تؤدي التقلبات قصيرة المدى في السطوع الناتجة عن دوران كويكب غير منتظم الشكل أو كويكب كروي مرقط إلى إنتاج منحنى ضوئي (رسم بياني للسطوع مقابل الوقت) يتكرر على فترات منتظمة تقابل دوران كويكب فترة، يرتبط نطاق تباين السطوع ارتباطاً وثيقاً بشكل الكويكب أو نقطته ولكن يصعب تفسيره.

يمكن أن تؤدي الاصطدامات الكبيرة إلى تعطيل الكويكبات الصغيرة تماماً، الحطام الناتج عن مثل هذه الاصطدامات يجعل الكويكبات أصغر حجماً، والتي يمكن أن يكون لها تقريباً أي شكل أو معدل دوران، وبالتالي فإن حقيقة عدم ملاحظة فترات دوران أقل من حوالي ساعتين بالنسبة للكويكبات التي يزيد قطرها عن 150 متر تشير إلى أن قوتها المادية ليست عالية بما يكفي لتحمل قوى الجاذبية المركزية التي تنتجها هذه الدورات السريعة.

من المستحيل التمييز رياضياً بين دوران الكرة المرقطة والشكل غير المنتظم للانعكاسية المنتظمة على أساس تغيرات السطوع المرصودة وحدها، ومع ذلك فإن حقيقة أن الجوانب المتقابلة لمعظم الكويكبات لا تختلف أكثر من نسبة قليلة في البياض، حيث تشير إلى أن اختلافات سطوعها ترجع أساساً إلى التغييرات في إسقاط الأجزاء المضيئة منها كما تُرى من الأرض.

الحجم والبياض للكويكبات: حوالي 30 كويكب أكبر من 200 كيلومتر، أكبرها كويكب سيريس، ويبلغ قطره حوالي 940 كم (580 ميل)، تليها (Vesta) على ارتفاع 525 كم (325 ميل)، بالاس على مسافة 510 كم (320 ميلاً) و(10 Hygiea) عند 410 كم (250 ميل)، ثلاثة كويكبات يتراوح قطرها بين 300 و400 كيلومتر (190 و250 ميل) وحوالي 23 منها يتراوح بين 200 و300 كيلومتر (120 و190 ميل).

تشير التقديرات إلى أن 250 كويكب يزيد قطرها عن 100 كيلومتر (60 ميلاً) وربما مليون منها أكبر من كيلومتر واحد (0.6 ميل)، إن أصغر الكويكبات المعروفة هي أعضاء في المجموعة القريبة من الأرض وبعضها يقترب من الأرض في حدود بضع مئات من (1 AU)، يبلغ عرض أصغر الكويكبات التي تقترب من الأرض بشكل روتيني حوالي 100 متر (330 قدم).

الأسلوب الأكثر استخداماً لتحديد أحجام الكويكبات (والأجسام الصغيرة الأخرى في النظام الشمسي) هو القياس الإشعاعي الحراري، تستغل هذه التقنية حقيقة أن الأشعة تحت الحمراء (الحرارة) المنبعثة من الكويكب يجب أن توازن الإشعاع الشمسي الذي يمتصه، وباستخدام ما يسمى بالنموذج الحراري لموازنة الشدة المقاسة للأشعة تحت الحمراء مع تلك الخاصة بالإشعاع في الأطوال الموجية المرئية يمكن للباحثين استخلاص قطر الكويكب، تُستخدم أيضاً تقنيات الاستشعار عن بُعد الأخرى، على سبيل المثال قياس الاستقطاب والرادار والبصريات التكيفية (تقنيات لتقليل التأثيرات المشوهة للغلاف الجوي للأرض)، ولكنها تقتصر على الكويكبات الأكثر إشراقاً أو الأكبر أو الأقرب.

التقنيات الوحيدة التي تقيس القطر مباشرة؛ أي دون الحاجة إلى نمذجة الملاحظات الفعلية هي تلك الخاصة بالاختفاء النجمي والتصوير المباشر باستخدام أدوات متقدمة على الأرض، (على سبيل المثال التلسكوبات الكبيرة المزودة ببصريات تكيفية أو مراصد مدارية مثل هابل سبيس) أو مرور مركبة فضائية، في طريقة الاحتجاب النجمي يقيس المحققون طول الفترة الزمنية التي يختفي فيها نجم عن الأنظار بسبب مرور كويكب بين النجم والأرض، بعد ذلك باستخدام المسافة المعروفة ومعدل حركة الكويكب يمكنهم تحديد قطر الأخير كما يظهر على مستوى السماء.

وللحصول على قياس جيد للقطر يلزم إجراء العديد من القياسات عبر الكويكب، مما يستلزم انتشار العديد من المراقبين بشكل عمودي على مسار ظل الكويكب فوق الأرض، معظم هذه الملاحظات حصل عليها علماء الفلك الهواة، وتم إتقان التقنيات اللازمة لتصوير الكويكبات بشكل مباشر خلال السنوات الأخيرة من القرن العشرين، يمكن استخدامها (والرادار) لرصد كويكب خلال دورة دوران كاملة وبالتالي قياس الشكل ثلاثي الأبعاد.

• الكتلة والكثافة: تكون معظم كتل الكويكبات منخفضة على الرغم من أن الملاحظات الحالية تُظهر أن الكويكبات تشوش بشكل ملموس مدارات الكواكب الرئيسية، وباستثناء المريخ فإن هذه الاضطرابات صغيرة جداً بحيث لا تسمح بتحديد كتل الكويكبات المعنية، القياسات الراديوية التي تم إرسالها من سطح المريخ بين عامي 1976 و1980 من قبل اثنين من مسبار (Viking) وأرصاد رادار التأخير الزمني باستخدام مسبار (Mars Pathfinder) جعلت من الممكن تحديد المسافات إلى المريخ بدقة تبلغ حوالي 10 أمتار أي 33 قدم.

تم العثور على أكبر ثلاثة كويكبات (سيريس وفيستا وبالاس) تتسبب في مغادرة المريخ من مداره المتوقع بما يزيد عن 50 متر (160 قدم) على مدار 10 سنوات أو أقل، وتم استخدام عمليات المغادرة المُقاسة بدورها لتقدير كتل الكويكبات الثلاثة، كما تم تحديد الكتل لعدد من الكويكبات الأخرى من خلال ملاحظة تأثيرها على مدارات الكويكبات الأخرى التي تقترب منها بشكل وثيق ومنتظم على مدارات أقمار الكويكبات أو على المركبات الفضائية التي تدور حول الكويكبات أو تطير بها.