|
Реферат: Малые тела Солнечной системы (Астрономия)
Малые тела Солнечной системы.
Астероиды.
Если начертить план орбит планет, то окажется, что расстояния планет от
Солнца возрастают приблизительно в геометрической прогрессии. Данная
закономерность получила название правила Тициуса - Боде по именам
обнаруживших её немецких учёных. Этот план в общем довольно правильно даёт
значения средних расстояний планет от Солнца в астрономических единицах.
Обращает на себя внимание тот факт, что между Марсом и Юпитером имеется
промежуток: планеты, соответствующей пятому члену ряда, нет. Астрономы
более трёх десятков лет с досадой и надеждой взирали на эту неувязку.
Реальность здесь нарушала математическую гармонию.
В ночь на 1 января 1801 г. на обсерватории в Палермо (остров Сицилия)
астроном Джузеппе Пиацци, занимаясь составлением каталога звёзд в созвездии
Близнецов, обнаружил слабую звёздочку примерно 7-й звёздной величины,
которая отсутствовала на звёздных картах. Через несколько дней учёный к
удивлению своему заметил, что звёздочка движется, причём так, как должна
перемещаться по небу планета, расположенная дальше Марса. К сожалению,
сначала болезнь, потом неблагоприятные условия наблюдений прервали работу
Пиацци. В результате слабый небесный объект затерялся среди звёзд.
Об открытии узнал молодой немецкий математик Карл Фридрих Гаусс. Он
разработал новый метод, позволявший по немногим наблюдениям рассчитать
точную эллиптическую орбиту небесного тела и затем вычислить его положение
на будущее время. Это стало большим достижением в области небесной
механики. Через год утерянную планету нашли в предсказанном месте и больше
уже не теряли. Пиацци предложил назвать её Церерой - по имени древнеримской
богини плодородия, покровительницы Сицилии. Вдохновлённые успехом,
европейские астрономы следили за движением Цереры (самый крупный астероид
из всех обнаруженных - его диаметр 933 км) и неожиданно в марте 1802 г.
вблизи неё обнаружили ещё одну похожую маленькую планету. Ей дали имя
Паллада в честь древнегреческой богини Афины Паллады. Удивительным
оказалось то, что среднее расстояние от Солнца обеих планет практически
совпадает и составляет 2,8 а. е. Именно на этом расстоянии должна была бы
обращаться пятая планета (между Марсом и Юпитером) в соответствии с
правилом Тициуса - Боде. В 1804 г была открыта третья представительница
этой семьи, получившая имя Юнона, а в 1807 г - четвёртая, Веста. Все они
были настолько малы, что даже при тысячекратных увеличениях выглядели
слабыми звёздочками, не имеющими заметного диска. Поэтому Уильям Гершель
предложил называть новые планеты астероидами, то есть "звездоподобными". В
последующие годы усовершенствование телескопов и изобретение фотографии
вызвали всё увеличивающийся поток открытий астероидов. К 1880 г. их было
известно около 200, в 1923 г. замечен тысячный, на 1980 г. в списки
занесено почти 2500. По данным на 1991 г., постоянные номера в каталогах и
названия получили 4б4б астероидов, сейчас их известно значительно больше.
Пока открыты лишь самые крупные астероиды. Мелких - ещё многие миллионы.
Пояс астероидов.
Орбиты 98% пронумерованных астероидов расположены между орбитами Марса
и Юпитера. Их средние расстояния от Солнца составляют от 2,2 до 3,6
астрономических единиц. Они образуют так называемый главный пояс
астероидов. Все астероиды, как и большие планеты, движутся в прямом
направлении. Периоды их обращения вокруг Солнца составляют, в зависимости
от расстояния, от трёх до девяти лет. Нетрудно сосчитать, что линейная
скорость приблизительно равна 20 км/с. Орбиты многих астероидов заметно
вытянуты. Эксцентриситеты редко превышают 0,4. Большинство орбит
располагается близко к плоскости эклиптики, т. е. к плоскости орбиты Земли.
Наклоны обычно составляют несколько градусов, однако бывают и исключения.
Так, орбита Цереры имеет наклон 35°, известны и большие наклонения. Если на
макете Солнечной системы орбиты астероидов изобразить проволочными
кольцами, то получится рыхлый ажурный тор хаотически переплетённых в
пространстве эллипсов.
Астероиды вблизи Земли.
Возможно, нам, жителям Земли, наиболее важно знать астероиды, орбиты
которых близко подходят к орбите нашей планеты. Обычно выделяют три
семейства сближающихся с Землёй астероидов: 1221 Амур, 1862 Аполлон, 2962
Атон. К семейству Амура относятся астероиды, орбиты которых в перигелии
почти касаются орбиты Земли. "Аполлонцы" пересекают земную орбиту с внешней
стороны, их перигелийное расстояние меньше 1 астрономической единицы.
"Атонцы" имеют орбиты с большой полуосью меньше земной и пересекают земную
орбиту изнутри. Представители всех указанных семейств могут встретиться с
Землёй. Что же касается близких прохождений, то они случаются нередко.
Астероиды на орбите Юпитера.
Основное количество астероидов сосредоточено в главном поясе, но
имеются важные исключения. Задолго до открытия первого астероида
французский математик Жозеф Луи Лагранж изучал так называемую задачу трёх
тел, то есть исследовал, как движутся три тела под действием сил тяготения.
Задача очень сложна и в общем виде не решена до сих пор. Однако Лагранжу
удалось найти, что в системе трёх гравитируюших тел (Солнце - планета -
малое тело) существуют пять точек, где движение малого тела оказывается
устойчивым. Две из этих точек находятся на орбите планеты, образуя с ней и
Солнцем равносторонние треугольники.
Спустя много лет, уже в XX в., теоретические построения воплотились в
реальность. Вблизи лагранжевых точек на орбите Юпитера было открыто около
двух десятков астероидов, которым дали имена героев Троянской войны.
Астероиды-"греки" (Ахилл, Аякс, Одиссей и др.) опережают Юпитер на 60°,
"трояны" (Приам, Эней, Троил и др.) следуют на таком же расстоянии сзади.
Согласно оценкам, число астероидов около точек Лагранжа может достигать
нескольких сот.
Астероиды за орбитой Юпитера.
Долгое время не было известно астероидов, орбиты которых целиком лежали
бы за пределами орбиты Юпитера. Но в 1977 г. удалось обнаружить такую малую
планету - это 2060 Хирон. Наблюдения показали, что его перигелий лежит
внутри орбиты Сатурна, а афелий - почти у самой орбиты Урана, на далёких,
холодных и тёмных окраинах планетной системы. Расстояние Хирона в перигелии
8,51 а. е., а в афелии - 18,9 а. е. Были обнаружены и более дальние
астероиды. Предполагается, что они образуют второй, внешний пояс астероидов
(пояс Койпера).
Размеры и вещественный состав астероидов.
Чтобы узнать размер какого-либо астрономического объекта (если
расстояние до него известно), необходимо измерить угол, под которым он
виден с Земли. Однако не случайно астероиды называются малыми планетами.
Даже в крупные телескопы при отличных атмосферных условиях, применяя очень
сложные, трудоёмкие методики, удаётся получить довольно нечёткие очертания
дисков лишь нескольких самых крупных астероидов. Гораздо эффективнее
оказался фотометрический метод.
Существуют весьма точные приборы, измеряющие блеск, т. е. звёздную величину
небесного светила. Кроме того, хорошо известна освещённость, создаваемая
Солнцем на астероиде. При прочих равных условиях блеск астероида
определяется площадью его диска. Необходимо, правда, знать, какую долю
света отражает данная поверхность. Эта отражательная способность называется
альбедо. Разработаны методы его определения по поляризации света
астероидов, а также по различию яркости в видимой области спектра и в
инфракрасном диапазоне. В результате измерений и расчётов получены размеры
самых крупных астероидов. Считается, что астероидов с диаметрами более 200
км три десятка. Почти все они наверняка известны. Малых планет с
поперечниками от 80 до 200 км, вероятно, около 800. С уменьшением размеров
число астероидов быстро возрастает. Фотометрические исследования показали,
что астероиды сильно различаются по степени черноты вещества, слагающего их
поверхность. 52 Европа, в частности, имеет альбедо 0,03. Это
соответствует тёмному веществу, по цвету похожему на сажу. Подобные тёмные
астероиды условно называют углистыми и относят к классу Ц. Астероиды
другого класса (класса С) условно именуются каменными, так как они, по-
видимому, напоминают глубинные горные породы Земли. Альбедо С-астероидов
значительно выше. К примеру, у 44 Низы оно достигает 0,38. Это самый
светлый астероид. Изучение спектров отражения и поляриметрия позволили
выделить ещё один класс - металлические, или М-астероиды. Вероятно, на их
поверхности присутствуют выходы металла, например никелистого железа, как у
некоторых метеоритов.
С помощью весьма чувствительных фотометров были исследованы периодические
изменения яркости астероидов. По форме кривой блеска можно судить о периоде
вращения астероида и о положении оси вращения. Периоды встречаются самые
разные - от нескольких часов до сотен часов. Изучение кривой блеска
позволяет также сделать определённые выводы о форме астероидов. Большинство
из них имеет неправильную, обломочную форму. Лишь самые крупные
приближаются к шару. Характер изменения блеска некоторых астероидов даёт
основание предполагать, что у них есть спутники. Некоторые из малых планет,
возможно, являются близкими двойными системами или даже перекатывающимися
по поверхности друг друга телами. Но достоверные сведения об астероидах
могут дать только наблюдения с близкого расстояния - с космических
аппаратов. Такой опыт уже имеется. 29 октября 1991 г. американский
космический аппарат "Галилео" передал на Землю изображение астероида 951
Гаспра. Снимок сделан с расстояния 16 тыс. километров. На нём хорошо
просматриваются угловато-сглаженная форма астероида и его кратерированная
поверхность. Уверенно можно определить размеры: 12 х 16 км. 28 августа 1993
г. "Галилео" прошёл мимо астероида 243 Ида и получил столь же информативный
снимок. На фотографии виден ещё один крошечный астероид, который получил
имя Дактиль, - по-видимому, спутник Иды.
Кометы.
В Солнечной системе кроме больших и малых планет существуют и другие
небесные тела. Прежде всего это кометы, которые еще называют хвостатыми
звездами. Это небольшие, размером в несколько километров, глыбы из камня и
льда. По законам Кеплера кометы, подобно прочим телам Солнечной системы,
движутся по эллиптическим орбитам. Но их орбиты очень вытянуты, так что
самая удаленная от Солнца точка обычно расположена намного дальше орбиты
самой далекой планеты - Плутона.
Когда комета из холодной глубины космоса приближается к Солнцу, она
становится видна даже невооруженным глазом. По мере приближения к Солнцу
его сильное излучение начинает нагревать тело кометы и замерзшие газы
испаряются. Они расширяются, окутывая твердое тело кометы и образуя ее
гигантскую газовую "голову". Солнечное излучение так сильно воздействует на
газ, что часть его выдувается из головы кометы и образует кометный "хвост",
сопровождающий ее на всем пути вблизи Солнца. Большинство комет появляется
только один раз и затем навсегда исчезает в глубинах Солнечной системы,
там, откуда они пришли. Но есть и исключения - периодические кометы.
Размеры орбит большинства комет в тысячи раз больше поперечника планетной
системы. Вблизи афелиев своих орбит кометы находятся большую часть времени,
так что на далеких окраинах Солнечной системы существует облако комет - так
называемое облако Оорта. Его происхождение связано, по-видимому, с
гравитационным выбросом ледяных тел из зоны планет - гигантов во время их
образования. Облако Оорта содержит миллиарды кометных ядер. У всех комет
при их движении в области, занятой планетами, орбиты изменяются под
действием притяжения планет. При этом среди комет, пришедших с периферии
облака Оорта, около половины приобретает гиперболические орбиты и теряется
в межзвездном пространстве. У других, наоборот, размеры орбит уменьшаются,
и они начинают чаще возвращаться к Солнцу. Изменения орбит бывают особенно
велики при тесных сближениях комет с планетами-гигантами. Известно около
100 короткопериодических комет, которые приближаются к Солнцу через
несколько лет или десятков лет и поэтому сравнительно быстро растрачивают
вещество своего ядра. Орбиты комет скрещиваются с орбитами планет, поэтому
изредка должны происходить столкновения комет с планетами. Часть кратеров
на Луне, Меркурии, Марсе и других телах образовались в результате ударов
ядер комет.
Комета Галлея.
В 1705 году Эдмонд Галлей, используя Ньютоновские законы движения,
предсказал, что комета, которую наблюдали в 1531, 1607 и 1682 годах, должна
возвратиться в 1758 году (что, увы, было уже после его смерти). Комета
действительно возвратилась, как было предсказано, и позже была названа в
его честь. Cредний период обращения кометы Галлея вокруг Солнца равен 76
годам. Последнее ее прохождение через через перигелий наблюдалось в феврале
1986 года. Ядро кометы Галлея имеет размеры приблизительно 16x8x8
километров. Вопреки ожиданиям, оно очень темное: его альбедо составляет
всего лишь 0.03, что делает его еще более темным, чем каменный уголь. Таким
образом, ядро кометы Галлея является одним из самых темных объектов в
Солнечной системе. Плотность ядра кометы Галлея очень низкая, всего около
0.1 грамма на кубич. см, что говорит о том, что оно имеет пористую
структуру, поскольку состоит в основном из пыли со льдом. Комета Галлея
вернется во внутреннюю Солнечную систему в следующий раз в 2061 году.
Комета Шумейкера – Леви.
Комета Шумейкера-Леви была открыта Евгением и Кэролин Шумейкерами и
Дэвидом Леви в 1993 году. Вскоре после их открытия было определено, орбита
кометы проходит очень близко к Юпитеру. В 1992 году комета была захвачена
Юпитером внутрь области предела Роша. Предел Роша - это минимальный радиус
круговой орбиты, на которой спутник не разрушается под действием притяжения
центрального тела (приливных сил). Комета разрушилась на отдельные
фрагменты, которые рассредоточились на несколько миллионов километров вдоль
ее орбиты. Размер и масса первоначального тела кометы и ее отдельных
фрагментов неизвестны. По оценкам ученых размеры кометы составляли от 2 до
10 км в диаметре. Между 16 июля 1994 года и 22 июля 1994 года фрагменты
вошли в верхние слои атмосферы Юпитера. Это было первым случаем, когда
ученые имели возможность наблюдать столкновение двух внеземных тел.
Cтолкновение наблюдалось с помощью больших наземных телескопов, тысяч малых
и любительских телескопов и космическим кораблем “Галилео”. Последствия
столкновения были видны на Юпитере еще почти в течение года после этого
события.
Комета Хиакутаке.
Первые месяцы 1996 года ознаменовались открытием новой кометы - кометы
Хиакутаке, которая на протяжении нескольких недель являлась одним из
наиболее ярких объектов на небесной сфере. Она была открыта, когда была
удалена от Земли на расстояние в 300 млн. км. Предварительные данные не
исключают возможности того, что предыдущий визит этой кометы в солнечную
систему происходил 10-20 тысяч лет тому назад, однако окончательный ответ
требует детальных исследований. Одной из основных особенностей кометы
Хиакутаке является большой наклон ее орбиты к плоскости эклиптики. Этим
определялись чрезвычайно удачные условия ее наблюдений. По мере приближения
к Земле яркость кометы постоянно возрастала, и 23 марта комету можно было
наблюдать даже невооруженным взглядом. С 23 по 27 марта 1996 года она
быстро переместилась из созвездия Волопаса в созвездие Большой Медведицы и
далее - к Полярной звезде. На минимальном расстоянии в 17 млн. км от Земли
комета Хиакутаке находилась 25 марта 1996 года, двигаясь со скоростью 50
км/сек. В настоящее время она удаляется от Солнца.
Метеоры и метеориты.
Метеором называется световое явление, возникающее на высоте от 130 до
80 км при вторжении в земную атмосферу частиц - метеорных тел из
межпланетного пространства. Скорости движения метеорных тел по отношению к
Земле могут быть различными - от 11 до 75 км/сек в зависимости от того,
догоняет ли метеорное тело Землю при ее обращении вокруг Солнца или же
движется ей навстречу. На протяжении суток можно зарегистрировать около 28
000 метеоритов. Масса метеорного тела, вызывающего такое явление,
составляет всего 4.6 грамма. Кроме единичных (спорадических) метеоров
несколько раз в год можно наблюдать целые метеорные потоки (метеорные
дожди). И если обычно за один час наблюдатель регистрирует 5-15 метеоритов,
то во время метеорного дождя - 100, 1000 и даже до 10 000. Это означает,
что в межпланетном пространстве движутся целые рои метеорных частиц.
Метеорные потоки на протяжении нескольких ночей появляются примерно в одной
и той же области неба. Если их следы продолжить назад, то они пересекутся в
одной точке, которая называется радиантом метеорного потока. Источником
практически всех малых метеорных частиц являются, по-видимому, кометы.
Крупные метеорные тела имеют астероидное происхождение. В отдельных случаях
крупное метеорное тело при своем движении в атмосфере не успевает
испариться и достигает поверхности Земли. Этот остаток метеорного тела
называется метеоритом. На протяжении года на Землю выпадает примерно 2000
метеоритов. В зависимости от химического состава метеориты подразделяются
на каменные хондриты (их относительное количество 85.7%), каменные
ахондриты (7.1%), железные (5.7%) и железо-каменные метеориты (1.5%).
Хондрами называют мелкие круглые частицы серого цвета, часто с коричневым
оттенком, обильно вкрапленные в каменную массу. Железные метеориты
практически полностью состоят из никелистого железа. Из расчетов следует,
что наблюдаемая структура железных метеоритов образуется в случае, если в
интервале температур примерно от 600 до 400 С вещество охлаждается со
скоростью 1 - 10 градусов С за миллион лет. Каменные метеориты, в которых
нет хондр, называются ахондритами. Анализ показал, что в хондрах содержатся
практически все химические элементы. Крупнейший из известных метеоритов
находится на месте падения в пустыне Адрар (Западная Африка), его вес
оценивается в 100 000 тонн. Второй по величине железный метеорит Гоба,
весом 60 тонн, находится в Юго-Западной Африке, третий, весом 50 тонн,
хранится в Нью-йоркском музее естественной истории. Если в атмосферу Земли
влетает метеорное тело, вес которого превышает 1 000 000 тонн, то оно
углубляется в грунт на 4-5 своих диаметров, вся его огромная кинетическая
энергия превращается в тепло. Возникает сильнейший взрыв, при котором
метеорное тело в значительной степени испаряется. На месте взрыва
образуется воронка - кратер. Одним из наиболее эффектных является кратер в
штате Аризона (США). Его диаметр составляет 1200 м, а глубина - 175 м; вал
кратера поднят над окружающей пустыней на высоту около 37 метров. Возраст
этого кратера - около 5000 лет.
1)Хондрит (каменный метеорит).
2)Железный метеорит.
3)Ахондрит (каменный метеорит, не содержащий хондр).
1) и 4)Комета Галлея.
2)Комета Хиакутаке.
3)Комета Хейла-Боппа.
5)Последовательные стадии падения кометы Шумейкера-Леви 9
на Юпитер.
Реферат на тему: Малые тела солнечной системы
ПЛАН
Введение
1. Астероиды
2. Метеориты
3. Мелкие осколки
4. Кометы
5. Поиск планет в Солнечной системе
Литература
Введение
В Солнечной системе кроме больших планет и их спутников движется
множество так называемых малых тел: астероидов, комет и метеоритов. Малые
тела Солнечной системы имеют размеры от сотен микрон до сотен километров.
Астероиды. С точки зрения физики астероиды или, как их еще называют,
малые планеты - это плотные и прочные тела. По составу и свойствам их можно
условно разделить на три группы: каменные, железокаменные и железные.
Астероид является холодным телом. Но он, как, например, и Луна, отражает
солнечный свет, и поэтому мы можем наблюдать его в виде звездообразного
объекта. Отсюда и происходит название "астероид", что в переводе с
греческого означает звездообразный. Так как астероиды движутся вокруг
Солнца, то их положение по отношению к звездам постоянно и довольно быстро
меняется. По этому первоначальному признаку наблюдатели и открывают
астероиды.
Кометы, или "хвостатые звезды", известны с незапамятных времен. Комета
- это сложное физическое явление, которое кратко можно описать с помощью
нескольких понятий. Ядро кометы представляет собой смесь или, как говорят,
конгломерат пылевых частиц, водяного льда и замерзших газов. Отношение
содержания пыли к газу в кометных ядрах составляет примерно 1:3. Размеры
кометных ядер, по оценке ученых, заключены в интервале от 1 до 100 км.
Сейчас дискутируется возможность существования как более мелких, так и
более крупных ядер. Известные короткопериодические кометы имеют ядра
размером от 2 до 10 км. Размер же ядра ярчайшей кометы Хейли-Боппа, которая
наблюдалась невооруженным глазом в 1996 году, оценивается в 40 км.
Метеороид – это небольшое тело, обращающееся вокруг Солнца. Метеор –
это метеороид, влетевший в атмосферу планеты и раскалившийся до блеска. А
если его остаток упал на поверхность планеты, его называют метеоритом.
Метеорит считают «упавшим», если есть очевидцы, наблюдавшие его полет в
атмосфере; в противном случае его называют «найденным».
Рассмотрим выше указанные малые тела Солнечной системы более подробно.
1. Астероиды
Эти космические тела отличаются от планет прежде всего своими
размерами. Так, самая большая из маленьких планет Церера имеет в
поперечнике 995 км; следующая за ней (по размеру): Палада-560 км, Хигея -
380 км, Психея - 240 км и т.д. Для сравнения можно указать, что наименьшая
из больших планет Меркурий имеет диаметр 4878 км, т.е. в 5 раз превосходит
- поперечник Цереры, а массы их различаются во многие сотни раз.
Общее число малых планет, доступных наблюдению современными
телескопами, определяется в 40 тыс., но общая их масса в 1 тыс. раз меньше
массы Земли.
Движение малых планет вокруг Солнца происходит по эллиптическим
орбитам, но более вытянутым (средний эксцентриситет орбит у них 0,51), чем
у больших планет, а наклон орбитальных плоскостей к эклептике у них больше,
чем у больших планет (средний угол 9,54). Основная масса планет вращается
вокруг Солнца между орбитами Марса и Юпитера, образуя так называемый пояс
астероидов. Но имеются и малые планеты, орбиты которых располагаются ближе
к Солнцу, чем орбита Меркурия. Самые же далекие находятся за Юпитером и
даже за Сатурном.
Исследователи космоса высказывают различные соображения о причине
большой концентрации астероидов в сравнительно узком пространстве
межпланетной среды между орбитами Марса и Юпитера. Одной из наиболее
распространенных гипотез происхождения тел пояса астероидов является
представление о разрушении мифической планеты Фаэтон. Сама по себе идея о
существовании планеты поддерживается многими учеными и даже как будто
подкреплена математическими расчетами. Однако необъяснимой остается причина
разрушения планеты. Высказываются различные предположения. Одни
исследователи считают, что разрушение Фаэтона произошло вследствии его
столкновения с каким-то крупным телом. По мнению других, причинами распада
планеты были взрывные процессы в ее недрах. В настоящее время проблема
происхождения тел астероидного пояса входит составным элементом в обширную
программу исследований космоса на международном и национальных уровнях.
Среди малых планет выделяется своеобразная группа тел, орбиты которых
пересекаются с орбитой Земли, а следовательно, имеется потенциальная
возможность их столкновения с нею. Планеты этой группы стали называть
Apollo object, или просто Apollo (Wetherill, 1979). Впервые о существовании
Apollo стало известно с 30-х годов текущего столетия. В 1932 г. был
обнаружен астероид. Его назвали
Apollo 1932 HA. Но он не возбудил особого интереса, хотя его название
стало нарицательным для всех астероидов, пересекающих земную орбиту.
В 1937 г. космическое тело с поперечником приблизительно в 1 км прошло
в 800 тыс. км от Земли и в двукратном расстоянии от Луны. Впоследствии его
назвали Гермес. На сегодняшний день выявлено 31 такое тело, и каждое из них
получило собственное название. Размеры их поперечников колеблются от 1 до 8
км, а наклон орбитальных плоскостей к эклиптике находиться в пределах от 1
до 68. Пять из них вращаются на орбитах между Землей и Марсом, а остальные
26 - между Марсом и Юпитером (Wetherill, 1979). Полагают, что из 40 тыс.
Малых планет астероидного пояса с поперечником более 1 км может оказаться
несколько сот Apollo. Поэтому столкновение таких небесных тел с Землей
вполне вероятно, но через весьма длительные интервалы времени.
Можно полагать, что раз в столетие одно из таких космических тел может
пройти вблизи Земли на расстоянии меньше, чем от нас до Луны, а раз за 250
тыс. лет может произойти столкновение его с нашей планетой. Удар такого
тела выделяет энергию равную 10 тыс. Водородных бомб каждая мощностью 10
Мт. При этом должен образоваться кратер диаметром около 20 км. Но такие
случаи редки и за человеческую историю неизвестны. Гермес относится к
астероидам III класса, а ведь много таких тел и более крупного размера - II
и I классов. Удар при столкновении их с Землей, естественно, будет еще
более значительным.
Когда в 1781 г. был открыт Уран его средняя гелиоцентричекое
расстояние оказалось соответствующим правилу Тициуса - Бодэ, то с 1789 г.
начались поиски планеты, которая, согласно этому правилу, должна была
находиться между орбитами Марса и Юпитера, на среднем расстоянии а=2,8 а.е.
от солнца. Но разрозненные обзоры неба не приносили успеха, и поэтому 21
сентября 1800 г. несколько немецких астрономов во главе с К. Цахом решили
организовать коллективные поиски. Они разделили весь поиск зодиакальных
созвездий на 24 участка и распределили между собой для тщательных
исследований. Но не успели они поступить к систематическим розыскам, как 1-
го января 1871г. итальянский астроном Дж. Пиации (1746-1826) обнаружил в
телескоп звездообразный объект седьмой звездной величины, медленно
перемещавшийся по созвездию Тельца. Вычисленная К. Гаусом (1777-1855)
орбита объекта оказалась планетой, соответствующей правилу Тициуса-Бодэ:
большая полуось а=2,77 а.е. и эксцентриситет е=0,080. Вновь открытую
планету Пиации назвал Церерой.
28 марта 1802 г. немецкий врач и астроном В.Ольберс (1758-1840)
обнаружил вблизи Цереры еще одну планету (8m) , названную Палладой (а=2,77
а.е., е=0,235). 2-го сентября 1804 г. была открыта третья планета, Юнона
(а=2,67 а.е.), а 29 марта 1807 г.- 4, Веста (а=2,36 а.е.). Все вновь
открытые планеты имели звездообразный вид, без дисков, свидетельствующий об
их небольших геометрических размерах. Поэтому эти небесные тела назвали
малыми планетами или, по предложению В. Гершеля , астероидами ( от греч.
«астр» - звездный и «еидос»- вид).
К 1891 г. визуальными методами было обнаружено около 320 астероидов.
В конце 1891 г. немецкий астроном М. Вольф (1863-1932) предложил
фотографический метод поисков: при 2-3- часовой экспозиции изображения
звезд на фотопластинке получались точечные , а след движущегося астероида -
в виде небольшой черточки. Фотографические методы привели к резкому
увеличению открытий астероидов. Особенно интенсивные исследования малых
планет проводятся сейчас в Институте теоретической астрономии ( в
Петербурге ) и в Крымской астрофизической обсерватории Академии наук
России.
Астероидам , орбиты которых надежно определены, присваивают имя и
порядковый номер. Таких астероидов сейчас известно свыше 3500, но в
Солнечной системе значительно больше.
Из указанного числа известных астероидов астрономы Крымской
астрофизической обсерватории открыли около 550, увековечив в их названиях
имена известных людей.
Подавляющее большинство ( до 98% ) известных астероидов движется между
орбитами Марса и Юпитера, на средних расстояниях от Солнца от 2,06 до 4,30
а.е. ( периоды обращения от 2,96 до 8,92 года). Однако встречаются
астероиды с уникальными орбитами, и им присваиваются мужские имена, как
правило из греческой мифологии.
Первые три из этих малых планет движутся вне пояса астероидов, причем
в перигелии Икар подходит к Солнцу вдвое ближе Меркурия, а Гермес и Адонис
- ближе Венеры. Они могут сближаться с Землейна расстоянии от 6 млн. до 23
млн. км, а Гермес в 1937 г. прошел вблизи Земли даже на расстоянии 580
тыс. км, т.е. всего лишь в полтора раза дальше Луны. Гидальго же в афелии
уходит за орбиту Сатурна. Но Гидальго не является исключением. За последние
годы открыто около 10 астероидов, перигелии которых расположены вблизи
орбит планет земной группы, а афелии - вблизи орбит Юпитера. Такие орбиты
характерны для комет семейства Юпитера и указывают на возможное общее
происхождение астероидов и комет.
В 1977 г. обнаружен уникальный астероид, который обращается вокруг
Солнца по орбите с большой полуосью а=13,70 а.е. и эксцентриситетом е=0,38,
так что в перигелии (q=8,49 а.е.) он заходит внутрь орбиты Сатурна, а в
афелии (Q=18,91 а.е.) приближается к орбите Урана. Он назван Хироном. По-
видимому, существуют и другие подобные далекие астероиды, поиски которых
продолжаются.
Блеск большинства известных астероидов во время противостояния от 7m
до 16m, но есть и более слабые объекты. Самым ярким (до 6m) является Веста.
Поперечники астероидов вычисляются по их блеску и отражательной
способности в визуальных и инфракрасных лучах. Оказалось, что крупных
астероидов не так уж много. Наиболее крупные - это Церера (поперечник 1000
км), Паллада (610 км), Веста (540 км) и Гигия (450 км). Только у 14
астероидов поперечники более 250 км, а у остальных меньше, вплоть до 0,7
км. У тел таких малых размеров не может быть сфероидальной формы, и все
астероиды (кроме, может быть, наиболее крупных) представляют собой
бесформенные глыбы.
Массы астероидов крайне различные: наибольшей, близкой к 1,5.1021 кг
(т.е. в 4 тыс. раз меньше массы земли), обладает Церера. Суммарная масса
всех астероидов не превышает 0,001 массы Земли. Конечно, все эти небесные
тела лишены атмосферы. У многих астероидов по регулярному изменению их
блеска обнаружено осевое вращение.
В частности, период вращения Цереры равен 9,1 ч , а Паллады - 7,9ч .
Быстрее всех вращается Икар, за 2ч 16м.
Изучение отражательной способности многих астероидов позволило
объединить их в три основные группы: темные, светлые и металлические.
Поверхность темных астероидов отражает всего лишь до 5% падающего на нее
солнечного света и состоит из веществ, сходными с черными базальтовыми и
углистыми породами. Эти астероиды часто называют углистыми. Светлые
астероиды отражают от 10% до 25% солнечного света, что роднит их
поверхность с кремниевыми соединениями - это каменные астероиды.
Металлические астероиды (их абсолютное меньшинство) тоже светлые, но по
своим отражательным свойствам их поверхность похожа на железоникелевые
сплавы. Такое подразделение астероидов подтверждается и химическим составом
выпадающих на Землю метеоритов . Незначительное число изученных астероидов
не относится ни к одной из трех основных групп.
Показательно, что в спектрах углистых астероидов обнаружена полоса
поглощения воды ((= 3мкм). В частности, поверхность астероида Цереры
состоит из минералов, похожих на земные глины и содержащих около 10% воды.
При небольших размерах и массах астероидов давление в их недрах
невелико: даже у самых крупных астероидов оно не превышает 7 105
8 10 5 Гпа (700 - 800 атм) и не может вызвать разогрева их твердых
холодных недр. Лишь поверхность астероидов очень слабо нагревается далеким
от них Солнцем, но и эта незначительная энергия излучается в межпланетное
пространство. Вычисленная по законам физики температура поверхности
подавляющего большинства астероидов оказалась близкой к 150 - 170 К (-
120...-100(С).
И только у немногих астероидов, которые проходят вблизи Солнца,
поверхность в такие периоды сильно нагревается . Так, температура
поверхности Икара повышается почти до 1000 К (+730(С), а при удалении от
Солнца снова резко понижается.
Орбиты остальных астероидов подвержены значительным возмущениям от
гравитационного воздействия больших планет, главным образом Юпитера.
Особенно сильные возмущения испытывают небольшие астероиды, что приводит к
столкновениям этих тел и их дроблению на соколки самых разнообразных
размеров -б от сотен метров в поперечнике до пылинок.
В настоящее время физическая природа астероидов изучается, потому
что по ней можно проследить эволюцию (развитие) вещества, из которого
сформировалась Солнечная система.
2. Метеориты
В околоземном космическом пространстве движутся самые различные
метеороиды (космические осколки больших астероидов и комет). Их скорости
лежат в диапазоне от 11 до 72 км/с. Часто бывает так, что пути их движения
пересекаются с орбитой Земли и они залетают в её атмосферу.
Метеориты - каменные или железные тела, падающие на Землю из
межпланетного пространства. Падение метеоритов на Землю сопровождается
звуковым, световым и механическим явлением. По небу проносится яркий
огненный шар называемый болидом, сопровождаемый хвостом и разлетающимися
искрами. После того как болид исчезает, через несколько секунд раздаются
похожие на взрывы удары, называемые ударными волнами, которые иногда
вызывают значительное сотрясение грунта и зданий.
Явления вторжения космических тел в атмосферу имеют три основные
стадии:
1. Полёт в разреженной атмосфере (до высот около 80 км), где
взаимодействие молекул воздуха носит карпускулярный характер. Частицы
воздуха соударяются с телом, прилипают к нему или отражаются и передают ему
часть своей энергии. Тело нагревается от непрерывной бомбардировки
молекулами воздуха, но не испытывает заметного сопротивления, и его
скорость остаётся почти неизменной. На этой стадии, однако, внешняя часть
космического тела нагревается до тысячи градусов и выше. Здесь характерным
параметром задачи является отношение длины свободного пробега к размеру
тела L, которое называется числом Кнудсена Kn. В аэродинамике принято
учитывать молекулярный подход к сопротивлению воздуха при Kn>0.1.
2. Полёт в атмосфере в режиме непрерывного обтекания тела потоком
воздуха, то есть когда воздух считается сплошной средой и атомно-
молекулярный характер его состава явно не учитывается. На этой стадии перед
телом возникает головная ударная волна, за которой резко повышается
давление и температура. Само тело нагревается за счет конвективной
теплопередачи, а так же за счет радиационного нагрева. Температура может
достигать несколько десятков тысяч градусов, а давление до сотен атмосфер.
При резком торможении появляются значительные перегрузки. Возникают
деформации тел, оплавление и испарение их поверхностей, унос массы
набегающим воздушным потоком (абляция).
3. При приближении к поверхности Земли плотность воздуха растёт,
сопротивление тела увеличивается, и оно либо практически останавливается на
какой-либо высоте, либо продолжает путь до прямого столкновения с Землёй.
При этом часто крупные тела разделяются на несколько частей, каждая из
которых падает отдельно на Землю. При сильном торможении космической массы
над Землёй сопровождающие его ударные волны продолжают своё движение к
поверхности Земли, отражаются от неё и производят возмущения нижних слоёв
атмосферы, а так же земной поверхности.
Процесс падения каждого метеороида индивидуален. Нет возможности в
кратком рассказе описать все возможные особенности этого процесса.
«Найденных» метеоритов значительно больше, чем «упавших». Часто их
находят туристы или крестьяне, работающие в поле. Поскольку метеориты имеют
темный цвет и легко различимы на снегу, прекрасным местом для их поиска
служат ледяные поля Антарктики, где уже найдены тысячи метеоритов. Впервые
метеорит в Антарктике обнаружила в 1969 группа японских геологов, изучавших
ледники. Они нашли 9 фрагментов, лежавших рядом, но относящихся к четырем
разным типам метеоритов. Оказалось, что метеориты, упавшие на лед в разных
местах, собираются там, где движущиеся со скоростью несколько метров в год
ледниковые поля останавливаются, упираясь в горные хребты. Ветер разрушает
и высушивает верхние слои льда (происходит его сухая возгонка – абляция), и
метеориты концентрируются на поверхности ледника. Такие льды имеют
голубоватый цвет и легко различимы с воздуха, чем и пользуются ученые при
изучении мест, перспективных для сбора метеоритов.
Важное падение метеорита произошло в 1969 в Чиуауа (Мексика). Первый
из множества крупных осколков был найден вблизи дома в деревеньке Пуэблито
де Альенде, и, следуя традиции, все найденные фрагменты этого метеорита
были объединены под именем Альенде. Падение метеорита Альенде совпало с
началом лунной программы «Аполлон» и дало ученым возможность отработать
методы анализа внеземных образцов. В последние годы установлено, что
некоторые метеориты, содержащие белые обломки, внедренные в более темную
материнскую породу, являются лунными фрагментами.
Метеорит Альенде относится к хондритам – важной подгруппе каменных
метеоритов. Их называют так, потому что они содержат хондры (от греч.
chondros, зёрнышко) – древнейшие сферические частицы, сконденсировавшиеся в
протопланетной туманности и затем вошедшие в состав более поздних пород.
Подобные метеориты позволяют оценивать возраст Солнечной системы и ее
исходный состав. Богатые кальцием и алюминием включения метеорита Альенде,
первыми сконденсировавшиеся из-за своей высокой температуры кипения, имеют
измеренный по радиоактивному распаду возраст 4,559 ± 0,004 млрд. лет. Это
наиболее точная оценка возраста Солнечной системы. К тому же все метеориты
несут в себе «исторические записи», вызванные длительным влиянием на них
галактических космических лучей, солнечного излучения и солнечного ветра.
Изучив повреждения, нанесенные космическими лучами, можно сказать, как
долго метеорит пребывал на орбите до того, как попал под защиту земной
атмосферы.
Прямая связь между метеоритами и Солнцем следует из того факта, что
элементный состав наиболее старых метеоритов – хондритов – точно повторяет
состав солнечной фотосферы. Единственные элементы, содержание которых
различается, – это летучие, такие, как водород и гелий, обильно
испарявшиеся из метеоритов в ходе их остывания, а также литий, частично
«сгоревший» на Солнце в ядерных реакциях. Понятия «солнечный состав» и
«хондритный состав» используют как равнозначные при описании упомянутого
выше «рецепта солнечного вещества». Каменные метеориты, состав которых
отличается от солнечного, называют ахондритами.
3. Мелкие осколки.
Околосолнечное пространство заполнено мелкими частицами, источниками
которых служат разрушающиеся ядра комет и столкновения тел, в основном, в
поясе астероидов. Самые мелкие частицы постепенно приближаются к Солнцу в
результате эффекта Пойнтинга – Робертсона (он заключается в том, что
давление солнечного света на движущуюся частицу направлено не точно по
линии Солнце – частица, а в результате аберрации света отклонено назад и
поэтому тормозит движение частицы). Падение мелких частиц на Солнце
компенсируется их постоянным воспроизводством, так что в плоскости
эклиптики всегда существует скопление пыли, рассеивающее солнечные лучи. В
самые темные ночи оно заметно в виде зодиакального света, тянущегося
широкой полосой вдоль эклиптики на западе после захода Солнца и на востоке
перед его восходом. Вблизи Солнца зодиакальный свет переходит в ложную
корону (F-корона, от false – ложный), которая видна только при полном
затмении. С ростом углового расстояния от Солнца яркость зодиакального
света быстро падает, но в антисолнечной точке эклиптики она вновь
усиливается, образуя противосияние; это вызвано тем, что мелкие пылевые
частицы интенсивно отражают свет назад.
Время от времени метеороиды попадают в атмосферу Земли. Скорость их
движения так велика (в среднем 40 км/с), что почти все они, кроме самых
мелких и самых крупных, сгорают на высоте около 110 км, оставляя длинные
светящиеся хвосты – метеоры, или падающие звезды. Многие метеороиды связаны
с орбитами отдельных комет, поэтому метеоры наблюдаются чаще, когда Земля в
определенное время года проходит вблизи таких орбит. Например, ежегодно в
районе 12 августа наблюдается множество метеоров, поскольку Земля
пересекает поток Персеиды, связанный с частицами, потерянными кометой 1862
III. Другой поток – Ориониды – в районе 20 октября связан с пылью от кометы
Галлея.
Частицы размером менее 30 мкм могут затормозиться в атмосфере и упасть
на землю, не сгорев; такие микрометеориты собирают для лабораторного
анализа. Если частицы размером в несколько сантиметров и более состоят из
достаточно плотного вещества, то они также не сгорают целиком и выпадают на
поверхность Земли в виде метеоритов. Более 90% из них каменные; отличить их
от земных пород может только специалист. Оставшиеся 10% метеоритов железные
(в действительности они состоят из сплава железа и никеля).
Метеориты считаются осколками астероидов. Железные метеориты были
когда-то в составе ядер этих тел, разрушенных соударениями. Возможно,
некоторые рыхлые и богатые летучими веществами метеориты произошли от
комет, но это маловероятно; скорее всего, крупные частицы комет сгорают в
атмосфере, а сохраняются лишь мелкие. Учитывая, как трудно достигнуть Земли
кометам и астероидам, ясно, сколь полезным является изучение метеоритов,
самостоятельно «прибывших» на нашу планету из глубин Солнечной системы.
4. Кометы
Кометы являются самыми эффективными небесными телами в Солнечной
системе. Кометы - это своеобразные космические айсберги, состоящие из
замороженных газов, сложного химического состава, водяного льда и
тугоплавкого минерального вещества в виде пыли и более крупных фрагментов.
Хотя кометы подобно астероидам движутся вокруг Солнца по коническим
кривым, внешне они разительно отличаются от астероидов. Если астероиды
светят отражённым солнечным светом и в поле зрения телескопа напоминают
медленно движущиеся слабые звёздочки, то кометы интенсивно рассеивают
солнечный свет в некоторых наиболее характерных для комет участках спектра,
и поэтому многие кометы видны невооружённым глазом, хотя диаметры их ядер
редко превышают 1 - 5 км.
Кометы интересуют многих учёных: астрономов, физиков, химиков,
биологов, газодинамиков, историков и др. И это естественно. Ведь кометы
подсказали ученым, что в межпланетном пространстве дует солнечный ветер;
возможно кометы являются "виновниками" возникновения жизни на Земле, так
как могли занести в атмосферу Земли сложные органические соединения. Кроме
того, кометы, по-видимому, несут в себе ценную информацию о начальных
стадиях протопланетного облака, из которого образовались также Солнце и
планеты.
При первом знакомстве с яркой кометой может показаться, что хвост -
самая главная часть кометы. Но если в этимологии слова "комета" хвост
явился главной причиной для подобного наименования, то с физической точки
зрения хвост является вторичным образованием, развившимся из довольно
крохотного ядра, самой главной части кометы как физического объекта. Ядра
комет - первопричина всего остального комплекса кометных явлений, которые
до сих пор всё ещё не доступны телескопическим наблюдениям, так как они
вуалируются окружающей их светящейся материей, непрерывно истекающей из
ядер. Применяя большие увеличения, можно заглянуть в более глубокие слои
светящейся вокруг ядра газо-пылевой оболочки, но и то, что остаётся, будет
по своим размерам всё ещё значительно превышать истинные размеры ядра.
Центральное сгущение, видимое в диффузной атмосфере кометы визуально и на
фотографиях, называется фотометрическим ядром. Считается, что в центре его
находится собственно ядро кометы, т.е. располагается центр масс кометы.
Туманная атмосфера, окружающая фотометрическое ядро и постепенно
сходящая на нет, сливаясь с фоном неба, называется комой. Кома вместе с
ядром составляют голову кометы. Вдали от Солнца голова выглядит
симметричной, но с приближением к Солнцу она постепенно становится
овальной, затем голова удлиняется ещё сильнее, и в противоположной от
Солнца стороне из неё развивается хвост.
Итак, ядро - самая главная часть кометы. Однако, до сих пор нет
единодушного мнения, что оно представляет собой на самом деле. Ещё во
времена Бесселя и Лапласа существовало представление о ядре кометы как о
твердом теле, состоящем из легко испаряющихся веществ типа льда или снега,
быстро переходящих в газовую фазу под действием солнечного тепла. Эта
ледяная классическая модель кометного ядра была существенно дополнена и
разработана в последнее время. Наибольшим признанием среди исследователей
комет пользуется разработанная Уиплом модель ядра - конгломерата из
тугоплавких каменистых частиц и замороженной летучей компоненты (СН4, СО2,
Н2О и др.). В таком ядре ледяные слои из замороженных газов чередуются с
пылевыми слоями. По мере прогревания солнечным теплом газы типа
испаряющегося "сухого льда" прорываются наружу, увлекая за собой облака
пыли. Это позволяет, например, объяснить образование газовых и пылевых
хвостов у комет, а также способность небольших ядер комет к активному
газовыделению.
Головы комет при движении комет по орбите принимают разнообразные
формы. Вдали от СОЛНЦА головы комет круглые, что объясняется слабым
воздействием солнечных излучений на частицы головы, и её очертания
определяются изотропным расширением кометного газа в межпланетное
пространство. Это бесхвостые кометы, по внешнему виду напоминающие шаровые
звездные скопления. Приближаясь к Солнцу, голова кометы принимает форму
параболы или цепной линии. Параболическая форма головы объясняется
"фонтанным" механизмом. Образование голов в форме цепной линии связано с
плазменной природой кометной атмосферы и воздействием на неё солнечного
ветра и с переносимым им магнитным полем.
Иногда голова кометы столь мала, что хвост кометы кажется выходящим
непосредственно из ядра. Кроме изменения очертаний в головах комет то
появляются, то исчезают различные структурные образования: галсы, оболочки,
лучи, излияния из ядра и т.п.
Большие кометы с хвостами, далеко простиравшимися по небу, наблюдались
с древнейших времен. Некогда предполагалось, что кометы принадлежат к числу
атмосферных явлений. Это заблуждение опроверг Браге, который обнаружил, что
комета 1577 года занимала одинаковое положение среди звёзд при наблюдениях
из различных пунктов, и, следовательно, отстоит от нас дальше, чем Луна.
Движение комет по небу объяснил впервые Галлей (1705г.), который
нашёл, что их орбиты близки к параболам. Он определил орбиты 24 ярких
комет, причём оказалось, что кометы 1531 и 1682 г.г. имеют очень сходные
орбиты. Отсюда Галлей сделал вывод, что эта одна и та же комета, которая
движется вокруг Солнца по очень вытянутому эллипсу с периодом около 76 лет.
Галлей предсказал, что в 1758 году она должна появиться вновь и в декабре
1758 года она действительно была обнаружена. Сам Галлей не дожил до этого
времени и не мог увидеть, как блестяще подтвердилось его предсказание. Эта
комета (одна из самых ярких) была названа кометой Галлея.
Кометы обозначаются по фамилиям лиц, их открывших. Кроме того, вновь
открытой комете присваивается предварительное обозначение по году открытия
с добавлением буквы, указывающей последовательность прохождения кометы
через перигелий в данном году.
Лишь небольшая часть комет, наблюдаемых ежегодно, принадлежит к числу
периодических, т.е. известных по своим прежним появлениям. Большая часть
комет движется по очень вытянутым эллипсам, почти параболам. Периоды
обращения их точно не известны, но есть основания полагать, что они
достигают многих миллионов лет. Такие кометы удаляются от Солнца на
расстояния, сравнимые с межзвездными. Плоскости их почти параболических
орбит не концентрируются к плоскости эклиптики и распределены в
пространстве случайным образом. Прямое направление движения встречается так
же часто, как и обратное.
Периодические кометы движутся по менее вытянутым эллиптическим орбитам
и имеют совсем иные характеристики. Из 40 комет, наблюдавшихся более, чем 1
раз, 35 имеют орбиты, наклоненные меньше, чем на 45^ к плоскости эклиптики.
Только комета Галлея имеет орбиту с наклонением, большим 90^ и,
следовательно, движется в обратном направлении. Среди короткопериодических
(т.е. имеющих периоды 3 - 10 лет) комет выделяется "семейство Юпитера"
большая группа комет, афелии которых удалены от Солнца на такое же
расстояние, как орбита Юпитера. Предполагается, что "семейство Юпитера"
образовалось в результате захвата планетой комет, которые двигались ранее
по более вытянутым орбитам. В зависимости от взаимного расположения Юпитера
и кометы эксцентриситет кометной орбиты может, как возрастать, так и
уменьшаться. В первом случае происходит увеличение периода или даже переход
на гиперболическую орбиту и потеря кометы Солнечной системой, во втором -
уменьшение периода.
Орбиты периодических комет подвержены очень заметным изменениям.
Иногда комета проходит вблизи Земли несколько раз, а потом притяжением
планет-гигантов отбрасывается на более удаленную орбиту и становится
ненаблюдаемой. В других случаях, наоборот, комета, ранее никогда не
наблюдавшаяся, становится видимой из-за того, что она прошла вблизи Юпитера
или Сатурна и резко изменила орбиту. Кроме подобных резких изменений,
известных лишь для ограниченного числа объектов, орбиты всех комет
испытывают постепенные изменения.
Изменения орбит не являются единственной возможной причиной
исчезновения комет. Достоверно установлено, что кометы быстро разрушаются.
Яркость короткопериодических комет ослабевает со временем, а в некоторых
случаях процесс разрушения наблюдался почти непосредственно. Классическим
примером является комета Биэли. Она была открыта в 1772 году и наблюдалась
в 1813, 1826 и 1832. г.г. В 1845 году размеры кометы оказались
увеличенными, а в январе 1846г. наблюдатели с удивлением обнаружили две
очень близкие кометы вместо одной. Были вычислены относительные движения
обеих комет, и оказалось, что комета Биэли разделилась на две ещё около
года назад, но вначале компоненты проектировались один на другой, и
разделение было замечено не сразу. Комета Биэли наблюдалась ещё один раз,
причём один компонент много слабее другого, и больше её найти не удалось.
Зато неоднократно наблюдался метеорный поток, орбита которого совпадала с
орбитой кометы Биэли.
При решении вопроса о происхождении комет нельзя обойтись без знания
химического состава вещества, из которого сложено кометное ядро. Казалось
бы, что может быть проще? Нужно сфотографировать побольше спектров комет,
расшифровать их - и химический состав кометных ядер нам сразу же станет
известным. Однако, дело обстоит не так просто, как кажется на первый
взгляд. Спектр фотометрического ядра может быть просто отражённым солнечным
или эмиссионным молекулярным спектром. Отражённый солнечный спектр является
непрерывным и ничего не сообщает о химическом составе той области, от
которой он отразился - ядра или пылевой атмосферы, окружающей ядро.
Эмиссионный газовый спектр несёт информацию о химическом составе газовой
атмосферы, окружающей ядро, и тоже ничего не говорит нам о химическом
составе поверхностного слоя ядра, так как излучающие в видимой области
молекулы, такие как С2, СN, СH, МH, ОН и др., являются вторичными,
дочерними молекулами - "обломками" более сложных молекул или молекулярных
комплексов, из которых складывается кометное ядро. Эти сложные родительские
молекулы, испаряясь в околоядерное пространство, быстро подвергаются
разрушительному действию солнечного ветра и фотонов или распадаются или
диссоциируются на более простые молекулы, эмиссионные спектры которых и
удаётся наблюдать от комет. Сами родительские молекулы дают непрерывный
спектр.
Первым наблюдал и описал спектр головы кометы итальянец Донати. На
фоне слабого непрерывного спектра кометы 1864 он увидел три широкие
светящиеся полосы: голубого, зелёного и жёлтого цвета. Как оказалось это
стечение принадлежало молекулам углерода С2, в изобилии оказавшегося в
кометной атмосфере. Эти эмиссионные полосы молекул С2 получили название
полос Свана, по имени ученого, занимавшегося исследованием спектра
углерода. Первая щелевая спектрограмма головы Большой Кометы 1881 была
получена англичанином Хеггинсом, который обнаружил в спектре излучение
химически активного радикала циана СN.
Вдали от Солнца, на расстоянии 11 а.е., приближающаяся комета выглядит
небольшим туманным пятнышком, порой с признаками начинающегося образования
хвоста. Спектр, полученный от кометы, находящейся на таком расстоянии, и
вплоть до расстояния 3-4 а.е., является непрерывным, т.к. на таких больших
расстояниях эмиссионный спектр не возбуждается из-за слабого фотонного и
корпускулярного солнечного излучения.
Этот спектр образуется в результате отражения солнечного света от
пылевых частиц или в результате его рассеивания на многоатомных молекулах
или молекулярных комплексах. На расстоянии около 3 а.е. от Солнца, т.е.
когда кометное ядро пересекает пояс астероидов, в спектре появляется первая
эмиссионная полоса молекулы циана, которая наблюдается почти во всей голове
кометы. На расстоянии 2 а.е. возбуждаются уже излучения трёхатомных молекул
С3 и NН3, которые наблюдаются в более ограниченной области головы кометы
вблизи ядра, чем все усиливающиеся излучения СN. На расстоянии 1,8 а.е.
появляются излучения углерода - полосы Свана, которые сразу становятся
заметными во всей голове кометы: и вблизи ядра и у границ видимой головы.
Механизм свечения кометных молекул был расшифрован ещё в 1911г.
К.Шварцшильдом и Е.Кроном, которые, изучая эмиссионные спектры кометы
Галлея (1910), пришли к заключению, что молекулы кометных атмосфер
резонансно переизлучают солнечный свет. Это свечение аналогично
резонансному свечению паров натрия в известных опытах Ауда, который первый
заметил, что при осещении светом, имеющим частоту желтого дублета натрия,
пары натрия сами начинают светиться на той же частоте характерным жёлтым
светом. Это - механизм резонансной флуоресценции, являющийся частым случаем
более общего механизма люминесценции. Всем известно свечение люминесцентных
ламп над витринами магазинов, в лампах дневного света и т.п. Аналогичный
механизм заставляет светиться и газы в кометах.
Для объяснения свечения зеленой и красной кислородных линий
(аналогичные линии наблюдаются и в спектрах полярных сияний) привлекались
различные механизмы: электронный удар, диссоциативная рекомбинация и
фотодиссациация. Электронный удар, однако, не в состоянии объяснить более
высокую интенсивность зелёной линии в некоторых кометах по сравнению с
красной. Поэтому больше предпочтения отдаётся механизму фотодиссоциации, в
пользу которого говорит распределение яркости в голове кометы. Тем не
менее, этот вопрос ещё окончательно не решён и поиски истинного механизма
свечения атомов в кометах продолжаются. До сих пор остается нерешённым
вопрос о родительских, первичных молекулах, из которых состоит кометное
ядро, а этот вопрос очень важен, так как именно химизм ядер предопределяет
необычно высокую активность комет, способных из весьма малых по размерам
ядер развивать гигантские атмосферы и хвосты, превосходящие по своим
размерам все известные тела в Солнечной системе.
5. Поиск планет в Солнечной системе.
Не раз высказывались предположения о возможности существования
планеты, более близкой к Солнцу, чем Меркурий. Леверье (1811–1877),
предсказавший открытие Нептуна, исследовал аномалии в движении перигелия
орбиты Меркурия и на основе этого предсказал существование внутри его
орбиты новой неизвестной планеты. Вскоре появилось сообщение о ее
наблюдении и планете даже присвоили имя – Вулкан. Но открытие не
подтвердилось.
В 1977 американский астроном Коуэл открыл очень слабый объект, который
окрестили «десятой планетой». Но для планеты объект оказался слишком мал
(ок. 200 км). Его назвали Хироном и отнесли к астероидам, среди которых он
был тогда самым далеким: афелий его орбиты удален на 18,9 а.е. и почти
касается орбиты Урана, а перигелий лежит сразу за орбитой Сатурна на
расстоянии 8,5 а.е. от Солнца. При наклоне орбиты всего 7° он действительно
может близко подходить к Сатурну и Урану. Вычисления показывают, что такая
орбита неустойчива: Хирон либо столкнется с планетой, либо будет выброшен
из Солнечной системы.
Время от времени публикуются теоретические предсказания о
существовании крупных планет за орбитой Плутона, но до сих пор они не
подтверждались. Анализ кометных орбит показывает, что до расстояния 75 а.е.
планет крупнее Земли за Плутоном нет. Однако вполне возможно существование
в этой области большого количества малых планет, обнаружить которые не
просто. Существование этого скопления занептуновых тел подозревалось уже
давно и даже получило название – пояс Койпера, по имени известного
американского исследователя планет. Тем не менее, обнаружить первые объекты
в нем удалось лишь недавно. В 1992–1994 было открыто 17 малых планет за
орбитой Нептуна. Из них 8 движутся на расстояниях 40–45 а.е. от Солнца,
т.е. даже за орбитой Плутона.
Ввиду большой удаленности блеск этих объектов чрезвычайно слаб; для их
поиска годятся лишь крупнейшие телескопы мира. Поэтому до сих пор
систематически просмотрено всего около 3 квадратных градусов небесной
сферы, т.е. 0,01% ее площади. Поэтому ожидается, что за орбитой Нептуна
могут существовать десятки тысяч объектов, подобных обнаруженным, и
миллионы более мелких, диаметром 5–10 км. Судя по оценкам, это скопление
малых тел в сотни раз массивнее пояса астероидов, расположенного между
Юпитером и Марсом, но уступает по массе гигантскому кометному облаку Оорта.
Объекты за Нептуном пока трудно отнести к какому-либо классу малых тел
Солнечной системы – к астероидам или к ядрам комет. Новооткрытые тела имеют
размер 100–200 км и довольно красную поверхность, что указывает на ее
древний состав и возможное присутствие органических соединений. Тела «пояса
Койпера» в последнее время обнаруживают весьма часто (к концу 1999 их
открыто ок. 200). Некоторые планетологи считают, что Плутон было бы
правильнее называть не «самой маленькой планетой», а «крупнейшим телом
пояса Койпера».
Литература
1. В.А. Браштейн “Планеты и их наблюдение” Москва “Наука” 1979 год.
2. С. Доул “Планеты для людей” Москва “Наука” 1974 год.
3. К.И. Чурюмов “Кометы и их наблюдение” Москва “Наука” 1980 год.
4. Е.Л. Кринов “Железный дождь” Москва “Наука” 1981 год.
5. К.А. Куликов, Н.С. Сидоренков “Планета Земля” Москва “Наука”
6. Б.А. Воронцов - Вельяминов “Очерки о Вселенной” Москва “Наука”
7. Н.П. Ерпылеев “Энциклопедический словарь юного астронома” Москва
“Педагогика” 1986 год.
8. Е.П.Левитан “Астрономия” Москва “Просвещение” 1994 год
| |
