Jediným přirozeným satelitem Země je kosmické tělo. Co je to satelit? Přírodní a umělé satelity planet
Astronomové tvrdí, že planeta Země má druhý satelit ve tvaru podkovy.
Podle vědců není Měsíc jediným satelitem naší planety. Druhý přirozený satelit Země byl pojmenován Kruini a jeho hlavním charakteristickým rysem je skutečnost, že za 789 let provede kolem Země úplnou revoluci, píše PlanetToday.
Nový satelit Cruithney objevil 10. října 1986 britský amatérský astronom Duncan Waldron. Duncan ho zahlédl na snímku z Schmidtova dalekohledu. Zajímavé je, že oběžná dráha Cruithney má pro nás ne zcela známý tvar intcbatch porozumění - tak se satelit pohybuje kolem celé sluneční soustavy na oběžné dráze ve tvaru podkovy a přibližuje se k Venuši, Marsu, Slunci a Merkuru. Taková oběžná dráha však není pro vědce překvapením, protože Saturn má také tři satelity s podobnými oběžnými dráhami.
Družice se nemůže přiblížit k naší planetě blíže než 30 milionů kilometrů, což je 30krát dál než vzdálenost k Měsíci. Cruithney trvá asi 789 let, než dokončí svoji cestu na své oběžné dráze.
Astronomové uvádějí, že průměr druhého satelitu je pouze pět kilometrů. Podle výpočtů bude Cruithney schopen přiblížit se k Zemi co nejblíže za 2 tisíce let. Kolize se nepředpokládá.
Je to také první (a v roce 2010 jediný) mimozemský objekt přírodního původu, který lidé navštívili. Průměrná vzdálenost mezi středy Země a Měsícem je 384 467 km.
Měsíční krajina je zvláštní a jedinečná. Měsíc je celý pokrytý krátery různých velikostí - od stovek kilometrů po několik milimetrů. Vědci se dlouho nemohli dívat na odvrácenou stranu Měsíce, což bylo možné s rozvojem technologie.
Vědci nyní vytvořili velmi podrobné mapy obou povrchů Měsíce. Jsou vypracovány podrobné měsíční mapy, aby se v blízké budoucnosti připravily na přistání člověka na Měsíci, úspěšné umístění měsíčních základen, dalekohledy, transport, hledání minerálů atd.
název
Slovo měsíc sahá až do praslovanské podoby * luna< и.-е. *louksnā́ «светлая» (ж. р. прилагательного *louksnós), к этой же индоевропейской форме восходит и латинское слово lūna «луна». Греки называли спутник Земли Селеной (греч. Σελήνη), древние египтяне - Ях (Иях). На всех тюркских (кроме чувашского) языках луна будет «ай».
Pohyb měsíce
Jako první aproximaci můžeme předpokládat, že se Měsíc pohybuje na eliptické oběžné dráze s excentricitou 0,0549 a poloviční hlavní osou 384 399 km. Skutečný pohyb Měsíce je poměrně komplikovaný a při jeho výpočtu je třeba vzít v úvahu mnoho faktorů, například zploštění Země a silný vliv Slunce, které přitahuje Měsíc 2,2krát silnější než Země. Přesněji lze pohyb Měsíce kolem Země představovat jako kombinaci několika pohybů:
Rotace kolem eliptické oběžné dráhy s periodou 27,32 dne;
precese (rotace roviny) měsíční oběžné dráhy s obdobím 18,6 let (viz také saros);
rotace hlavní osy měsíční oběžné dráhy (linie apsid) s obdobím 8,8 let;
periodická změna sklonu měsíční oběžné dráhy ve vztahu k ekliptice od 4 ° 59 'do 5 ° 19';
periodická změna velikosti měsíční oběžné dráhy: perigeum od 356,41 mm do 369,96 mm, apogee od 404,18 mm do 406,74 mm;
postupné odstraňování Měsíce ze Země (asi 4 cm za rok), takže jeho oběžná dráha je pomalu se odvíjející spirálou. To potvrzují měření prováděná po dobu 25 let.
Síla způsobující pohyb Měsíce od Země je přenos momentu hybnosti rotace Země na Měsíc prostřednictvím slapové interakce.
Gravitační interakce Měsíce a Země není konstantní, s rostoucí vzdáleností síla interakce klesá. To vede k tomu, že s rostoucí vzdáleností klesá rychlost ustupujícího Měsíce.
Období revoluce Měsíce kolem Země ve srovnání s hvězdami je 27,32666 dnů, jedná se o takzvaný hvězdný měsíc.
Úplněk odráží pouze 7% slunečního světla dopadajícího na něj. Po obdobích intenzivní sluneční aktivity mohou určité části měsíčního povrchu kvůli luminiscenci slabě zářit. Jelikož Měsíc sám nesvítí, nýbrž pouze odráží sluneční světlo, je ze Země viditelná pouze ta část měsíčního povrchu osvětlená Sluncem.
Měsíc se točí na oběžné dráze kolem Země, a tak se mění úhel mezi Zemí, Měsícem a Sluncem; pozorujeme tento jev jako cyklus měsíčních fází. Časové období mezi po sobě jdoucími novými měsíci je 29,5 dne (709 hodin) a nazývá se synodický měsíc.
Skutečnost, že trvání synodického měsíce je delší než hvězdný měsíc, je vysvětlena pohybem Země kolem Slunce: když Měsíc ve srovnání s hvězdami provede úplnou revoluci kolem Země, Země v této době již prošla 1/13 své oběžné dráhy, a tak se Měsíc znovu ocitne mezi Zemí a Sluncem, potřebuje další dva dny.
I když se Měsíc otáčí kolem své osy, vždy čelí Zemi se stejnou stranou, to znamená, že rotace Měsíce kolem Země a kolem jeho vlastní osy je synchronizována. Tato synchronizace je způsobena třením přílivu a odlivu, které Země vyprodukovala v měsíční skořápce. Podle zákonů mechaniky je Měsíc orientován v zemském gravitačním poli tak, že poloviční hlavní osa lunárního elipsoidu směřuje k Zemi.
Existuje rozdíl mezi rotací Měsíce kolem jeho vlastní osy a jeho rotací kolem Země: Měsíc rotuje kolem Země podle Keplerova zákona (nerovnoměrně, tj. Blízko perigeu, rychlejší, blízko apogee, pomalejší). Rotace satelitu kolem jeho vlastní osy je však jednotná. Díky tomu je možné dívat se na opačnou stranu měsíce ze západu nebo z východu. Tento oscilační jev se nazývá optická zeměpisná délka.
V souvislosti s nakloněním osy Měsíce vzhledem k rovině Země je možné podívat se na opačnou stranu ze severu nebo z jihu. Je to také optická librace, ale v zeměpisné šířce. Tyto úchylky celkem umožňují pozorovat asi 59% měsíčního povrchu. Tento fenomén optické librace objevil Galileo Galilei v roce 1635, kdy byl odsouzen inkvizicí.
Existuje také fyzická librace způsobená oscilací satelitu kolem rovnovážné polohy v důsledku posunutého těžiště, jakož i pod vlivem slapových sil ze Země. Tyto výkyvy představují tzv. fyzická librace, což je 0,02 ° zeměpisné délky s periodou 1 roku a 0,04 ° zeměpisné šířky s periodou 6 let.
Podmínky na měsíčním povrchu
Na Měsíci prakticky není atmosféra. Obsah plynů na povrchu v noci nepřesahuje 200 000 částic / cm³ a \u200b\u200bběhem dne se v důsledku odplynění půdy zvyšuje o dva řády. Tato koncentrace plynů odpovídá hlubokému vakuu, takže během dne se jeho povrch zahřeje na +120 ° C, ale v noci nebo dokonce ve stínu se ochladí na -160 ° C.
Obloha na Měsíci je vždy černá, a to i během dne. Obrovský disk Země vypadá z Měsíce 3,67krát větší než Měsíc ze Země a visí téměř nehybně na obloze. Fáze Země při pohledu z Měsíce jsou přímo naproti fázím Měsíce na Zemi. Osvětlení odraženým světlem od Země je asi 50krát silnější než osvětlení od měsíčního světla na Zemi.
Měsíční povrch je pokryt takzvaným regolitem - směsí jemného prachu a kamenných úlomků vznikajících v důsledku srážek meteoroidů s měsíčním povrchem. Tloušťka regolitové vrstvy se pohybuje od zlomku metru do desítek metrů.
Odliv a příliv
Gravitační síly mezi Zemí a Měsícem mají některé zajímavé efekty. Nejznámější z nich je příliv a odliv moře. Pokud bychom se na Zemi dívali ze strany, viděli bychom dvě boule umístěné na opačných stranách planety.
Jeden bod je navíc ze strany nejblíže k Měsíci a druhý z opačné strany Země, nejvzdálenější od Měsíce. Ve světových oceánech je tento účinek mnohem výraznější než v pevné kůře, proto je vydutí vody větší. Amplituda přílivu a odlivu (rozdíl v úrovních přílivu a odlivu) v otevřených prostorech oceánu je malá a činí 30-40 cm.
Avšak v blízkosti pobřeží, v důsledku vpádu přílivové vlny na pevné dno, přílivová vlna narůstá do výšky stejným způsobem jako běžné větrné vlny příboje. Vezmeme-li v úvahu směr otáčení kolem Země, je možné vytvořit obraz sledování přílivové vlny v oceánu. Východní pobřeží kontinentů je náchylnější k silnému přílivu a odlivu. Maximální amplituda přílivové vlny na Zemi je pozorována v zálivu Fundy v Kanadě a je 18 metrů.
Dva nejvyšší přílivové body se tvoří díky skutečnosti, že gravitační pole Měsíce je v celé velikosti Země poněkud nehomogenní. Rozložíme-li vektor gravitačního pole směrovaného na Měsíc na 2 složky - rovnoběžně s osou Země-Měsíc a kolmo k ní, pak vidíme, že příčinou přílivu a odlivu je kolmá složka. Paralelní součást napříč dimenzemi
Země se mění jen málo, ale znaménko změn kolmé složky! Je maximální v absolutní hodnotě a je namířena opačně na boční strany Země, které jsou maximálně vzdálené od osy Země-Měsíc. Jedná se o „přílivovou gravitaci“, která vytváří tok oceánské vody směrem k oblastem umístěným na ose Měsíc-Země na obou stranách planety.
Nehomogenita pole Měsíce poblíž Země je mnohem vyšší než nehomogenita pole Slunce. I když je gravitace slunce mnohem větší, jeho pole je prakticky rovnoměrné vzhledem k velikosti Země, protože vzdálenost ke Slunci je 400krát větší než vzdálenost k Měsíci. Proto jsou přílivy a odlivy způsobeny hlavně vlivem měsíce. Přílivová síla Slunce je v průměru 2,17krát menší.
Geologie měsíce
Měsíc je díky své velikosti a složení někdy označován jako pozemské planety spolu s Merkurem, Venuší, Zemí a Marsem. Studiem geologické struktury Měsíce se tedy člověk může dozvědět mnoho o struktuře a vývoji Země.
Tloušťka měsíční kůry je v průměru 68 km a pohybuje se od 0 km pod lunárním mořem Krizí po 107 km v severní části krále Korolev na zadní straně. Pod kůrou je plášť a možná malé jádro ze sirníku železa (poloměr asi 340 km a 2% hmotnosti Měsíce). Je zvláštní, že těžiště Měsíce se nachází asi 2 km od geometrického středu směrem k Zemi. Na straně obrácené k Zemi je kůra tenčí.
Měření rychlosti satelitů „Lunar Orbiter“ umožnilo vytvořit gravitační mapu měsíce. S jeho pomocí byly objeveny jedinečné měsíční objekty, nazývané mascony (z anglické hromadné koncentrace) - to jsou hmoty hmoty se zvýšenou hustotou.
Měsíc nemá magnetické pole, i když některé z hornin na jeho povrchu vykazují zbytkový magnetismus, což naznačuje možnost existence magnetického pole Měsíce v raných fázích vývoje.
Bez atmosféry nebo magnetického pole je měsíční povrch přímo vystaven slunečnímu větru. Po dobu 4 miliard let byly vodíkové ionty ze slunečního větru zavedeny do lunárního regolitu.
Ukázky regolitu dodané misemi Apollo se tedy ukázaly jako velmi cenné pro studium slunečního větru. Tento měsíční vodík může být někdy také použit jako palivo pro rakety.
Povrch měsíce
Měsíční povrch lze rozdělit na dva typy: velmi starý hornatý terén (měsíční kontinent) a relativně hladké a mladší měsíční moře. Měsíční moře, která tvoří přibližně 16% celého povrchu Měsíce, jsou obrovské krátery vytvořené srážkami s nebeskými tělesy, která byla později zaplavena tekutou lávou. B
většina povrchu je pokryta regolitem. Měsíční moře, pod nimiž měsíční satelity nalezly hustší a těžší kameny, se soustřeďují na stranu obrácenou k Zemi vlivem gravitačního momentu během formování Měsíce.
Většina kráterů na straně obrácené k nám je pojmenována po slavných lidech v dějinách vědy, jako jsou Tycho Brahe, Koperník a Ptolemaios. Reliéfní detaily na zadní straně mají modernější jména, jako jsou Apollo, Gagarin a Korolev.
Na odvrácené straně Měsíce se nachází obrovská deprese (povodí) o průměru 2250 km a hloubce 12 km - jedná se o největší povodí sluneční soustavy, které se objevilo v důsledku srážky. Východní moře v západní části viditelné strany (viditelné ze Země) je vynikajícím příkladem kráteru s několika kruhy.
Rozlišují se také sekundární detaily lunárního reliéfu - kopule, hřebeny, ryllis (z německého Rille - brázda, příkop) - úzké vinuté reliéfní prohlubně podobné údolí.
Jeskyně
Japonská sonda Kaguya objevila díru na povrchu měsíce, která se nachází v blízkosti vulkanické plošiny Marius Hills, pravděpodobně vedoucí k tunelu pod povrchem. Otvor má průměr asi 65 metrů a předpokládá se, že je hluboký 80 metrů.
Vědci se domnívají, že takové tunely vznikají tuhnutím proudů roztavené horniny, kde ve středu zmrzla láva. Tyto procesy probíhaly během období sopečné činnosti na Měsíci. Potvrzení této teorie je přítomnost klikatých rýh na povrchu satelitu.
Takové tunely mohou sloužit ke kolonizaci díky ochraně před slunečním zářením a uzavřenému prostoru, ve kterém je snazší udržovat podmínky podpory života.
Na Marsu jsou podobné díry.
Původ měsíce
Předtím, než vědci získali vzorky měsíční půdy, nevěděli nic o tom, kdy a jak se Měsíc vytvořil. Existovaly tři zásadně odlišné teorie:
Měsíc a Země se formovaly současně z oblaku plynu a prachu;
Měsíc byl vytvořen v důsledku srážky Země s jiným objektem;
Měsíc se vytvořil jinde a následně byl zajat Zemí.
Nové informace získané podrobným studiem vzorků z Měsíce však vedly k vytvoření teorie Giant Collision: před 4,57 miliardami let se protoplaneta Země (Gaia) srazila s protoplanetou Theia. Úder nepadl do středu, ale pod úhlem (téměř tangenciálně). Výsledkem bylo, že většina materiálu dopadajícího předmětu a část materiálu zemského pláště byla vržena na oběžnou dráhu Země.
Fyzikální podmínky na Měsíci, stejně jako na jakémkoli jiném nebeském tělese, jsou do značné míry určeny jeho hmotou a velikostí. Gravitační síla na povrchu Měsíce je šestkrát menší než na povrchu Země, takže je mnohem snazší molekulám plynu než na Zemi překonat gravitaci a letět do vesmíru. To vysvětluje absenci atmosféry a hydrosféry na našem přirozeném satelitu. Podmínky na povrchu těles planetárního typu, které zahrnují Měsíc, jsou také určeny tokem energie přicházejícím ze Slunce (nebo z vnitřku planety). Absence atmosféry na Měsíci a dlouhé trvání dne a noci (lunární dny jsou asi 99 pozemských dnů) vedou k prudkým výkyvům teplot na jeho povrchu: od + 120 ° С ve slunečnicovém bodě do -170 ° С v diametrálně opačném. Samozřejmě mluvíme o teplotě samotné látky povrchu, takzvaného regolitu. Tepelná vodivost této jemně rozdrcené látky je extrémně nízká, a proto se měsíční povrch během měsíce rychle zahřeje a ochladí a v hloubce asi metru prakticky nedochází k žádným výkyvům denní teploty. Hlavním důvodem drcení povrchových hornin Měsíce je pád meteoritů a dalších menších těles z vesmíru na jeho povrch. Kvůli nedostatku atmosféry si tato tělesa před dopadem na měsíční povrch udržují rychlost řádově desítek kilometrů za sekundu. Absence plynové obálky kolem Měsíce také určuje speciální mechanické vlastnosti regolitu: adhezi jednotlivých částic (kvůli absenci oxidových filmů v nich) do porézních shluků. Jak popisují astronauti, kteří navštívili Měsíc, a jak ukazují stopy po lunárních roverech, je tato látka ve fyzikálně-chemických vlastnostech (velikost částic, síla atd.) Podobná mokrému písku. Podle svého reliéfu je měsíční povrch rozdělen na dva typy, které lze vidět na mapě Měsíce: kontinenty, pozorované ze Země jako světlé oblasti, a moře, viditelné jako tmavší oblasti. Všimněte si, že v těchto mořích není ani kapka vody.
Tyto oblasti se liší, jak nyní víme, tím vzhled, v geologické historii a v chemickém složení. Nejtypičtějšími měsíčními reliéfy jsou krátery různých velikostí. Průměr největších kráterů je 200 km a otvory v kráterech, které jsou viditelné na panoramatu měsíčního povrchu, mají průměr několik centimetrů. Nejmenší krátery jsou viditelné na jednotlivých částicích měsíční půdy (regolit) při zkoumání pod mikroskopem. Reliéfní formy měsíčních moří jsou rozmanitější. Zde vidíme šachty táhnoucí se stovky kilometrů po jejich povrchu, kdysi pokryté tekutou lávou, která zaplavovala starověké krátery. Na okraji moří a v jiných částech měsíčního povrchu jsou patrné praskliny, podél kterých je kůra přemístěna. V tomto případě se někdy vytvoří hory poruchového typu. Skládané hory, jak jsou typické pro naši planetu, se na Měsíci nenacházejí. Všechny tyto tvary lze jasně pozorovat při pozorování měsíce dalekohledem. Panoramata sestavená z dokumentárních fotografií poskytují dobrou představu o měsíční krajině. Pozornost je třeba věnovat plynulosti obrysů, absenci špičatých vrcholů, strmých svahů, chudobě krajinné barvy a přítomnosti spíše velké množství kameny a hrudy.
Absence procesů eroze a zvětrávání na Měsíci vede k tomu, že jeho povrch je jakousi geologickou rezervou, kde po miliony a miliardy let byly všechny formy reliéfu, které během této doby vznikly, zachovány v neznámé podobě, jinými slovy, byla zaznamenána celá geologická historie Měsíce.
Tato okolnost pomáhá při studiu geologické minulosti Země, která nás zajímá z hlediska hledání zásob minerálů vytvořených na naší planetě ve vzdálených epochách, po kterých se na jejím reliéfu nezachovaly žádné stopy. Sovětské automatické stanice „Luna“ a americké expedice v rámci programu „Apollo“ dodávaly na Měsíc přístroje určené k odběru vzorků měsíční půdy a jejich dodávání na Zemi, jakož i k provádění magnetometrických, seismologických, astrofyzikálních a dalších studií, například na místech přistání. a po trase pohybu měsíčních roverů. Fotografování z kosmické lodi umožnilo získat materiály pro sestavení úplné mapy Měsíce, včetně opačné strany, neviditelné ze Země. Seismické studie identifikovaly tři typy zemětřesení.
První typ je spojen s pádem meteoritů na Měsíc, druhý je způsoben pádem srážek z kosmických lodí nebo speciálně vyrobenými výbuchy. Třetím je přirozené měsíční zemětřesení vyskytující se, stejně jako na Zemi, v seismicky aktivních oblastech nacházejících se poblíž zlomů kůry. Lunarquakes jsou mnohem slabší než zemětřesení, ale kvůli vysoké citlivosti seismometrů instalovaných na Měsíci se dokázali zaregistrovat ve velkém počtu, tj. Několik stovek. Podrobné studie šíření seismických vln umožnily stanovit následující: měsíční kůra je silnější než zemská (od 50 do 100 km); existuje jádro, které je v kapalné formě (průměr není větší než 400 km); mezi kůrou a jádrem je plášť - mezivrstva. V mořských oblastech Měsíce je povrch pokryt horninami, jako jsou suchozemské oceánské čediče, a v kontinentálních oblastech - lehčími a hustšími horninami. Hlavní částí těchto hornin je oxid křemičitý (typický pro Zemi), následovaný oxidy železa, hliníku, hořčíku, vápníku atd. Mineralogické složení lunárních hornin je horší než suchozemské horniny.
Za přítomnosti vody a kyslíku se netvoří žádné minerály. Tato fakta naznačují, že Měsíc nikdy neměl znatelnou kyslíkovou atmosféru nebo hydrosféru. Na Měsíci nebyly nalezeny žádné organické sloučeniny, mikroorganismy ani jiné známky života. V měsíčních horninách však nebyly nalezeny žádné sloučeniny, které by byly škodlivé pro člověka nebo zvířata a rostliny. Za suchozemských podmínek semena a sazenice rostlin vysázených v půdě obohacené práškovou měsíční látkou nezaznamenaly žádný depresivní účinek a vyvíjely se normálně asimilací stopových prvků obsažených v této látce. Američtí astronauti, kteří měli během posledních expedic přímý kontakt s měsíční hmotou v kabině kosmické lodi, neprošli ani žádnou karanténou, která byla z bezpečnostních důvodů provedena po prvních letech na Měsíc. Studie prokázaly, že věk jednotlivých vzorků měsíčních hornin dosahuje 4 - 4,2 miliardy let, což je mnohem více než věk nejstarších hornin na Zemi.
planeta Země vesmírný měsíc
Měsíc je jediný přirozený satelit Země. Jakmile jsme si tím byli tak jistí, že jsme svému měsíci ani nedali konkrétní jméno. Na druhou stranu je to docela oprávněné, protože Měsíc, který je nejjasnějším a největším objektem na noční obloze, opět není třeba představovat. Zbývajících 6 satelitů Země je tak malých a vzdálených, že je lze vidět pouze dovnitř výkonné dalekohledy... Kromě toho se točí kolem Slunce, ale jsou ovlivněny gravitací Země.
O tom, zda jsou takové objekty přirozenými satelity, lze dlouho polemizovat, ale protože, tak říkajíc, ještě nebyl stanoven oficiální úhel pohledu na tuto věc, nic jim nezakazuje je přisuzovat. Mezinárodní astronomická unie, přední organizace při definování toho, co je to či ono nebeské těleso a jak jej správně pojmenovat, slibuje v blízké budoucnosti jasnou definici pojmů „satelit“ a „součást gravitačního systému“. Proto, zatímco máme to, co máme.
Spolu s Měsícem má tedy Země 7 satelitů. 5 z nich jsou kvazi-orbitální asteroidy nebo jednoduše kvazi-satelity, další patří do třídy trojských asteroidů. Do určité chvíle byli oba (v tomto případě ten druhý) zcela obyčejné asteroidy a otáčeli se ve svých víceméně stabilních drahách kolem Slunce, až jednoho dne narazili na obrovskou Zemi vzhledem k jejich rozměrům, v důsledku čehož upadli do orbitální rezonance 1: 1 s tím druhým. Jinými slovy, rotace Země a „zajatých“ asteroidů byla synchronizována a nyní dělají jednu revoluci kolem Slunce ve stejnou dobu.
Jinak se tyto dva typy od sebe zásadně liší, takže je budeme zvažovat každý zvlášť.
Kvazi-satelity Země
Co je kvazi-satelit? V zásadě se ním může stát téměř každé nebeské těleso, které upadlo na orbitální rezonanci 1: 1 s planetou. Navzdory zcela shodným orbitálním obdobím mají kvazi-satelity vždy významnější výstřednost (stupeň odchylky od kruhu) oběžné dráhy a někdy také výrazný sklon vzhledem k rovině ekliptiky (rovině, ve které se planeta otáčí).
Hlavním rysem kvazi-satelitů, jako jsou trojské asteroidy, je to, že v daném okamžiku jsou přesně ve stejné vzdálenosti od Země jako před rokem. Ve skutečnosti jsou z tohoto důvodu považovány za přírodní satelity.
Na druhou stranu jejich „loajalita“ k planetě není vždy stabilní: doba trvání gravitačního tandemu se může pohybovat od několika oběžných dob až po stovky tisíc oběžných drah.
Cruithney
Největší a nejslavnější mezi kvazi-orbitálními satelity Země - asteroid Cruithney (3753)... Byl objeven v roce 1986 amatérským astronomem a stal se prvním známým nebeským tělesem ve sluneční soustavě, které se pohybovalo na tak zvláštní, ale stabilní oběžné dráze. Později astronomové objevili podobné společníky z Venuše, Jupitera, Saturnu, Uranu, Neptunu a dokonce i Pluta.
Bohužel nevíme, co je Cruithney. Je to asteroid o průměru asi 5 km. Rotuje na oběžné dráze, která je velmi podlouhlá a nakloněná k rovině ekliptiky, jejíž perihelion (bod oběžné dráhy nejblíže ke Slunci) leží mezi oběžnými dráhami Merkuru a Venuše, aphelion - mezi Marsem a Jupiterem.
