Реферат: Малые тела солнечной системы
Введение
1. Астероиды
2. Метеориты
3. Мелкиеосколки
4. Кометы
5. Поиск планет в Солнечнойсистеме
Литература
Введение
В Солнечнойсистеме кроме больших планет и их спутников движется множество так называемыхмалых тел: астероидов, комет и метеоритов. Малые тела Солнечной системы имеютразмеры от сотен микрон до сотен километров.
Астероиды. Сточки зрения физики астероиды или, как их еще называют, малые планеты — этоплотные и прочные тела. По составу и свойствам их можно условно разделить натри группы: каменные, железокаменные и железные. Астероид является холоднымтелом. Но он, как, например, и Луна, отражает солнечный свет, и поэтому мыможем наблюдать его в виде звездообразного объекта. Отсюда и происходитназвание «астероид», что в переводе с греческого означаетзвездообразный. Так как астероиды движутся вокруг Солнца, то их положение поотношению к звездам постоянно и довольно быстро меняется. По этомупервоначальному признаку наблюдатели и открывают астероиды.
Кометы, или«хвостатые звезды», известны с незапамятных времен. Комета — этосложное физическое явление, которое кратко можно описать с помощью несколькихпонятий. Ядро кометы представляет собой смесь или, как говорят, конгломератпылевых частиц, водяного льда и замерзших газов. Отношение содержания пыли кгазу в кометных ядрах составляет примерно 1:3. Размеры кометных ядер, по оценкеученых, заключены в интервале от 1 до 100 км. Сейчас дискутируется возможностьсуществования как более мелких, так и более крупных ядер. Известныекороткопериодические кометы имеют ядра размером от 2 до 10 км. Размер же ядраярчайшей кометы Хейли-Боппа, которая наблюдалась невооруженным глазом в 1996году, оценивается в 40 км.
Метеороид– это небольшое тело, обращающееся вокруг Солнца. Метеор – это метеороид, влетевшийв атмосферу планеты и раскалившийся до блеска. А если его остаток упал на поверхностьпланеты, его называют метеоритом. Метеорит считают «упавшим», если есть очевидцы,наблюдавшие его полет в атмосфере; в противном случае его называют «найденным».
Рассмотримвыше указанные малые тела Солнечной системы более подробно.
1. Астероиды
Эти космические телаотличаются от планет прежде всего своими размерами. Так, самая большая измаленьких планет Церера имеет в поперечнике 995 км; следующая за ней (поразмеру): Палада-560 км, Хигея — 380 км, Психея — 240 км и т.д. Для сравненияможно указать, что наименьшая из больших планет Меркурий имеет диаметр 4878 км,т.е. в 5 раз превосходит - поперечник Цереры, а массы их различаются во многиесотни раз.
Общее число малых планет,доступных наблюдению современными телескопами, определяется в 40 тыс., но общаяих масса в 1 тыс. раз меньше массы Земли.
Движение малых планетвокруг Солнца происходит по эллиптическим орбитам, но более вытянутым (среднийэксцентриситет орбит у них 0,51), чем у больших планет, а наклон орбитальныхплоскостей 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, орбитыкоторых располагаются ближе к Солнцу, чем орбита Меркурия. Самые же далекиенаходятся за Юпитером и даже за Сатурном.
Исследователи космосавысказывают различные соображения о причине большой концентрации астероидов всравнительно узком пространстве межпланетной среды между орбитами Марса иЮпитера. Одной из наиболее распространенных гипотез происхождения тел пояса астероидовявляется представление о разрушении мифической планеты Фаэтон. Сама по себеидея о существовании планеты поддерживается многими учеными и даже как будтоподкреплена математическими расчетами. Однако необъяснимой остается причинаразрушения планеты. Высказываются различные предположения. Одни исследователисчитают, что разрушение Фаэтона произошло вследствии его столкновения скаким-то крупным телом. По мнению других, причинами распада планеты быливзрывные процессы в ее недрах. В настоящее время проблема происхождения теластероидного пояса входит составным элементом в обширную программу исследованийкосмоса на международном и национальных уровнях.
Среди малых планетвыделяется своеобразная группа тел, орбиты которых пересекаются с орбитойЗемли, а следовательно, имеется потенциальная возможность их столкновения снею. Планеты этой группы стали называть Apollo object, или просто Apollo(Wetherill, 1979). Впервые о существовании Apollo стало известно с 30-х годовтекущего столетия. В 1932 г. был обнаружен астероид. Его назвали
Apollo 1932 HA. Но он невозбудил особого интереса, хотя его название стало нарицательным для всехастероидов, пересекающих земную орбиту.
В 1937 г. космическоетело с поперечником приблизительно в 1 км прошло в 800 тыс. км от Земли и вдвукратном расстоянии от Луны. Впоследствии его назвали Гермес. На сегодняшнийдень выявлено 31 такое тело, и каждое из них получило собственное название.Размеры их поперечников колеблются от 1 до 8 км, а наклон орбитальныхплоскостей к эклиптике находиться в пределах от 1 до 68. Пять из них вращаютсяна 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 оказатьсянесколько сот Apollo. Поэтому столкновение таких небесныхтел с Землей вполне вероятно, но через весьма длительные интервалы времени.
Можно полагать, что раз встолетие одно из таких космических тел может пройти вблизи Земли на расстояниименьше, чем от нас до Луны, а раз за 250 тыс. лет может произойти столкновениеего с нашей планетой. Удар такого тела выделяет энергию равную 10 тыс.Водородных бомб каждая мощностью 10 Мт. При этом должен образоваться кратердиаметром около 20 км. Но такие случаи редки и за человеческую историюнеизвестны. Гермес относится к астероидам III класса, а ведь много таких тел и более крупногоразмера — II и I классов. Удар при столкновении их с Землей, естественно,будет еще более значительным.
Когда в 1781 г. былоткрыт Уран его средняя гелиоцентричекое расстояние оказалось соответствующимправилу Тициуса — Бодэ, то с 1789 г. начались поиски планеты, которая, согласноэтому правилу, должна была находиться между орбитами Марса и Юпитера, насреднем расстоянии а=2,8 а.е. от солнца. Но разрозненные обзоры неба неприносили успеха, и поэтому 21 сентября 1800 г. несколько немецких астрономовво главе с К. Цахом решили организовать коллективные поиски. Они разделили весьпоиск зодиакальных созвездий на 24 участка и распределили между собой длятщательных исследований. Но не успели они поступить к систематическим розыскам,как 1-го января 1871г. итальянский астроном Дж. Пиации (1746-1826) обнаружил втелескоп звездообразный объект седьмой звездной величины, медленноперемещавшийся по созвездию Тельца. Вычисленная К. Гаусом (1777-1855) орбитаобъекта оказалась планетой, соответствующей правилу Тициуса-Бодэ: большаяполуось а=2,77 а.е. и эксцентриситет е=0,080. Вновь открытую планету Пиацииназвал Церерой.
28 марта 1802 г. немецкийврач 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=2,67а.е.), а 29 марта 1807 г.- 4, Веста (а=2,36 а.е.). Все вновь открытые планетыимели звездообразный вид, без дисков, свидетельствующий об их небольшихгеометрических размерах. Поэтому эти небесные тела назвали малыми планетамиили, по предложению В. Гершеля, астероидами ( от греч. «астр» — звездный и «еидос»- вид).
К 1891 г. визуальными методами было обнаруженооколо 320 астероидов. В конце 1891 г. немецкий астроном М. Вольф (1863-1932)предложил фотографический метод поисков: при 2-3- часовой экспозицииизображения звезд на фотопластинке получались точечные, а след движущегосяастероида — в виде небольшой черточки. Фотографические методы привели к резкомуувеличению открытий астероидов. Особенно интенсивные исследования малых планетпроводятся сейчас в Институте теоретической астрономии ( в Петербурге ) и вКрымской астрофизической обсерватории Академии наук России.
Астероидам, орбитыкоторых надежно определены, присваивают имя и порядковый номер. Такихастероидов сейчас известно свыше 3500, но в Солнечной системе значительно больше.
Из указанного числаизвестных астероидов астрономы Крымской астрофизической обсерватории открылиоколо 550, увековечив в их названиях имена известных людей.
Подавляющее большинство (до 98% ) известных астероидов движется между орбитами Марса и Юпитера, насредних расстояниях от Солнца от 2,06 до 4,30 а.е. ( периоды обращения от 2,96до 8,92 года). Однако встречаются астероиды с уникальными орбитами, и имприсваиваются мужские имена, как правило из греческой мифологии.
Первые три из этих малыхпланет движутся вне пояса астероидов, причем в перигелии Икар подходит к Солнцувдвое ближе Меркурия, а Гермес и Адонис — ближе Венеры. Они могут сближаться сЗемлейна расстоянии от 6 млн. до 23 млн. км, а Гермес в 1937 г. прошел вблизиЗемли даже на расстоянии 580 тыс. км, т.е. всего лишь в полтора раза дальшеЛуны. Гидальго же в афелии уходит за орбиту Сатурна. Но Гидальго не являетсяисключением. За последние годы открыто около 10 астероидов, перигелии которыхрасположены вблизи орбит планет земной группы, а афелии — вблизи орбит Юпитера.Такие орбиты характерны для комет семейства Юпитера и указывают на возможноеобщее происхождение астероидов и комет.
В 1977 г. обнаруженуникальный астероид, который обращается вокруг Солнца по орбите с большойполуосью а=13,70 а.е. и эксцентриситетом е=0,38, так что в перигелии (q=8,49а.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 которыхпродолжаются.
Блеск большинстваизвестных астероидов во время противостояния от 7m до 16m, но есть и более слабые объекты. Самым ярким (до 6m) является Веста.
Поперечники астероидоввычисляются по их блеску и отражательной способности в визуальных иинфракрасных лучах. Оказалось, что крупных астероидов не так уж много. Наиболеекрупные — это Церера (поперечник 1000 км), Паллада (610 км), Веста (540 км) иГигия (450 км). Только у 14 астероидов поперечники более 250 км, а у остальныхменьше, вплоть до 0,7 км. У тел таких малых размеров не может бытьсфероидальной формы, и все астероиды (кроме, может быть, наиболее крупных)представляют собой бесформенные глыбы.
Массы астероидов крайнеразличные: наибольшей, близкой к 1,5.1021 кг(т.е. в 4 тыс. раз меньше массы земли), обладает Церера. Суммарная масса всехастероидов не превышает 0,001 массы Земли. Конечно, все эти небесные телалишены атмосферы. У многих астероидов по регулярному изменению их блескаобнаружено осевое вращение.
В частности, периодвращения Цереры равен 9,1 ч, а Паллады — 7,9ч .
Быстрее всех вращаетсяИкар, за 2ч 16м.
Изучение отражательнойспособности многих астероидов позволило объединить их в три основные группы:темные, светлые и металлические. Поверхность темных астероидов отражает всеголишь до 5% падающего на нее солнечного света и состоит из веществ, сходными счерными базальтовыми и углистыми породами. Эти астероиды часто называютуглистыми. Светлые астероиды отражают от 10% до 25% солнечного света, чтороднит их поверхность с кремниевыми соединениями — это каменные астероиды.Металлические астероиды (их абсолютное меньшинство) тоже светлые, но по своимотражательным свойствам их поверхность похожа на железоникелевые сплавы. Такоеподразделение астероидов подтверждается и химическим составом выпадающих наЗемлю метеоритов. Незначительное число изученных астероидов не относится ни кодной из трех основных групп.
Показательно, что вспектрах углистых астероидов обнаружена полоса поглощения воды (l= 3мкм). В частности, поверхностьастероида Цереры состоит из минералов, похожих на земные глины и содержащихоколо 10% воды.
При небольших размерах имассах астероидов давление в их недрах невелико: даже у самых крупныхастероидов оно не превышает 7 105
8<sup/>105 Гпа(700 — 800 атм) и не может вызвать разогрева их твердых холодных недр. Лишьповерхность астероидов очень слабо нагревается далеким от них Солнцем, но и этанезначительная энергия излучается в межпланетное пространство. Вычисленная позаконам физики температура поверхности подавляющего большинства астероидовоказалась близкой к 150 — 170 К (-120...-100°С).
И только у немногихастероидов, которые проходят вблизи Солнца, поверхность в такие периоды сильнонагревается. Так, температура поверхности Икара повышается почти до 1000 К(+730°С), а при удалении от Солнца сноварезко понижается.
Орбиты остальныхастероидов подвержены значительным возмущениям от гравитационного воздействиябольших планет, главным образом Юпитера. Особенно сильные возмущения испытываютнебольшие астероиды, что приводит к столкновениям этих тел и их дроблению насоколки самых разнообразных размеров -б от сотен метров в поперечнике допылинок.
В настоящеевремя физическая природа астероидов изучается, потому что по ней можно проследитьэволюцию (развитие) вещества, из которого сформировалась Солнечная система.
2. Метеориты
В околоземномкосмическом пространстве движутся самые различные метеороиды (космические осколкибольших 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 онизалетают в её атмосферу.
Метеориты — каменные или железные тела, падающие на Землю из межпланетного пространства.Падение метеоритов на Землю сопровождается звуковым, световым и механическимявлением. По небу проносится яркий огненный шар называемый болидом,сопровождаемый хвостом и разлетающимися искрами. После того как болидисчезает, через несколько секунд раздаются похожие на взрывы удары, называемыеударными волнами, которые иногда вызывают значительное сотрясение грунта изданий.
Явления вторжения космических тел в атмосферу имеют триосновные стадии:
1. Полёт в разреженной атмосфере (до высот около 80 км), гдевзаимодействие молекул воздуха носит карпускулярный характер. Частицы воздухасоударяются с телом, прилипают к нему или отражаются и передают ему часть своейэнергии. Тело нагревается от непрерывной бомбардировки молекулами воздуха, ноне испытывает заметного сопротивления, и его скорость остаётся почтинеизменной. На этой стадии, однако, внешняя часть космического тела нагреваетсядо тысячи градусов и выше. Здесь характерным параметром задачи является отношениедлины свободного пробега к размеру тела L, которое называется числом Кнудсена Kn.В аэродинамике принято учитывать молекулярный подход к сопротивлению воздухапри Kn>0.1.
2. Полёт в атмосфере в режиме непрерывного обтекания телапотоком воздуха, то есть когда воздух считается сплошной средой иатомно-молекулярный характер его состава явно не учитывается. На этой стадииперед телом возникает головная ударная волна, за которой резко повышаетсядавление и температура. Само тело нагревается за счет конвективнойтеплопередачи, а так же за счет радиационного нагрева. Температура можетдостигать несколько десятков тысяч градусов, а давление до сотен атмосфер. Прирезком 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 воздухарастёт, сопротивление тела увеличивается, и оно либо практическиостанавливается на какой-либо высоте, либо продолжает путь до прямогостолкновения с Землёй. При этом часто крупные тела разделяются на несколькочастей, каждая из которых падает отдельно на Землю. При сильном торможениикосмической массы над Землёй сопровождающие его ударные волны продолжают своёдвижение к поверхности Земли, отражаются от неё и производят возмущения нижнихслоёв атмосферы, а так же земной поверхности.
Процесспадения каждого метеороида индивидуален. Нет возможности в кратком рассказеописать 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 найденытысячи метеоритов. Впервые метеорит в Антарктике обнаружила в 1969 группа японскихгеологов, изучавших ледники. Они нашли 9 фрагментов, лежавших рядом, но относящихсяк четырем разным типам метеоритов. Оказалось, что метеориты, упавшие на лед в разныхместах, собираются там, где движущиеся со скоростью несколько метров в год ледниковыеполя останавливаются, упираясь в горные хребты. Ветер разрушает и высушивает верхниеслои льда (происходит его сухая возгонка – абляция), и метеориты концентрируютсяна поверхности ледника. Такие льды имеют голубоватый цвет и легко различимы с воздуха,чем и пользуются ученые при изучении мест, перспективных для сбора метеоритов.
Важноепадение метеорита произошло в 1969 в Чиуауа (Мексика). Первый из множества крупныхосколков был найден вблизи дома в деревеньке Пуэблито де Альенде, и, следуя традиции,все найденные фрагменты этого метеорита были объединены под именем Альенде. Падениеметеорита Альенде совпало с началом лунной программы «Аполлон» и дало ученым возможностьотработать методы анализа внеземных образцов. В последние годы установлено, чтонекоторые метеориты, содержащие белые обломки, внедренные в более темную материнскуюпороду, являются лунными фрагментами.
МетеоритАльенде относится к хондритам – важной подгруппе каменных метеоритов. Их называюттак, потому что они содержат хондры (от греч. chondros, зёрнышко) – древнейшие сферическиечастицы, сконденсировавшиеся в протопланетной туманности и затем вошедшие в составболее поздних пород. Подобные метеориты позволяют оценивать возраст Солнечной системыи ее исходный состав. Богатые кальцием и алюминием включения метеорита Альенде,первыми сконденсировавшиеся из-за своей высокой температуры кипения, имеют измеренныйпо радиоактивному распаду возраст 4,559 ± 0,004 млрд. лет. Это наиболееточная оценка возраста Солнечной системы. К тому же все метеориты несут в себе «историческиезаписи», вызванные длительным влиянием на них галактических космических лучей, солнечногоизлучения и солнечного ветра. Изучив повреждения, нанесенные космическими лучами,можно сказать, как долго метеорит пребывал на орбите до того, как попал под защитуземной атмосферы.
Прямаясвязь между метеоритами и Солнцем следует из того факта, что элементный состав наиболеестарых метеоритов – хондритов – точно повторяет состав солнечной фотосферы. Единственныеэлементы, 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 «хондритныйсостав» используют как равнозначные при описании упомянутого выше «рецепта солнечноговещества». Каменные метеориты, состав которых отличается от солнечного, называютахондритами.
3. Мелкие осколки.
Околосолнечноепространство заполнено мелкими частицами, источниками которых служат разрушающиесяядра комет и столкновения тел, в основном, в поясе астероидов. Самые мелкие частицыпостепенно приближаются к Солнцу в результате эффекта Пойнтинга – Робертсона (онзаключается в том, что давление солнечного света на движущуюся частицу направленоне точно по линии Солнце – частица, а в результате аберрации света отклонено назади поэтому тормозит движение частицы). Падение мелких частиц на Солнце компенсируетсяих постоянным воспроизводством, так что в плоскости эклиптики всегда существуетскопление пыли, рассеивающее солнечные лучи. В самые темные ночи оно заметно в видезодиакального света, тянущегося широкой полосой вдоль эклиптики на западе послезахода Солнца и на востоке перед его восходом. Вблизи Солнца зодиакальный свет переходитв ложную корону (F-корона, от false – ложный), которая видна только при полномзатмении. С ростом углового расстояния от Солнца яркость зодиакального света быстропадает, но в антисолнечной точке эклиптики она вновь усиливается, образуя противосияние;это вызвано тем, что мелкие пылевые частицы интенсивно отражают свет назад.
Времяот 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, сгораютна высоте около 110 км, оставляя длинные светящиеся хвосты – метеоры, или падающиезвезды. Многие метеороиды связаны с орбитами отдельных комет, поэтому метеоры наблюдаютсячаще, когда Земля в определенное время года проходит вблизи таких орбит. Например,ежегодно в районе 12 августа наблюдается множество метеоров, поскольку Земля пересекаетпоток Персеиды, связанный с частицами, потерянными кометой 1862 III. Другой поток– Ориониды – в районе 20 октября связан с пылью от кометы Галлея.
Частицыразмером менее 30 мкм могут затормозиться в атмосфере и упасть на землю, не сгорев;такие микрометеориты собирают для лабораторного анализа. Если частицы размером внесколько сантиметров и более состоят из достаточно плотного вещества, то они такжене сгорают целиком и выпадают на поверхность Земли в виде метеоритов. Более 90%из них каменные; отличить их от земных пород может только специалист. Оставшиеся10% метеоритов железные (в действительности они состоят из сплава железа и никеля).
Метеоритысчитаются осколками астероидов. Железные метеориты были когда-то в составе ядерэтих тел, разрушенных соударениями. Возможно, некоторые рыхлые и богатые летучимивеществами метеориты произошли от комет, но это маловероятно; скорее всего, крупныечастицы комет сгорают в атмосфере, а сохраняются лишь мелкие. Учитывая, как труднодостигнуть Земли кометам и астероидам, ясно, сколь полезным является изучение метеоритов,самостоятельно «прибывших» на нашу планету из глубин Солнечной системы.
4. Кометы
Кометы являются самымиэффективными небесными телами в Солнечной системе. Кометы — это своеобразныекосмические айсберги, состоящие из замороженных газов, сложного химическогосостава, водяного льда и тугоплавкого минерального вещества в виде пыли и болеекрупных фрагментов.
Хотя кометы подобно астероидам движутся вокругСолнца по коническим кривым, внешне они разительно отличаются от астероидов.Если астероиды светят отражённым солнечным светом и в поле зрения телескопанапоминают медленно движущиеся слабые звёздочки, то кометы интенсивнорассеивают солнечный свет в некоторых наиболее характерных для комет участкахспектра, и поэтому многие кометы видны невооружённым глазом, хотя диаметры ихядер редко превышают 1 — 5 км.
Кометы интересуют многихучёных: астрономов, физиков, химиков, биологов, газодинамиков, историков и др.И это естественно. Ведь кометы подсказали ученым, что в межпланетномпространстве дует солнечный ветер; возможно кометы являются«виновниками» возникновения жизни на Земле, так как могли занести ватмосферу Земли сложные органические соединения. Кроме того, кометы,по-видимому, несут в себе ценную информацию о начальных стадиях протопланетногооблака, из которого образовались также Солнце и планеты.
При первом знакомстве с яркой кометой можетпоказаться, что хвост — самая главная часть кометы. Но если в этимологии слова«комета» хвост явился главной причиной для подобного наименования, тос физической точки зрения хвост является вторичным образованием, развившимся издовольно крохотного ядра, самой главной части кометы как физического объекта.Ядра комет — первопричина всего остального комплекса кометных явлений, которыедо сих пор всё ещё не доступны телескопическим наблюдениям, так как онивуалируются окружающей их светящейся материей, непрерывно истекающей из ядер.Применяя большие увеличения, можно заглянуть в более глубокие слои светящейсявокруг ядра газо-пылевой оболочки, но и то, что остаётся, будет по своимразмерам всё ещё значительно превышать истинные размеры ядра. Центральноесгущение, видимое в диффузной атмосфере кометы визуально и на фотографиях,называется фотометрическим ядром. Считается, что в центре его находитсясобственно ядро кометы, т.е. располагается центр масс кометы.
Туманная атмосфера, окружающаяфотометрическое ядро и постепенно сходящая на нет, сливаясь с фоном неба,называется комой. Кома вместе с ядром составляют голову кометы. Вдали от Солнцаголова выглядит симметричной, но с приближением к Солнцу она постепенностановится овальной, затем голова удлиняется ещё сильнее, и в противоположнойот Солнца стороне из неё развивается хвост.
Итак, ядро — самаяглавная часть кометы. Однако, до сих пор нет единодушного мнения, что онопредставляет собой на самом деле. Ещё во времена Бесселя и Лапласа существовалопредставление о ядре кометы как о твердом теле, состоящем из легко испаряющихсявеществ типа льда или снега, быстро переходящих в газовую фазу под действиемсолнечного тепла. Эта ледяная классическая модель кометного ядра быласущественно дополнена и разработана в последнее время. Наибольшим признаниемсреди 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 газовчередуются с пылевыми слоями. По мере прогревания солнечным теплом газы типаиспаряющегося «сухого льда» прорываются наружу, увлекая за собойоблака пыли. Это позволяет, например, объяснить образование газовых и пылевыххвостов у комет, а также способность небольших ядер комет к активномугазовыделению.
Головы комет при движении комет по орбите принимаютразнообразные формы. Вдали от СОЛНЦА головы комет круглые, что объясняетсяслабым воздействием солнечных излучений на частицы головы, и её очертанияопределяются изотропным расширением кометного газа в межпланетное пространство.Это бесхвостые кометы, по внешнему виду напоминающие шаровые звездныескопления. Приближаясь к Солнцу, голова кометы принимает форму параболы или цепнойлинии. Параболическая форма головы объясняется «фонтанным»механизмом. Образование голов в форме цепной линии связано с плазменнойприродой кометной атмосферы и воздействием на неё солнечного ветра и спереносимым им магнитным полем.
Иногда голова кометыстоль мала, что хвост кометы кажется выходящим непосредственно из ядра. Кромеизменения очертаний в головах комет то появляются, то исчезают различныеструктурные образования: галсы, оболочки, лучи, излияния из ядра и т.п.
Большие кометы схвостами, далеко простиравшимися по небу, наблюдались с древнейших времен.Некогда предполагалось, что кометы принадлежат к числу атмосферных явлений. Этозаблуждение опроверг Браге, который обнаружил, что комета 1577 года занималаодинаковое положение среди звёзд при наблюдениях из различных пунктов, и,следовательно, отстоит от нас дальше, чем Луна.
Движение комет по небуобъяснил впервые Галлей (1705г.), который нашёл, что их орбиты близки кпараболам. Он определил орбиты 24 ярких комет, причём оказалось, что кометы 1531и 1682 г.г. имеют очень сходные орбиты. Отсюда Галлей сделал вывод, что этаодна и та же комета, которая движется вокруг Солнца по очень вытянутому эллипсус периодом около 76 лет. Галлей предсказал, что в 1758 году она должнапоявиться вновь и в декабре 1758 года она действительно была обнаружена. СамГаллей не дожил до этого времени и не мог увидеть, как блестяще подтвердилосьего предсказание. Эта комета (одна из самых ярких) была названа кометой Галлея.
Кометы обозначаются пофамилиям лиц, их открывших. Кроме того, вновь открытой комете присваиваетсяпредварительное обозначение по году открытия с добавлением буквы, указывающейпоследовательность прохождения кометы через перигелий в данном году.
Лишь небольшая частькомет, наблюдаемых ежегодно, принадлежит к числу периодических, т.е. известныхпо своим прежним появлениям. Большая часть комет движется по очень вытянутымэллипсам, почти параболам. Периоды обращения их точно не известны, но естьоснования полагать, что они достигают многих миллионов лет. Такие кометыудаляются от Солнца на расстояния, сравнимые с межзвездными. Плоскости их почтипараболических орбит не концентрируются к плоскости эклиптики и распределены впространстве случайным образом. Прямое направление движения встречается так жечасто, как и обратное.
Периодические кометы движутся по менее вытянутымэллиптическим 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, большим90^ и, следовательно, движется в обратном направлении. Средикороткопериодических (т.е. имеющих периоды 3 — 10 лет) комет выделяется«семейство Юпитера» большая группа комет, афелии которых удалены от Солнцана такое же расстояние, как орбита Юпитера. Предполагается, что «семействоЮпитера» образовалось в результате захвата планетой комет, которыедвигались ранее по более вытянутым орбитам. В зависимости от взаимногорасположения Юпитера и кометы эксцентриситет кометной орбиты может, каквозрастать, так и уменьшаться. В первом случае происходит увеличение периодаили даже переход на гиперболическую орбиту и потеря кометы Солнечной системой,во втором — уменьшение периода.
Орбиты периодическихкомет подвержены очень заметным изменениям. Иногда комета проходит вблизи Землинесколько раз, а потом притяжением планет-гигантов отбрасывается на болееудаленную орбиту и становится ненаблюдаемой. В других случаях, наоборот,комета, ранее никогда не наблюдавшаяся, становится видимой из-за того, что онапрошла вблизи Юпитера или Сатурна и резко изменила орбиту. Кроме подобныхрезких изменений, известных лишь для ограниченного числа объектов, орбиты всехкомет испытывают постепенные изменения.
Измененияорбит не являются единственной возможной причиной исчезновения комет.Достоверно установлено, что кометы быстро разрушаются. Яркостькороткопериодических комет ослабевает со временем, а в некоторых случаяхпроцесс разрушения наблюдался почти непосредственно. Классическим примером являетсякомета 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. Быливычислены относительные движения обеих комет, и оказалось, что комета Биэлиразделилась на две ещё около года назад, но вначале компоненты проектировалисьодин на другой, и разделение было замечено не сразу. Комета Биэли наблюдаласьещё один раз, причём один компонент много слабее другого, и больше её найти неудалось. Зато неоднократно наблюдался метеорный поток, орбита которогосовпадала с орбитой кометы Биэли.
При решениивопроса о происхождении комет нельзя обойтись без знания химического состававещества, из которого сложено кометное ядро. Казалось бы, что может быть проще?Нужно сфотографировать побольше спектров комет, расшифровать их — и химическийсостав кометных ядер нам сразу же станет известным. Однако, дело обстоит не такпросто, как кажется на первый взгляд. Спектр фотометрического ядра может бытьпросто отражённым солнечным или эмиссионным молекулярным спектром. Отражённыйсолнечный спектр является непрерывным и ничего не сообщает о химическом составетой области, от которой он отразился — ядра или пылевой атмосферы, окружающейядро. Эмиссионный газовый спектр несёт информацию о химическом составе газовойатмосферы, окружающей ядро, и тоже ничего не говорит нам о химическом составеповерхностного слоя ядра, так как излучающие в видимой области молекулы, такиекак С2, СN, СH, МH, ОНи др., являются вторичными, дочерними молекулами — «обломками» болеесложных молекул или молекулярных комплексов, из которых складывается кометноеядро. Эти сложные родительские молекулы, испаряясь в околоядерное пространство,быстро подвергаются разрушительному действию солнечного ветра и фотонов илираспадаются или диссоциируются на более простые молекулы, эмиссионные спектрыкоторых и удаётся наблюдать от комет. Сами родительские молекулы даютнепрерывный спектр.
Первым наблюдал и описалспектр головы кометы итальянец Донати. На фоне слабого непрерывного спектракометы 1864 он увидел три широкие светящиеся полосы: голубого, зелёного ижёлтого цвета. Как оказалось это стечение принадлежало молекулам углерода С2, визобилии оказавшегося в кометной атмосфере. Эти эмиссионные полосы молекул С2получили название полос Свана, по имени ученого, занимавшегося исследованиемспектра углерода. Первая щелевая спектрограмма головы Большой Кометы 1881 былаполучена англичанином Хеггинсом, который обнаружил в спектре излучениехимически активного радикала циана СN.
Вдали от Солнца, нарасстоянии 11 а.е., приближающаяся комета выглядит небольшим туманнымпятнышком, порой с признаками начинающегося образования хвоста. Спектр,полученный от кометы, находящейся на таком расстоянии, и вплоть до расстояния3-4 а.е., является непрерывным, т.к. на таких больших расстояниях эмиссионныйспектр не возбуждается из-за слабого фотонного и корпускулярного солнечногоизлучения.
Этот спектр образуется врезультате отражения солнечного света от пылевых частиц или в результате егорассеивания на многоатомных молекулах или молекулярных комплексах. Нарасстоянии около 3 а.е. от Солнца, т.е. когда кометное ядро пересекает поясастероидов, 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 головыкометы 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: ивблизи ядра и у границ видимой головы.
Механизмсвечения кометных молекул был расшифрован ещё в 1911г. К.Шварцшильдом иЕ.Кроном, которые, изучая эмиссионные спектры кометы Галлея (1910), пришли кзаключению, что молекулы кометных атмосфер резонансно переизлучают солнечныйсвет. Это свечение аналогично резонансному свечению паров натрия в известныхопытах Ауда, который первый заметил, что при осещении светом, имеющим частотужелтого дублета натрия, пары натрия сами начинают светиться на той же частотехарактерным жёлтым светом. Это — механизм резонансной флуоресценции, являющийсячастым случаем более общего механизма люминесценции. Всем известно свечениелюминесцентных ламп над витринами магазинов, в лампах дневного света и т.п.Аналогичный механизм заставляет светиться и газы в кометах.
Дляобъяснения свечения зеленой и красной кислородных линий (аналогичные линиинаблюдаются и в спектрах полярных сияний) привлекались различные механизмы:электронный удар, диссоциативная рекомбинация и фотодиссациация. Электронныйудар, однако, не в состоянии объяснить более высокую интенсивность зелёнойлинии в некоторых кометах по сравнению с красной. Поэтому больше предпочтенияотдаётся механизму фотодиссоциации, в пользу которого говорит распределениеяркости в голове кометы. Тем не менее, этот вопрос ещё окончательно не решён ипоиски истинного механизма свечения атомов в кометах продолжаются. До сих поростается нерешённым вопрос о родительских, первичных молекулах, из которыхсостоит кометное ядро, а этот вопрос очень важен, так как именно химизм ядерпредопределяет необычно высокую активность комет, способных из весьма малых поразмерам ядер развивать гигантские атмосферы и хвосты, превосходящие по своимразмерам все известные тела в Солнечной системе.
5.Поиск планет в Солнечной системе.
Не раз высказывалисьпредположения о возможности существования планеты, более близкой к Солнцу, чем Меркурий.Леверье (1811–1877), предсказавший открытие Нептуна, исследовал аномалии в движенииперигелия орбиты Меркурия и на основе этого предсказал существование внутри егоорбиты новой неизвестной планеты. Вскоре появилось сообщение о ее наблюдении и планетедаже присвоили имя – Вулкан. Но открытие не подтвердилось.
В1977 американский астроном Коуэл открыл очень слабый объект, который окрестили «десятойпланетой». Но для планеты объект оказался слишком мал (ок. 200 км). Его назвалиХироном и отнесли к астероидам, среди которых он был тогда самым далеким: афелийего орбиты удален на 18,9 а.е. и почти касается орбиты Урана, а перигелий лежитсразу за орбитой Сатурна на расстоянии 8,5 а.е. от Солнца. При наклоне орбиты всего7°он действительно может близко подходить к Сатурну и Урану. Вычисления показывают,что такая орбита неустойчива: Хирон либо столкнется с планетой, либо будет выброшениз Солнечной системы.
Времяот времени публикуются теоретические предсказания о существовании крупных планетза 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 возможносуществование в этой области большого количества малых планет, обнаружить которыене просто. Существование этого скопления занептуновых тел подозревалось уже давнои даже получило название – пояс Койпера, по имени известного американского исследователяпланет. Тем не менее, обнаружить первые объекты в нем удалось лишь недавно. В1992–1994 было открыто 17 малых планет за орбитой Нептуна. Из них 8 движутся нарасстояниях 40–45 а.е. от Солнца, т.е. даже за орбитой Плутона.
Ввидубольшой удаленности блеск этих объектов чрезвычайно слаб; для их поиска годятсялишь крупнейшие телескопы мира. Поэтому до сих пор систематически просмотрено всегооколо 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 малыхтел в сотни раз массивнее пояса астероидов, расположенного между Юпитером и Марсом,но уступает по массе гигантскому кометному облаку Оорта.
Объектыза 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 довольнокрасную поверхность, что указывает на ее древний состав и возможное присутствиеорганических соединений. Тела «пояса Койпера» в последнее время обнаруживают весьмачасто (к концу 1999 их открыто ок. 200). Некоторые планетологи считают, что Плутонбыло бы правильнее называть не «самой маленькой планетой», а «крупнейшим телом поясаКойпера».
Литература
1. В.А. Браштейн“Планеты и их наблюдение” Москва “Наука” 1979 год.
2. С. Доул “Планетыдля 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