(433) Eros



Informacje, które udało nam się zgromadzić na temat (433) Eros, zostały starannie sprawdzone i uporządkowane, aby były jak najbardziej przydatne. Prawdopodobnie trafiłeś tutaj, aby dowiedzieć się więcej na temat (433) Eros. W Internecie łatwo zgubić się w gąszczu stron, które mówią o (433) Eros, a jednocześnie nie podają tego, co chcemy wiedzieć o (433) Eros. Mamy nadzieję, że dasz nam znać w komentarzach, czy podoba Ci się to, co przeczytałeś o (433) Eros poniżej. Jeśli informacje o (433) Eros, które podajemy, nie są tym, czego szukałeś, daj nam znać, abyśmy mogli codziennie ulepszać tę stronę.

.

(433) Eros
(433) Eros
Zdjęcie: (433) Erosa
Charakterystyka
orbity Epoka (JJ 2453300,5) Na podstawie 5173 obserwacji obejmujących 18 788 dni , U = 0
Półoś wielka ( a ) 218,155 × 10 6 km
(1.458 AU )
Peryhelium ( q ) 169,548 x 10 6 km
(1,133 AU )
Aphelia ( Q ) 266,762 × 10 6 km
(1,783 AU )
Mimośród ( e ) 0,22290
Okres obrotu ( P REV ) 643,219 d
(1,76  )
Średnia prędkość orbitalna ( v orb ) 24,36 km / s
Pochylenie ( ja ) 10.82948 °
Długość węzła wstępującego ( Ω ) 304.401 °
Argument peryhelium ( ω ) 178,664 °
Średnia anomalia ( M 0 ) 320.215 °
Kategoria Amor
Charakterystyka fizyczna
Wymiary 33 × 13 × 13  km
Masa ( m ) 7,2 × 10 15 kg
Gęstość ( ρ ) 2400 kg / m 3
Grawitacja równikowa na powierzchni ( g ) 0,0059 m/s 2
Prędkość uwalniania ( v lib ) 0,0103 km / s
Okres rotacji ( P rot ) d
(5 godz. 16 min)
Klasyfikacja spektralna S
Wielkość bezwzględna ( H ) 11.16
Albedo ( A ) 0,16
Temperatura ( T ) ~ 312 K

Odkrycie
Przestarzały 1898
Odkryty przez Gustav witt
Nazwany po Eros (grecki bóg miłości)
Przeznaczenie 1898 DQ,
1956 PC

(433) Eros to asteroida w Układzie Słonecznym . Zostało odkryte w dniuprzez Auguste Charlois i Carl Gustav Witt , niezależnie, i nazwany na cześć bóstwa miłości z mitologii greckiej .

Jej orbita okresowo przynosi to bardzo blisko Ziemi: ma peryhelium 1,1  AU , a zatem jest asteroida blisko-Ziemia , dość duża kategoria, która obejmuje planetoid, których orbity przecinają się zbliżyć lub że z Ziemi; bardziej szczegółowo, Eros jest typowy dla asteroidy Amor . Chemicznie, że składa się głównie z krzemianów , które klasyfikuje się jako an asteroidy typu S .

Eros ma nieregularny kształt o wymiarach 34,4×11,2×11,2  km . Ma charakterystyczne centralne zwężenie: widziane z biegunów przypomina banana lub orzeszka ziemnego . Jego masa wynosi 6,687 × 10 15  kg , czyli około jednej dziesięciomilionowej masy Księżyca . Jego powierzchnia, złotobrązowa, wydaje się być silnie pokryta kraterami  : rozpiętości jego największych kraterów mają wymiary porównywalne z wymiarami samego Erosa. Obrazy o wysokiej rozdzielczości ujawniają obecność warstwy regolitu pokrywającej cały Eros na szacowanej grubości od 10 do 100  m .

Spośród obiektów Układu Słonecznego tej wielkości najczęściej obserwowany był Eros. Historycznie jego obserwacje odegrały zasadniczą rolę w obliczaniu paralaksy słonecznej (a tym samym w określaniu wartości jednostki astronomicznej ) oraz w obliczaniu masy układu Ziemia-Księżyc . Jest to pierwszy asteroida wokół którego umieszczono w orbicie sonda sonda NEAR Shoemaker od NASA . Po umieszczeniu się na orbiciesonda wylądowała rok później, , na powierzchni asteroidy i przeprowadza tam analizę chemiczną gruntu.

Obserwacja

Eros jest małym, umiarkowanie jasnym ciałem, którego jasność pozorna utrzymuje się między +12 a +15 przez okres kilku lat . W przeciwieństwie do tego, podczas okresowego zbliżania się do Ziemi (około dziesięciu razy na stulecie), może osiągnąć wielkość nawet +8 lub +9. Podczas rzadkich sprzeciwów, które pojawia się co 81 lat - ostatnia była w 1975 roku, a następny będzie 2056 - Eros osiąga wielkość +7.1, staje się jaśniejsza niż Neptune lub planetoid z pasa głównego , z wyjątkiem (4) Vesta , rzadziej (2) Pallas i (7) Iris .

W opozycji, asteroida wydaje się zatrzymać, ale w przeciwieństwie do innych ciał heliocentrycznych w połączeniu z Ziemią, jej pozorny ruch nigdy nie ulega wstecznemu . W momencie odkrycia Eros był jedynym obiektem poza Ziemią, który wykazywał to zachowanie, co później zaobserwowano na innych asteroidach bliskich Ziemi. Jego okres synodyczny , wynoszący 845 ziemskich dni, jest jednym z najdłuższych wśród obserwowanych na małych ciałach Układu Słonecznego .

Historia obserwacji

Odkrycie

Carl Gustav Witt , odkrywca Erosa.

Odkrycie Erosa przypisuje się niemieckiemu astronomowi Carlowi Gustavowi Wittowi , który sfotografował go w nocy zz berlińskiego obserwatorium astronomicznego stowarzyszenia Urania (Urania Sternwarte Berline), jako obiekt o wielkości +11, wykonując precyzyjne obliczenia astrometryczne położenia planetoidy (185) Eunice , uzyskując po dwugodzinnej ekspozycji obraz obszar wyśrodkowany na gwieździe β Aquarii . Jednak zdjęcia asteroidy zostały również zebrane tej samej nocy przez francuskiego astronoma Auguste Charlois w Observatoire de Nice , ale dane te zostały opublikowane przez Charloisa dopiero kilka dni po zdjęciach Witta: podczas gdy jeden obwiniał Charloisa za opóźnienie, podjął publikację swoich wyników, rzeczywiście był krytykowany za to, że nie sprawdził klisz fotograficznych w dniach bezpośrednio po nocy ich wystawy - ponieważ spadł w niedzielę, a będąc świętem - przyczyną opóźnienia był prawdopodobnie problem techniczny z teleskopem, który nie zdołał zniwelować efektu ruchu Ziemi, przez co wytwarzał mniej ostre obrazy. Świadomość tych okoliczności w 2002 roku oznacza, że ​​odkrycie francuskiego astronoma jest dziś uznawane za niezależne.

W niecałe dwa tygodnie Adolf Berberich obliczył wstępną orbitę, która pozwoliła mu zobaczyć wyjątkowość asteroidy w porównaniu ze wszystkimi innymi znanymi w tamtym czasie: w peryhelium obiekt rzeczywiście znajdował się na poziomie orbity Marsa . Kolejne obserwacje, w połączeniu z detekcją obrazów wstępnych odkryć zebranych przez Harvard University Observatory z 1893 roku, pozwoliły na dokładniejsze określenie orbity i odkrycie, że asteroida zbliżyła się do Ziemi w 1894 roku i że pierwsza blisko- Odkryto asteroidę Ziemi .

Nazwa Eros została wybrana przez Witta i Berbericha w odniesieniu do greckiego boga miłości, łamiąc tradycję, która do tej pory przypisywała asteroidom wyłącznie żeńskie imiona.

Kampanie obserwacyjne

Podczas okresowych podejść do Erosa w pobliżu Ziemi, które stwarzają szczególnie sprzyjające warunki obserwacyjne, asteroida była przedmiotem ukierunkowanych kampanii obserwacyjnych – w tym na skalę międzynarodową. Pierwsza miała miejsce w okresie dwulecia 1900-1901. Z tej okazji Stały Międzynarodowy Komitet Fotograficznego Wykonania La Carte du Ciel opracował plan pracy – obejmujący współpracę 58 obserwatoriów z różnych krajów – w celu zmierzenia paralaksy słonecznej (a tym samym określenia średniej odległości Ziemia do Słońca, czyli jednostka astronomiczna ) poprzez pomiary pozycji Erosa.

Wykorzystując fakt, że asteroida znajdowała się w opozycji (od), astronomowie mierzyli kąt między Erosem a różnymi punktami obserwacyjnymi na Ziemi. Odległość planetoidy od Ziemi została następnie wyznaczona za pomocą prostych obliczeń trygonometrycznych : w rzeczywistości pomiary pozwoliły poznać wartości kątów wewnętrznych trójkąta mającego za wierzchołki asteroidy i np. dwa punkty na Ziemia (znana była również długość odległości między dwoma punktami na Ziemi). Astronomowie zbadali następnie trójkąt z wierzchołkami Ziemi, Słońca i asteroidy Eros: zmierzono odległość Ziemia-asteroida; następnie, biorąc pod uwagę okres orbitalny Erosa, odległość Słońce-asteroida można wywnioskować z drugiego prawa Keplera  ; możemy zatem wyznaczyć średnią odległość Ziemi od Słońca, co daje wartość 149 504 000  km (wartość uzyskana za pomocą nowoczesnych pomiarów radarowych to 149 597 870,66  km ). Wyniki zostały opublikowane przez Arthura Roberta Hinksa w 1910 roku. Metodę można w zasadzie zastosować z dowolnym trzecim ciałem, jednak aby pomiary kątowe były jak najdokładniejsze, konieczne jest, aby trzecie ciało znajdowało się blisko Ziemi. Stąd zainteresowanie wykonaniem tych obliczeń z wykorzystaniem danych uzyskanych z obserwacji planetoidy Eros.

Druga międzynarodowa kampania mająca na celu lepsze przybliżenie paralaksy słonecznej została zorganizowana w latach 1930-1931 przez Komisję Paralaksy Słonecznej Międzynarodowej Unii Astronomicznej . Tym razem asteroida osiągnęła odległość około 0,178 AU od Ziemi, znacznie mniejszą niż poprzednio. Wyniki zostały opublikowane w 1941 roku przez Harolda Spencera Jonesa .

W 1901 roku francuski astronom Charles André odnotował również okresowe zmiany jasności Erosa i zaproponował, że obiekt może składać się z dwóch jąder w kształcie "  hantle  ". W 1931 roku południowoafrykańscy astronomowie van den Bos i Finsen opisali kształt asteroidy „jak ósemka”, zmierzyli okres obrotu na 5 godzin i 17 minut i oszacowali średnicę na 23  km (dość zbliżoną do obecnej wartości). 21  km ). W tym czasie przeanalizowano również krzywe blasku Erosa w celu określenia okresu obrotu i kierunku osi obrotu planetoidy.

Orbita, po której podąża asteroida, czyni ją szczególnie odpowiednią do określania masy układu Ziemia-Księżyc , poprzez ocenę zmian wywołanych w jej ruchu podczas bliskich spotkań z tym układem. W rzeczywistości orbita każdego obiektu poruszającego się wokół Słońca jest zakłócana przez grawitacyjne działanie głównych planet. Ponieważ można określić masę planety porównując rzeczywistą orbitę danego obiektu z przewidywaną dla tego samego obiektu przez mechanikę Keplera , orbita pokonywana przez obiekt musi być znana z wystarczającą dokładnością i zakłócenia generowane przez grawitacyjne działanie planety musi mieć znaczną intensywność. Rzeczywiście, biorąc pod uwagę fakt, że zaburzenia te są odwrotnie proporcjonalne do kwadratu odległości, konieczne jest, aby obiekt zbliżył się wystarczająco do planety, dla której chce się wyznaczyć masę. Eros spełnia oba te wymagania, ponieważ spośród obiektów Układu Słonecznego tej wielkości jest najlepiej zbadany. Można go obserwować z Ziemi w każdym punkcie swojej orbity i okresowo zbliża się do naszej planety.

Eduard Noteboom w 1921 r. jako pierwszy dokonał takich obliczeń na podstawie obserwacji z lat 1893-1914; Witt powtórzył je w 1933 roku z obserwacji w dłuższym okresie od 1893 do 1931 roku. Wreszcie trzecia wartość została zaproponowana przez Eugene'a Rabe'a w 1950 roku, wykorzystując obserwacje otrzymane w latach 1926-1945, a która została zrewidowana w 1967 roku przez Rabe i Mary Parmenter Francis. Następnie, w celu dalszej poprawy szacowania masy układu Ziemia-Księżyc, łatwiej było zastosować sondy kosmiczne.

Asteroida była przedmiotem trzeciej kampanii obserwacji w latach 1974-1975, podczas szczególnie interesującego podejścia do Ziemi, której wyniki opublikowano w maju 1976 r. w czasopiśmie Icarus . Eros zaobserwowano w podczerwieni, na radarze iw widzialnym; astronomowie byli więc w stanie oszacować jego albedo (0,19 ± 0,01), jego rozmiar (13 × 15 × 36  km ), okres obrotu (5 godzin 16 minut i 13,4 sekundy) oraz kierunek osi obrotu. Udało im się uzyskać dokładne wskazówki dotyczące jego składu, a obserwacje w podczerwieni wykazały obecność na powierzchni związku podobnego do regolitu księżycowego.

, zaobserwowano również ze Stanów Zjednoczonych zakrycie przez Erosa gwiazdy κ Geminorum (o wielkości 3,73), o której jako jedynej mamy historyczny zapis.

W latach 80. i 90. Eros był przedmiotem obserwacji radarowych, które miały na celu dokładniejsze określenie jego wielkości, kształtu i, bardziej ogólnie, zebranie jak największej ilości informacji w perspektywie misji NASA Near. uruchomienie w 1996 roku.

W Eros ponownie przeszedł w pobliżu Ziemi, osiągając odległość porównywalną z obserwowaną w 1931 roku i był przy tej okazji przedmiotem nowych obserwacji.

Misje kosmiczne

W 1996 roku NASA wystrzeliła Near Earth Asteroid Rendezvous , później przemianowaną na NEAR Shoemaker , która została opracowana w celu przeprowadzenia dogłębnych badań asteroidy bliskiej Ziemi . Zgodnie ze specyfikacją projektową, ograniczenia delta-v rakiety narzucały manewry orbitalne, które stawiały przelot nad Erosa na granicy wykonalności, dlatego też inne cele bliższe Ziemi były swego czasu preferowane, jak (1943) Anteros , (3361) ) Orfeusz lub (4660) Nereus . Wizyta na Erosa została uznana za ciekawszą i dlatego została osiągnięta dzięki ustaleniu odpowiedniego planu lotu – obliczonego przez Roberta W. Farquhara  – który przewidywał manewr grawitacyjnego procy z Ziemią i przelot asteroidy (253) Matylda z pas główny.

Misja była jednak zagrożona niepowodzeniem, gdy w czasie pierwszego manewru spotkania, po dotarciu do celu, w pobliżu Erosa, wystąpiła awaria kontroli położenia sondy, co doprowadziło do utraty kontaktu na 27 godzin. Spowodowało to opóźnienie spotkania z Erosem o około 1 rok, pierwotnie zaplanowanego na, data, w której statek kosmiczny miał wejść na orbitę wokół asteroidy.

NEAR Shoemaker krążył wokół Erosa, progresywnie opisując coraz bliższe orbity, aż do okrążenia w promieniu 35  km – zarówno na płaszczyźnie biegunowej asteroidy, jak i na płaszczyznach równikowych – przeloty i bryły osiągające minimalną odległość od 2 do 3  km od powierzchni . Mapowanie powierzchni i identyfikacja formacji geologicznych umożliwiły pomiary grawimetryczne oraz analizę składu asteroidy za pomocą spektrometrów podczerwieni i rentgenowskiego . , czyli na dwa dni przed zakończeniem pierwotnie zaplanowanej misji podjęto próbę kontrolowanego zejścia na powierzchnię, zakończonego lądowaniem sondy w pobliżu krateru Himéros – znajdującego się w pobliżu „siodła” asteroida. Ku zaskoczeniu kontrolerów misji sonda działała jeszcze przez kolejne szesnaście dni i byli w stanie wykonać pomiary składu gleby w miejscu lądowania za pomocą spektrometru promieniowania gamma , nieefektywne pomiary w obserwacjach wykonywanych na orbicie. Misja zakończyła się dnia następujący.

Parametry orbity i obrotu

Planetoida Eros orbity średniej odległości od Słońca o 217,5 mln km, co odpowiada około 1,5 AU i kończy pełny obrót wokół naszej gwiazdy w 643,246 dni lub 1,76 lat. Orbita jest nachylona o 10,830 ° w stosunku do płaszczyzny ekliptyki  ; ze względu na ekscentryczność równą 0,223 odległość między planetą a Słońcem waha się między dwiema absydami o około 276 000 000  km : peryhelium , czyli najbliższy Słońcu punkt orbity, znajduje się w odległości 1,113 AU od naszej gwiazdy, natomiast aphelia , punkt orbity maksymalnej odległości od Słońca wynosi 1,783 AU . Orbita Erosa znajduje się zatem zawsze poza orbitą Ziemi – opisując w ten sposób typową orbitę asteroidy Amor – przecina się również z orbitą Marsa. Minimalna odległość między orbitą Erosa a orbitą Ziemi (w języku angielskim Minimalna odległość przecięcia orbity lub MOID ) jest równa 0,148532 AU. Wartość ta została zrealizowana w 1975 roku i zostanie ponownie obliczona w 2056 podczas kolejnego podejścia Erosa do naszej planety.

Obiekt może pozostawać na orbicie, po której podróżuje Eros, przez dziesięć milionów lat, zanim zostanie zakłócony przez oddziaływania grawitacyjne z planetami Układu Słonecznego . Symulacje przeprowadzone przez Patrick Michel i jego współpracownicy sugerują, że Eros może stać się Aton lub Apollo- typ pobliżu - asteroida Ziemi . (Które przecinają orbitę Ziemi) w ciągu dwóch milionów lat i niezerowej prawdopodobieństwo zostało obliczone, że Eros wreszcie zderza się z naszej planety .

Eros wykonuje jedną rotację w 5,27 godziny; jego oś obrotu nachylona o 89° w stosunku do płaszczyzny jej orbity jest poddawana ruchowi nutacji , który generuje oscylacje sięgające 55" (dla porównania amplituda nutacji Ziemi jest rzędu 2") w kierunku prostopadle do płaszczyzny orbity; ruch precesyjny , któremu podlega, wynosi jednak 2,84” rocznie.

Trening

Kilka wskazówek wskazuje, że Eros jest fragmentem istniejącego wcześniej ciała niebieskiego. Jest również mało prawdopodobne, aby uformował się w pobliżu jego orbity, ponieważ populacja obiektu bliskiego Ziemi (NEO) jest niestabilna przez okresy ponad dziesięciu milionów lat. Jednak zgodnie z modelami formacji Układu Słonecznego mógł powstać w wewnętrznej części pasa głównego , zdominowanego przez asteroidy typu S , które dzielą jego skład. Eros mógł opuścić pas główny około 16 milionów lat temu. Niektórzy włoscy astronomowie uważają, że zidentyfikowali - na podstawie badań dynamiki orbitalnej i analiz spektroskopowych - rodzinę Marii, która składałaby się z innych fragmentów macierzystego ciała Erosa.

Na Erosie nie wykryto pola magnetycznego ; jeśli istnieje, musi być mniejsza niż granica czułości magnetometru na sondzie NEAR Shoemaker  : 4  nT . Można to wytłumaczyć faktem, że asteroida w procesie formowania nigdy nie przeszłaby przez fazę ciekłą.

Charakterystyka chemiczna i fizyczna

Masa i rozmiar

Asteroida Eros jest drugim co do wielkości NEO po (1036) Ganimedesie . Ma nieregularny kształt i wygląda jak ogromny banan będący kontynuacją jego kijów, lub orzech ziemny, ze względu na zwężenie środkowej części, zwany „siodłem” ( saddle w języku angielskim). Można ją z grubsza opisać za pomocą elipsoidy o wymiarach 34,4  km × 11,2  km × 11,2  km , co odpowiada średniej średnicy 16,84 ± 0,06  km . Zajmuje objętość ok. 2500  km 3 , a jej powierzchnia obejmuje ok. 1125  km 2 .

Z pomiarów radiometrycznych wykonywane podczas misji NEAR Shoemaker pomógł określić dokładną masę Erosa równej 6.687 ± 0.003 x 10 15 kg, od około jednej dziesiątej milionowa masy księżyca. Porównując tę ​​wartość z jej objętością, otrzymujemy gęstość 2 670 ± 30 kg/m 3 , zbliżoną do gęstości skorupy ziemskiej. Ponieważ obiekt nie ma kształtu kulistego, grawitacja na jego powierzchni zmienia się w zależności od punktu od 2,1 do 5,5 mm / s 2  ; W rzeczywistości zależy to od odległości od lokalnego punktu do środka ciężkości asteroidy. Szybkość ucieczki powierzchni - w odniesieniu do wartości z przyspieszenia ziemskiego i lokalnego wartości dośrodkowego przyspieszenia w funkcji ruchu obrotowego asteroidy - może zmieniać się od 3,1 do 17, 2  m / s .

Kompozycja

Spektroskopowo Eros można zaklasyfikować jako asteroidę typu S (IV), gdzie IV jest wskaźnikiem (w skali od I do VII przedstawionej przez Gaffey i wsp. w 1993) zawartości oliwinu i ortopiroksenu na powierzchni. . W szczególności asteroidy grupy IV charakteryzują się dużą zmiennością w relacji między oliwinem a ubogim w wapń ortopiroksenem (krzemianem żelaza) i są związane ze zwykłymi chondrytami. W przypadku konkretnego Erosa obserwacje podczerwieni wykonane z Ziemi sugeruje, że kompozycja asteroidy była dość bogata w oliwinu i właściwości wykazywaną zaczerpnięte z Type S (II) asteroidy, podczas gdy inna część asteroidy mówi się, że bogaty w piroksen , o cechach podobnych do asteroid typu S (V). Widmowa klasyfikacja Erosa wykazałaby zatem równowagę między tymi dwoma rodzajami powierzchni.

Obserwacje wykonane za pomocą spektrografu w podczerwieni (NIS) znajdującego się na pokładzie sondy NEAR Shoemaker wykazały większą jednorodność w składzie powierzchni, z kilkoma wyjątkami, zwłaszcza wokół obszarów w pobliżu kraterów uderzeniowych. Widmo zebrane przez instrument wykazuje dwa główne pasma absorpcji w okolicach 1 i 2 μm, które zostały powiązane z obecnością minerałów maficznych, takich jak oliwin i piroksen , z obfitością mierzoną jako stosunek ortopiroksenu (opx) do oliwinu plus ortopiroksen (ol + opx) 42 ± 4%. Naukowcy są jednak przekonani, że potrafią rozróżnić obecność co najmniej trzech innych pierwiastków mineralnych, z których tylko jeden charakteryzuje się wystarczającą ilością danych do zidentyfikowania. Sugeruje się obecność bogatego w wapń klinopiroksenu w postaci diopsydu lub augitu , który występuje również w chondrytach typu H, L i LL z odsetkami odpowiednio 12, 17 i 19%. Poprawa znajomości składu Erosa będzie szła w parze z lepszym zrozumieniem działania używanego instrumentu, a co za tym idzie, lepszą kalibracją zebranych danych.

Skład pierwiastkowy
Raport
obfitości
XRS GRS
Zwykły chondryt
Mg / Si 0,85 ± 0,11 0,75 0,80
Al / Si 0,068 ± 0,022 - 0,064
S / Si <0,05 - 0,11
Ca / Si 0,077 ± 0,006 - 0,071
Fe / Si 1,65 ± 0,27 0,80 1,0 (
dł.) 1,2 (dł.)
1,6 (wys.)
Fe / O - 0,28 0,5 ÷ 0,8
Jeśli / O - 0,61 0,5
K (Waga%) - 0,07 0,08

W projekcie NEAR Shoemaker zebrano również dane na temat składu pierwiastkowego Erosa za pomocą spektrometrów rentgenowskich i gamma. Oszacowany jako stosunek pierwiastkowy do krzemu, pomiary wykonane na całej powierzchni za pomocą spektrometru rentgenowskiego (PAE) dały wyniki podobne pod pewnymi względami do składu zwykłych chondrytów (na Fe/Si, Al/Si i Mg/Si) , ale z niewielką ilością siarki. Nie wiemy, czy ogranicza się to do badania na kilkunastu μm pod powierzchnią (co odpowiada penetracji instrumentu), czy też wewnątrz planetoidy są jeszcze jakieś. Spektrometr promieniowania gamma (GRS) dostarczył danych ważnych tylko wtedy, gdy sonda została umieszczona na powierzchni, po przeszacowaniu jej zasięgu. Pomiary są zatem ograniczone do około jednego metra sześciennego Erosa. Przyrząd wykrywa wartości zasobności potasu oraz stosunki Mg/Si i Si/O porównywalne do tych mierzonych w chondrytach, ale z niską zawartością żelaza w stosunku Fe/Si i Fe/O.

Pierwszy problem stwarzany przez te dane jest związany z niedoborem siarki na powierzchni. Zaproponowano co najmniej trzy mechanizmy, które mogą to uzasadnić, najbardziej prawdopodobnym jest to, że pierwiastek zostałby utracony w kosmosie na skutek bombardowania promieniowaniem i mikrometeorytów zachodzących na jego powierzchni ( wietrzenie przestrzeni ). Drugą otwartą kwestią jest różnica w stosunku Fe/Si mierzonym przez te dwa instrumenty; najbardziej prawdopodobną hipotezą jest to, że powstaje z oddzielenia żelaza od krzemianów w regolicie. Ogólnie rzecz biorąc, ostatecznie obserwacje nie pozwalają na powiązanie Erosa z konkretną podklasą zwykłych chondrytów i pozostają wątpliwości co do efektywnej reprezentacji regolitu w ogólnym składzie asteroidy.

Spekulowano, że Eros może zawierać większe ilości złota, srebra, cynku, glinu i innych metali niż wykryto, nawet wyższe niż te, które można wydobyć z najbardziej zewnętrznych warstw skorupy ziemskiej.

Struktura wewnętrzna

Eros jest ciałem o zasadniczo jednolitej strukturze wewnętrznej, na co wskazuje rozkład jego pola ciężkości oraz fakt, że jego środek ciężkości praktycznie pokrywa się ze środkiem jego objętości. Wykazuje jednak nieco niższą gęstość niż zwykły chondryt (CO) – średnio 3400 kg/m 3  – co sugeruje, że wykazuje znaczną porowatość makroskopową, szacowaną na od 21% do 33%. Byłoby to zgodne z historią zderzeń, które poważnie rozbiły asteroidę, nie niszcząc jej. Na powierzchni można zidentyfikować struktury, które wykazują dużą gęstość materii; kawałki pozostałyby wówczas w dużej mierze na miejscu lub uległyby jedynie niewielkim przemieszczeniom, które mogłyby doprowadzić do powstania wewnętrznych wnęk.

Buczkowski i jego koledzy twierdzili w 2008 roku, że możliwe jest odczytanie innej historii z elementów powierzchniowych na obu końcach Erosa i zasugerowali, że asteroida składa się z dwóch stykających się części. Stworzenie szczegółowej bazy danych charakteryzującej powierzchnię Erosa skłoniło autorów do dokonania przeglądu swoich hipotez w 2009 roku, obiekt mając zidentyfikowane struktury obecne na obu końcach planetoidy, byłoby istotne dla poparcia idei, że Eros jest zwarty obiekt.

Wreszcie R. Greenberg uważa, że ​​można zidentyfikować równolegle do formacji Hinks Dorsum - wcześniej uznawanej za uskok ściskający - żyłę skał, która byłaby mocnym punktem wewnętrznej struktury asteroidy, która może mieć swój początek w macierzysty korpus Erosa, który byłby wówczas zachowany, odporny na erozyjne działanie uderzeń. Taka struktura mogła być źródłem wydłużonego kształtu asteroidy.

Powierzchnia

Wybitnymi formami na powierzchni Erosa są trzy kratery uderzeniowe. Największy, Himeros, ma około 11 km średnicy  i 1,5 km głębokości  i znajduje się po wypukłej stronie asteroidy. Na południowo-zachodniej krawędzi pokrywa krater Charlois, który ma około 7  km średnicy i kilkaset metrów głębokości, znacznie młodszy niż pierwszy krater. Wewnątrz znajduje się stosunkowo głęboka, nieskonsolidowana warstwa regolitu. Wreszcie po wklęsłej stronie znajduje się krater Psyche o średnicy około 5  km i głębokości 1  km . Krater jest stary, ponieważ na jego grzbiecie znajdują się cztery kratery o średnicy około 1  km każdy, a ponieważ zawiera materiał wyrzucony przez uderzenie, które utworzyło formację Charlois Regio , z konieczności jest wcześniejszy od tego. Nie można jednak określić, czy jest on czasowo przedni czy tylny od Himeros, ponieważ ich powierzchnie nie są wystarczająco reprezentatywne, aby stanowić statystycznie istotną próbkę.

Pogłębiając odczyt do wyższej rozdzielczości (od 1  km do 100  m ), można wyróżnić na powierzchni kraterów zachodzące na siebie grzbiety i prążki. W szczególności formacja Hinks Dorsum rozciąga się na 18  km na półkuli północnej i może być przejawem bardzo dużego uskoku, który znajduje przedłużenie w formacji Callisto Fossae , po przeciwnej stronie asteroidy. Jak już wspomniano, R. Greenberg interpretuje to jako cechę spójnej siły ciała, a nie jako słabość asteroidy.

Liczba małych kraterów (mniej niż 100-200  m ) jest znacznie mniejsza niż teoretycznie oczekiwana, podobnie jak na księżycu Marsa, Fobosie i na wysokich płaskowyżach księżycowych. Sugerowano, że może to być wynikiem ruchu regolitu - spowodowanego nachyleniem powierzchni lub fal sejsmicznych generowanych przez zdarzenia uderzeniowe - które zatarłyby ślady niewielkich uderzeń. Uważa się, w szczególności, że zidentyfikowano uderzenie, które dało początek formacji Charlois Regio, jako przyczynę braku małych kraterów (o średnicach poniżej 500  m ) w różnych strefach odpowiadających 40% całkowitej powierzchni. z asteroidy. Uważa się, że degradacja powierzchni została spowodowana energią sejsmiczną, wytworzoną przez uderzenie i rozprzestrzenioną po całym ciele asteroidy za pomocą fal sejsmicznych. Zaburzenia te są odpowiedzialne za upadek małej istniejącej konstrukcji oddalonej okm w linii prostej od miejsca uderzenia. Duży zasięg powierzchni najwyraźniej dotkniętej tym zjawiskiem tłumaczy się również nieregularnym kształtem asteroidy, który wzmacnia już wynikający z tego efekt kulistego obiektu: punkty powierzchni, nawet przeciwległe na średnicy, z odległością obliczoną w obszarze znacznie większym niż 9  km , może być, w odległości liniowej, poniżej tego limitu. Ogólnym wynikiem jest niejednorodny rozkład gęstości krateru na powierzchni. To samo uderzenie powinno wygenerować większość skał rozrzuconych po powierzchni asteroidy. To pokolenie zostało wyjaśnione szczególną lokalizacją uderzenia, które nastąpiło na krawędzi innego dużego krateru i mogło dotrzeć do głębszych warstw asteroidy.

Wreszcie poniżej 50  m skały i struktury związane z transportem regolitu dominują w morfologii powierzchni. Nie pozwalają jednak na wykrycie najmniejszego śladu wychodni skał podłoża wewnętrznego.

Regolith na (433) Eros, sfotografowany podczas końcowej fazy lądowania sondy NEAR Shoemaker na asteroidzie.

Warstwa regolitu na powierzchni wydawałaby się dla ludzkiego oka niezwykle jednolita i złotobrązowa. Główne anomalie kolorystyczne byłyby reprezentowane przez dwa rodzaje osadów, każdy charakteryzujący się wysokimi wartościami albedo, identyfikowanymi na stromych ścianach niektórych dużych kraterów i interpretowanymi jako wychodnie materiału tworzącego wewnętrzne podłoże mniej narażone na zużycie. w wyniku zjawiska poślizgu warstwy wierzchniej); druga, wspomniana niecka (stawy), pozioma i o wypolerowanej powierzchni, wykazująca niebieskawy komponent koloru, bardziej intensywny niż otaczający teren. Te ostatnie byłyby produkowane z drobnych materiałów, które wypełniłyby istniejące kratery, aby ustabilizować się na powierzchni w równoważny sposób. Uzyskanie obserwowanych cech wymagałoby głębokości 20  cm . Kolor niebieski może być wynikiem wielkości ziarna, ale także oddzielenia żelaza od krzemianów. Staw składałby się głównie z krzemianów, podczas gdy żelazo osiągnęłoby równowagę na większej głębokości. To może również wyjaśniać odkrycia GRS, ponieważ NEAR Shoemaker wylądował tuż obok stawu. Sugerowano, że materiał tworzący staw pochodziłby z wnętrza asteroidy lub - zgodnie z najnowszą hipotezą - mógłby pochodzić z wietrzenia skał wywołanego cyklami termicznymi. Możliwe, że na obszarach bezpośrednio oświetlonych światłem słonecznym gleba na peryhelium osiąga temperaturę powierzchniową 100  ° C  ; natomiast pomiary wykonane w godzinach nocnych wskazywały na temperaturę bliską -150  °C . Dzienny zakres temperatur wynosi od 10 do 100  °C .

Warstwa regolitu osiąga miąższość większą niż co najmniej 10  m , ale w niektórych miejscach może dochodzić nawet do 100  m . Zakłada to, że istnieje wyraźna granica między samym regolitem a głębszą warstwą skały zwięzłej.

Eros w kulturze

Kiedy odkryto Erosa, wprowadzono już rozróżnienie między planetami a asteroidami ( pomniejszymi planetami lub planetoidami ). Niemniej jednak jego osobliwości przyciągnęły uwagę społeczności naukowej i opinii publicznej: w rzeczywistości Eros był nie tylko pierwszym obiektem odkrytym między Ziemią a Marsem, ale jego podejścia do Ziemi okresowo przypominały komety .

Jest prawdopodobne, że Eros jest po Ceres drugą najczęściej wymienianą asteroidą w utworach literackich i naukowych.

Asteroida po raz pierwszy pojawia się w powieści angielskojęzycznej Our Distant Cousins (1929) irlandzkiego pisarza Lorda Dunsany'ego , w której przygoda lotnika kończy się na asteroidzie po błędzie nawigacji podczas podróży powrotnej z Marsa; Eros to żywy świat, pokryty lasami i zamieszkany przez zwierzęta podobne do ziemskich, ale bardzo małe. Miejscem akcji komiksu On the Planetoid Eros z serii Buck Rogers jest Eros, po raz pierwszy został opublikowany między i w Stanach Zjednoczonych .

W 1933 roku przyszły fizyk , wówczas dziewięcioletni Freeman Dyson , napisał niedokończoną historię Erolunar Collision Sir Phillipa Roberta , w której wyobraża sobie wyprawę na Księżyc, aby obserwować zderzenie asteroidy Eros z satelitą. Temat kolizji może powrócić później. Tak więc w odcinku Goście z kosmosu serialu Space Angel  (w) Eros po raz pierwszy pojawia się w telewizji w 1962 roku; następnie można go znaleźć w Superman vs The Flash LCE wydanym między październikiem aprzez DC Comics  ; w filmie telewizyjnym Asteroid z 1997 roku w reżyserii Bradforda Maya oraz w powieści Stephena Baxtera Evolution z 2003 roku .

Odnajdujemy również sytuację, wspólną dla innych asteroid, gdzie Eros jest statkiem kosmicznym - dzieje się to w serii sześciu powieści Dig Allen Space Explorer (1959-1962) autorstwa Josepha Greene'a  - gdzie Eros zamienia się w statek kosmiczny. powieść The City of the Aztecs (Captive Universe, 1969) autorstwa Harry'ego Harrisona, w której asteroida zostaje przekształcona w statek pokoleniowy.

W odcinku The Daughter of Eros (1969), brytyjskim komiksie Jeffa Hawke'a , asteroida jest siedzibą placówki potencjalnie wrogich najeźdźców, którzy, pozostając incognito , udają się podstępnymi metodami, aby anulować misję lądową.

W nowej Strategii Endera (1985) przez Orson Scott Card , szkoła komenda znajduje się na Erosa, zwerbowany przez kosmitów zwanych Colorado Chrząszcze przeciwko którym ludzkość od dawna w stanie wojny; podczas gdy w fabule Michaela Swanwicka Wetware (Vacuum Flowers, 1987) Eros jest otoczony przez rój stacji kosmicznych.

Eros pojawia się w amerykańskim serialu telewizyjnym The Expanse . Jest to ludzka kolonia zamieszkana przez „Belturian”, ludzi żyjących w pasie asteroid .

Uwagi i referencje

Uwagi

  1. Przed wykorzystaniem danych Erosa metoda została wypróbowana z (7) Iris , (12) Victoria i (80) Sappho ( Gino Cecchini 1952 , s.  379-380).
  2. Wskaźnik liczebności oszacowany na podstawie aktualnej wagi ilościowej pojedynczego pierwiastka.
  3. Rozróżnienie między planet i asteroidów, z nielicznymi wyjątkami, został wprowadzony w drugiej połowie XIX -go  wieku.
    (en) Hilton, JL, „  Kiedy asteroidy stały się mniejszymi planetami  ” , Obserwatorium Marynarki Wojennej Stanów Zjednoczonych,(konsultowano 9 września 2011 r. )

Bibliografia

  1. (en) 433 Eros (1898 DQ)  " , na JPL Small-Body Database Browser , Jet Propulsion Laboratory ,(dostęp 15 września 2009 )
  2. Obliczono na podstawie JPL Horizons 24 lutego 2014 r.
  3. (w) Encyclopaedia Britannica: nowa ankieta powszechnej wiedzy , lotu.  8, Encyklopedia Britannica,, "Eros" , s.  695
  4. (w) Hans Scholl i Lutz D. Schmadel, Okoliczności odkrycia pierwszej asteroidy bliskiej Ziemi (433) Eros , tom.  15,( czytaj online ) , s.  210–220
  5. Donald K. Yeomans , s.  417-418, 1995.
  6. (i) L Pigatto i V. Zaniniego, 433 Eros Sprzeciw 1900 słonecznego paralaksy pomiaru , tom.  18,( przeczytaj online ) , P254 Streszczenia referatów i plakatów prezentowanych na dorocznym spotkaniu naukowym Astronomische Gesellschaft na wspólnym europejskim i krajowym spotkaniu JENAM 2001 Europejskiego Towarzystwa Astronomicznego i Astronomische Gesellschaft w Monachium, 10-15 września 2001 r.
  7. „S. De Meis, J. Meeus”

    - s. 10, DeMeis

    .
  8. (w) SJ Brown, „  Możliwości uzyskania paralaksy słonecznej z równoczesnych obserwacji mikrometra (433) Erosa  ” , Astronomische Nachrichten , tom.  153,, s.  131 ( DOI  10.1002 / asna.19001530803 , przeczytany online , dostęp 6 marca 2012 )
  9. (w) WW Bryant, A History of Astronomy , Londyn, Methuen & Co. ,, s.  154-155
  10. Gino Cecchini 1952 , s.  379-380.
  11. (w) HS Jones, „  Eros, O przydatności dla dokładnego określenia paralaksy słonecznej  ” , Comiesięczne zawiadomienia Królewskiego Towarzystwa Astronomicznego” , tom.  100,, s.  422-434 ( przeczytaj online , skonsultowano 6 marca 2012 r. )
  12. (w) Spencer H. Jones , „  Paralaksa słoneczna i masa księżyca z obserwacji Erosa w opozycji z 1931 roku  ” , Memoirs of the Royal Astronomical Society , tom.  LXVI, n O  część II,
  13. Ch.André, „  O układzie utworzonym przez podwójną planetę (433) Eros  ”, Astronomische Nachrichten , tom.  155 n O  3698,, s.  27-28 ( przeczytaj online , konsultacja 6 marca 2012 )
  14. S. Taffara, „  Sul periodo della variazione luminosa del pianetino Eros  ” Memorie della Società Italiana Astronomia , tom.  7,, s.  183-187 ( przeczytane online , konsultowane 6 marca 2012 )
  15. WH van den Bos, WS Finsen , s.  330, 1931.
  16. Joseph Veverka, Eros: Specjalne wśród asteroid w J. Bell, J. Mitton (red.) , s.  4, 2002.
  17. E. Rabe , s.  13-14, 1971.
  18. (i) SJ Ostro KD Rosema i RF Jurgens, „  kształt Erosa  ” , Ikar , tom.  84 N O  2, s.  334-351 ( DOI  10.1016 / 0019-1035 (90) 90042-8 , przeczytaj online , dostęp 7 marca 2012 r. )
  19. (z) B. Zellner, fizyczne właściwości asteroid 433 Eros  " , Ikara , obj.  28,, s.  149-153 ( DOI  10.1016 / 0019-1035 (76) 90097-X )
  20. E. Rabe , s.  18-19, 1971.
  21. (De) E. Noteboom, Beiträge zur Theorie der Bewegung des Planeten 433 Eros  " , Astronomische Nachrichten , tom.  214,, s.  153-170 ( czytane online , konsultowane 7 marca 2012 r. )
  22. (w) E. Miner i J. Young, Pięciokolorowa fotometria fotoelektryczna asteroidy 433 Eros  " , Icarus , tom.  28,, s.  43-51 ( DOI  10.1016 / 0019-1035 (76) 90085-3 )
  23. (i) D. Morrison, Średnica i bezwładność cieplna 433 Eros  " , Ikar , tom.  28,, s.  125-132 ( DOI  10.1016 / 0019-1035 (76) 90094-4 )
  24. David Dunham i in. , Wykaz wszystkich obserwacji zakrycia planetoid  " , na temat World Asteroidal Occultations ,(dostęp 7 marca 2012 r . ) .
  25. „  NEAR Przegląd misji i projekt trajektorii  ”. 
  26. (w) Raport końcowy Komisji Rewizyjnej NEAR Anomaly, The Rendezvous Burn NEAR Anomaly z grudnia 1998 r. , NASA( przeczytaj online )
  27. (en) JV McAdams, DW Dunham i RW Farquhar, NEAR Mission Design  " , Johns Hopkins APL Technical Digest , tom.  23, n o  1,, s.  18-33 ( czytaj online , konsultacja 25 października 2011 r. )
  28. (en) Helen Worth, „  Koniec przygody z planetoidami: NEAR Shoemaker Phones Home for the Last Time  ” , Laboratorium Fizyki Stosowanej, Uniwersytet Johnsa Hopkinsa,(dostęp 25 października 2011 )
  29. AF Cheng , 2002.
  30. (w) P. Michel, P. Farinella i Ch. Froeschlé, Ewolucja planetoidy orbitalnej Eros i implikacje dla zderzenia z Ziemią  " , Nature , tom.  380,, s.  689-691 ( DOI  10.1038 / 380689a0 )
  31. (en) JK Miller i in. , „  Określanie kształtu, grawitacji i stanu rotacji asteroidy 433 Eros  ” , Icarus , tom.  155 n o  1,, s.  3-17 ( DOI  10.1006 / icar.2001.6753 , przeczytany online , dostęp 16 listopada 2011 )
  32. (w) Jean Souchay i in. , „  Precyzyjne modelowanie rotacji Erosa 433  ” , Icarus , tom.  166 n O  2, s.  285-296 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2003.08.018 , przeczytane online , dostęp 16 listopada 2011 )
  33. AF Cheng , s.  357 i 360, 2002.
  34. (2001) “  O historii orbitalnej i kolizyjnej (433) Erosa  ”. 
  35. (w) J. Gradie i E. Tedesco, Struktura kompozycyjna pasa planetoid  " , Science , tom.  216 n O  25,, s.  1405-1407 ( DOI  10.1126 / nauka.216.4553.1405 )
  36. (w) Vincenzo Zappalà i A. Cellino, pan di Martino, F. Migliorini, P. Paoligoù, „  Rodzina Marii: struktura fizyczna i możliwe implikacje dla pochodzenia olbrzymich NEA  ” , Icarus , tom.  129 n o  1,, s.  1-20 ( DOI  10.1006 / icar.1997.5749 , przeczytane online , dostęp 19 listopada 2011 )
  37. AF Cheng , s.  361, 2002.
  38. J. Veverka, Eros: Specjalne wśród asteroid w J. Bell, J. Mitton (pod redakcją) Bell2002 , s.  1, 2002.
  39. MS Robinson i in. , s.  1654, 2002.
  40. DK Yeomans i in. , 2000.
  41. M. S. Robinson et al. , s.  1654-1656, 2002.
  42. DK Yeomans i in. , s.  2087, 2000.
  43. SL Murchie, CM Pieters , 1996.
  44. AF Cheng i zespół NEAR, „  Najważniejsze wydarzenia z misji NEAR na 433 Eros  ”, Biuletyn Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego , tom.  32,, s.  993 ( przeczytane online , konsultowane 19 listopada 2011 )
  45. (en) MJ Gaffey i in. , „  Warianty mineralogiczne w klasie asteroid typu S  ” , Ikar , tom.  106,, s.  573 ( DOI  10.1006 / icar.1993.1194 , przeczytany online , dostęp 30 września 2011 )
  46. SL Murchie, CM Pieters , s.  2209-2210, 1996.
  47. (w) JF Bell i in. , „  Spektroskopia odbicia bliskiej podczerwieni 433 Eros z instrumentu NIS w misji NEAR. I. Obserwacje niskiego kąta fazowego  ” , Icarus , tom.  155,, s.  119-144 ( DOI  10.1006 / icar.2001.6752 )
  48. LA McFadden i in. , s.  1719, 2001.
  49. LA McFadden i in. , 2001.
  50. LA McFadden i in. , s.  1721, 2001.
  51. i in. “  Kalibracja i interpretacja minerałów NEAR NIS 433 Eros: wiele podejść  ” na 35. Zgromadzeniu Naukowym COSPAR. Odbyła się w dniach 18-25 lipca 2004 r. w Paryżu we Francji . 
  52. TJ McCoy i in. , s.  24, 2002.
  53. (w) LF i LR Nittler Lim, „  Skład pierwiastkowy 433 Eros: Nowa kalibracja danych NEAR Shoemaker XRS  ” , Icarus , tom.  200 n o  1,, s.  129-146 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2008.09.018 , przeczytane online , dostęp 18 listopada 2011 )
  54. A. F. Cheng , s.  359-361, 2002.
  55. TJ McCoy i in. , s.  25-27, 2002.
  56. TJ McCoy i in. , s.  1669, 2001.
  57. (w) David Whitehouse , „  Gorączka złota w kosmosie  » , BBC News, 22 luglio 1999 (dostęp 21 listopada 2011 )
  58. (w) „  PIA03111: Wzloty i upadki Erosa  ” w Planetary Photojournal , NASA,(dostęp 29 października 2011 )
  59. S; L. Wilkison i in. , 2002.
  60. (w) DL Buczkowski i OS Barnouin-Jha, LM Prockter, „  433 lineamenty Eros: Globalne mapowanie i analiza  ” , Icarus , tom.  193 n o  1,, s.  39-52 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2007.06.028 )
  61. (w) R. Greenberg Eros' Rahe Dorsum: konsekwencje dla konstrukcji wewnętrznej  " , Meteoritics i planetarny Science , tom.  43, n o  3,, s.  435-449 ( DOI  10.1111 / j.1945-5100.2008.tb00664.x , odczyt online , dostęp 17 listopada 2011 )
  62. M. S. Robinson et al. , s.  1654, 2002.
  63. MS Robinson i in. , s.  1656-1657, 2002.
  64. (w) „  PIA02950: Kolor regolitu  ” w Planetary Photojournal , NASA,(dostęp 29 października 2011 )
  65. MS Robinson i in. , s.  1651-659, 2002.
  66. PC Thomas, MS Robinson , 2005.
  67. (w) MA i MS Riner Robinson, JM Eckart, SJ Desch, „  Globalne badanie 433 wariantów kolorystycznych to Eros: Implikacje dla procesów i środowisk regolitu asteroid  ” , Icarus , tom.  198 n o  1,, s.  67-76 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2008.07.007 )
  68. MS Robinson i in. , s.  1668-1669, 2002.
  69. (w) NASA, „  Near-Earth Asteroid 433 Eros  ” , National Space Science Data Center (NSSDC), NASA (dostęp 13 grudnia 2011 )
  70. AJ Dombard i in. , s.  716, 2010.
  71. MS Robinson i in. , s.  1671, 2002.
  72. MS Robinson i in. , s.  1667, 2002.
  73. MS Robinson i in. , s.  1662-1678, 2002.
  74. (en) Lord Dunsany, „  Nasi dalecy kuzyni  ” ,(dostęp 14 stycznia 2012 r. ) ,s.  9-10
  75. (w) Jonathan K. Cooper, „  The Dig Allen Space Explorer Home Page  ” ,(dostęp 8 marca 2012 )
  76. (w) Nikos Prantzos , Our Cosmic Future: Humanity's Fate in the Universe , Cambridge University Press ,, 288  s. ( ISBN  0-521-77098-X , EAN  9780521770989 , czytaj online ) , s.  147
  77. Sydney Jordan, Jeff Hawke: H4701-H4838 , „Córka Erosa”obecny w Jeff Hawke i kobiety gwiazd , Oscar Mondadori, przyp. 904, październik 1978.
  78. (w) Gra Endera  " ,(dostęp 8 marca 2012 )
  79. (it) Ernesto Vegetti i Pino Cottogni; Ermes Bertoni, „  L'intrigo di Wetware  ” , on Catalogo Vegetti della letteratura fantastica (dostęp 8 marca 2012 )
  80. James SA Corey ( tłum.  z angielskiego), Przebudzenie Lewiatana. 1, przestrzeń , obj.  1, Paryż / 45-Malesherbes, le Livre de poche / Maury impr., 902  s. ( ISBN  978-2-253-08365-8 , OCLC  1065527566 )

Bibliografia

Dokument użyty do napisania artykułu : dokument używany jako źródło tego artykułu.

  • (w) Solon I. Bailey, „  Planeta Eros  ” , Miesięcznik Popularnonaukowy , tom.  58 N O  36,, s.  641-651 ( czytaj online ). Książka użyta do napisania artykułu
  • (en) WH van den Bos i WS Finsen, „  Fizyczne obserwacje Erosa  ” , Astronomische Nachrichten , tom.  241,, s.  329-334 ( czytaj online ). Książka użyta do napisania artykułu
  • (it) Gino Cecchini, Il cielo: Luci e ombre dell'Universo , tom.  1, Turyn, UTET, 1952 (przedruk 1969), 2 ma  wyd. Książka użyta do napisania artykułu
  • (en) E. Rabe i T. Gehrels ( red. ), Physical Studies of Minor Planets, Proceedings of IAU Colloq. 12, odbyła się w Tucson, AZ, marzec 1971 , Narodowa Agencja Aeronautyki i Przestrzeni Kosmicznej,( czytaj online ) , „Wykorzystanie asteroid do wyznaczania mas i innych stałych podstawowych” , s.  13-23. Książka użyta do napisania artykułu
  • S. Foglia "  Asteroida (433) Eros  " Astronomia UAI , n O  3,, s.  21-22
  • (en) Donald K. Yeomans , „  Asteroida 433 Eros: ciało docelowe misji NEAR  ” , Journal of the Astronautical Sciences , tom.  43, n o  4,, s.  417-426 ( czytaj online ). Książka użyta do napisania artykułu
  • (en) SL Murchie i CM Pieters, „  Właściwości spektralne i rotacyjna niejednorodność widmowa 433 Eros  ” , Journal of Geophysical Research , tom.  101 n O  E1, s.  2201-2214 ( DOI  10.1029/95JE03438 , przeczytaj online ). Książka użyta do napisania artykułu
  • (IT) Salvo De Meis Jean Meeus, „  Asteroidi  ” , Nuovo Orione (w Allegato A) , n O  78,. Książka użyta do napisania artykułu
  • (en) DK Yeomans i in. , „  Wyniki Radio Science podczas spotkania statku kosmicznego NEAR-Shoemaker z Erosem  ” , Science , tom.  289 n O  5487,, s.  2085-2088 ( DOI  10.1126 / science.289.5487.2085 , czytaj online ). Książka użyta do napisania artykułu
  • ( fr ) TJ McCoy i in. , „  Skład 433 Erosa: synteza mineralo-chemiczna  ” , Meteoritics & Planetary Science , tom.  36 N O  12,, s.  1661-1672 ( DOI  10.1111/j.1945-5100.2001.tb01855.x , przeczytaj online ). Książka użyta do napisania artykułu
  • (en) LA McFadden i in. , „  Mineralogiczna interpretacja widm odbicia Erosa ze spektrometru bliskiej podczerwieni w pobliżu niskich faz  ” , Meteoritics & Planetary Science , tom.  36 N O  12,, s.  1711-1726 ( DOI  10.1111/j.1945-5100.2001.tb01858.x , przeczytaj online ). Książka użyta do napisania artykułu
  • ( fr ) LR Nittler i in. , „  Pomiary fluorescencji rentgenowskiej składu pierwiastkowego powierzchni asteroidy 433 Eros  ” , Meteoritics & Planetary Science , tom.  36 N O  12,, s.  1673-1695 ( DOI  10.1111/j.1945-5100.2001.tb01856.x , przeczytaj online ). Książka użyta do napisania artykułu
  • (en) Jim Bell i Jacqueline Mitton, Spotkanie z planetoidą: NEAR Shoemaker's adventures at Eros , Cambridge University Press ,, 115  s. ( ISBN  0-521-81360-3 i 978-0-521-81360-0 , czytaj online ). Książka użyta do napisania artykułu
  • (en) WF Bottke, A. Cellino, P. Paolicchi, RP Binzel i AF Cheng, Asteroids III , Tucson, University of Arizona Press,( czytaj online ) , „W pobliżu Ziemi Asteroid Rendezvous: Podsumowanie misji” , s.  351-366. Książka użyta do napisania artykułu
  • (en) TJ McCoy i MS Robinson, LR Nittler, TH Burbine, „  Misja spotkania z asteroidami bliskiego Ziemi na asteroidę 433 Eros: kamień milowy w badaniach nad asteroidami i ich związkiem z meteorytami  ” , Chemie der Erde Geochemistry , tom.  62 N O  2, s.  89-121 ( DOI  10.1078 / 0009-2819-00004 , czytaj online ). Książka użyta do napisania artykułu
  • (en) MS Robinson i PC Thomas, J. Veverka, SL Murchie, BB Wilcox, „  Geologia 433 Eros  ” , Meteoritics & Planetary Science” , tom.  37 N O  12,, s.  1651-1684 ( DOI  10.1111 / j.1945-5100.2002.tb01157.x , czytaj online ). Książka użyta do napisania artykułu
  • (en) SL Wilkison i in. , „  Oszacowanie porowatości Erosa i implikacje dla struktury wewnętrznej  ” , Ikar , tom.  155,, s.  94-103 ( DOI  10.1006 / icar.2001.6751 ). Książka użyta do napisania artykułu
  • (en) PC Thomas i MS Robinson, „  Resurfacing sejsmiczny przez pojedyncze uderzenie w asteroidę 433 Eros  ” , Nature , tom.  436 n O  7049,, s.  366-369 ( DOI  10.1038 / natura03855 ). Książka użyta do napisania artykułu
  • (en) AJ Dombard i OS Barnouin, LM Prockter, PC Thomas, „  Głazy i stawy na Asteroidzie 433 Eros  ” , Icarus , tom.  210 n O  2, s.  713-721 ( DOI  10.1016 / j.icarus.2010.07.006 , czytaj online ). Książka użyta do napisania artykułu

Linki zewnętrzne


Mamy nadzieję, że informacje, które zgromadziliśmy na temat (433) Eros, były dla Ciebie przydatne. Jeśli tak, nie zapomnij polecić nas swoim przyjaciołom i rodzinie oraz pamiętaj, że zawsze możesz się z nami skontaktować, jeśli będziesz nas potrzebować. Jeśli mimo naszych starań uznasz, że informacje podane na temat _title nie są całkowicie poprawne lub że powinniśmy coś dodać lub poprawić, będziemy wdzięczni za poinformowanie nas o tym. Dostarczanie najlepszych i najbardziej wyczerpujących informacji na temat (433) Eros i każdego innego tematu jest istotą tej strony internetowej; kierujemy się tym samym duchem, który inspirował twórców Encyclopedia Project, i z tego powodu mamy nadzieję, że to, co znalazłeś o (433) Eros na tej stronie pomogło Ci poszerzyć swoją wiedzę.

Opiniones de nuestros usuarios

Julian Czerwiński

Wreszcie artykuł o (433) Eros, który jest łatwy do przeczytania.

Arkadiusz Socha

Ten wpis na (433) Eros pomógł mi w ostatniej chwili dokończyć pracę na jutro. Już widziałem, jak znowu ciągnę Wikipedię, coś, czego nauczyciel nam zabronił. Dziękuję za uratowanie mnie.

Marcelina Siwek

Artykuł o (433) Eros jest kompletny i dobrze wyjaśniony. Nie dodawałbym ani nie usuwał przecinka.

Jadwiga Sroka

Ten artykuł o zmiennej (433) Eros przykuł moją uwagę. Zastanawia mnie, jak dobrze odmierzone są słowa, to jest jak... eleganckie.