Малые тіла Сонячної системы

Малі тіла Сонячної системы.

Астероиды.

Якщо накреслити план орбіт планет, то виявиться, що відстані планет від Сонця зростають приблизно геометричній прогресії. Ця закономірність отримав назву правила Тициуса — Боде імена які виявили її німецьких вчених. Цей план загальному досить правильно дає значення середніх відстаней планет від поверхні Сонця в астрономічних одиницях. Привертає увагу те що, що Марсом і Юпітером є проміжок: планети, відповідної п’ятому члену низки, немає. Астрономи більше трьох десятиліть з досадою і зважали з цього неувязку. Реальність тут порушувала математичну гармонию.

У ніч на 1 січня 1801 р. на обсерваторії в Палермо (острів Сицилія) астроном Джузеппе Пиацци, займаючись упорядкуванням каталогу зірок в сузір'ї Близнюків, виявив слабку звёздочку приблизно 7-й звёздной величини, що була відсутня на звёздных картах. За кілька днів учений до подиву своєму зауважив, що звёздочка рухається, причому оскільки повинна переміщатися небом планета, розташована далі Марса. На жаль, спочатку хвороба, потім несприятливі умови спостережень припинили роботу Пиацци. Через війну слабкий небесний об'єкт загубився серед звёзд.

Об відкритті дізнався молодий німецький математик Карл Фрідріх Гаусс. Він розробив новий метод, який дозволяв з небагатьох спостереженням розрахувати точну еліптичну орбіту небесного тіла, і потім обчислити її становище у майбутнє час. Це було великим досягненням у сфері небесної механіки. За рік втрачену планету знайшли у предсказанном місці й більше не втрачали. Пиацци запропонував назвати її Церерой — під назвою давньоримському богині родючості, покровительки Сицилії. Вдохновлённые успіхом, європейські астрономи стежили руху Цереры (найбільший астероїд з усіх відкритих — його діаметр 933 км) та, несподівано у березні 1802 р. поблизу неї виявили ще одну схожу маленьку планету. Їй дали ім'я Паллада на вшанування давньогрецької богині Афіни Паллады. Дивовижним виявилося те, що середнє відстань від поверхні Сонця обох планет практично збігається і як 2,8 а. е. На цьому відстані мусила звертатися п’ята планета (між Марсом і Юпітером) відповідно до правилом Тициуса — Боде. У 1804 р було відкрито третя представниця цієї родини, отримавши ім'я Юнона, а 1807 р — четверта, Веста. Усі вони були такі малі, що навіть за тысячекратных увеличениях виглядали слабкими зірочками, які мають помітного диска. Тому Вільям Гершель запропонував називати нові планети астероїдами, тобто «звездоподобными ». У наступні роки вдосконалення телескопів і винахід фотографії викликали все збільшуваний потік відкриттів астероїдів. До 1880 р. їх було відомі близько 200, 1923 р. помічений тисячний, на 1980 р. до списків занесено майже 2500. За даними на 1991 р., постійні номери як у каталогах і назви отримали 4б4б астероїдів, зараз відомо значно більше. Поки відкриті лише великі астероїди. Дрібних — ще багато миллионы.

Пояс астероидов.

Орбіти 98% пронумерованих астероїдів розташовані між орбітами Марса і Юпітера. Їх середні відстані від поверхні Сонця сягають від 2,2 до 3,6 астрономічних одиниць. Вони утворюють так званий головний пояс астероїдів. Усі астероїди, як та великі планети, рухаються у прямому напрямі. Періоди їхнього звертання навколо Сонця становлять, залежно від відстані, від трьох до дев’ятирічного віку. Неважко підрахувати, що лінійна швидкість приблизно дорівнює 20 км/с. Орбіти багатьох астероїдів помітно витягнуті. Эксцентриситеты рідко перевищують 0,4. Більшість орбіт розташовується близько до площині екліптики, т. е. до площині орбіти Землі. Нахили зазвичай становлять кілька градусів, проте бувають і винятки. Так, орбіта Цереры має нахил 35°, відомий і великі нахилення. Коли макеті Сонячної системи орбіти астероїдів зобразити дротовими кільцями, вийде рихлий ажурний тор хаотично переплетённых в просторі эллипсов.

Астероїди поблизу Земли.

Можливо, нам, жителям Землі, найважливіше знати астероїди, орбіти яких наближаються до орбіті нашої планети. Зазвичай виділяють три сімейства сближающихся із Землею астероїдів: 1221 Амур, 1862 Аполлон, 2962 Атон. До сімейству Амура ставляться астероїди, орбіти що у перигелії майже стосуються орбіти Землі. «Аполлонцы «перетинають земну орбіту із зовнішнього боку, їх перигелийное відстань менша 1 астрономічної одиниці. «Атонцы «мають орбіти з великою полуосью менше земної і перетинають земну орбіту зсередини. Представники всіх зазначених сімейств можуть зустрітися ще з Землею. Що ж до близьких проходжень, всі вони трапляються нередко.

Астероїди на орбіті Юпитера.

Основне кількість астероїдів зосереджене у головному поясі, але є важливі винятку. Задовго до відкриття першого астероїда французький математик Жозеф Луї Лагранж вивчав так звану завдання трьох тіл, тобто досліджував, як рухаються три тіла під впливом сил тяжіння. Завдання дуже складна й загалом не вирішена досі. Проте Лагранжу вдалося віднайти, що у системі трьох гравитируюших тіл (Сонце — планета — мале тіло) існують п’ять точок, де рух малого тіла виявляється стійким. Дві з цих точок перебувають у орбіті планети, створюючи з нею і Сонцем равносторонние треугольники.

Спустя ви багато років, вже у XX в., теоретичні побудови втілилися у реальність. Поблизу лагранжевых точок на орбіті Юпітера було відкрито близько двох десятків астероїдів, яким дали імена героїв Троянської війни. Астероїди- «греки «(Ахілл, Аякс, Одіссей та інших.) випереджають Юпітер на 60°, «трояны «(Приам, Еней, Троил та інших.) йдуть такому ж відстані ззаду. За оцінками, число астероїдів близько точок Лагранжа може становити кількох сот.

Астероїди за орбітою Юпитера.

Тривалий час був відомо астероїдів, орбіти яких повністю лежали за межами орбіти Юпітера. Однак у 1977 р. вдалося знайти таку малу планету — це 2060 Хирон. Спостереження показали, що його перигелій лежить всередині орбіти Сатурна, а афелій — майже в самої орбіти Урана, на далеких, холодних і темних околицях планетної системи. Відстань Хирона в перигелії 8,51 а. е., а афелії - 18,9 а. е. Знайдено і більш далекий астероїди. Передбачається, що вони утворюють другий, зовнішній пояс астероїдів (пояс Койпера).

Розміри і речовинний склад астероидов.

Щоб дізнатися розмір будь-якого астрономічного об'єкта (якщо відстань перед ним відомо), необхідно виміряти кут, під яким він видно з Землі. Проте чи випадково астероїди називаються малими планетами. Навіть у великі телескопи при відмінних атмосферних умовах, застосовуючи дуже складні, трудоёмкие методики, вдається отримати досить нечёткие обриси дисків лише кількох, найбільш великих астероїдів. Значно ефективнішим є виявився фотометричний метод.

Существуют дуже точні прилади, що вимірюють блиск, т. е. звёздную величину небесного світила. З іншого боку, відома освещённость, створювана Сонцем на астероїді. За інших рівних умов блиск астероїда визначається площею його диска. Необхідно, щоправда, знати, яку частку світла відбиває дана поверхню. Ця відбивна здатність називається альбедо. Розроблено методи його визначення по поляризації світла астероїдів, і навіть по розбіжності яскравості в видимій ділянці спектра й у інфрачервоному діапазоні. Через війну вимірів і розрахунків отримані розміри найбільших астероїдів. Вважається, що астероїдів з діаметрами більш 200 км тридцять. Майже всі напевно відомі. Малих планет з поперечниками від 80 до 200 км, мабуть, близько 800. З зменшенням розмірів число астероїдів швидко зростає. Фотометрические засвідчили, що астероїди принципово різняться за рівнем чорноти речовини, слагающего їх поверхню. 52 Європа, зокрема, має альбедо 0,03. Це відповідає тёмному речовини, за кольором схожим на сажу. Такі темні астероїди умовно називають углистыми і належать до класу Ц. Астероїди іншого класу (класу З) умовно іменуються кам’яними, оскільки вони, повидимому, нагадують глибинні гірські породи Землі. Альбедо С-астероидов значно вища. Приміром, у 44 Низи воно досягає 0,38. Це найбільш світлий астероїд. Вивчення спектрів відблиски і поляриметрия дозволили виділити ще одне клас — металеві, чи М-астероиды. Мабуть, з їхньої поверхні присутні виходи металу, наприклад никелистого заліза, як в деяких метеоритов.

С допомогою дуже чутливих фотометров досліджувалося періодичні зміни яскравості астероїдів. За формою кривою блиску можна будувати висновки про періоді обертання астероїда про становище осі обертання. Періоди зустрічаються самі різні - від кількох основних годин до сотень годин. Вивчення кривою блиску дозволяє також зробити певні висновки форму астероїдів. Більшість їх має неправильне, обломочную форму. Лише найбільші наближаються до кулі. Характер зміни блиску деяких астероїдів дає підставу припускати, що вони є супутники. Деякі з малих планет, можливо, є близькими подвійними системами і навіть перекатывающимися поверхнею одне одного тілами. Але вичерпні відомості про астероїдах можуть дати добро тільки спостереження з відстані - з космічних апаратів. Такий вже є. 29 жовтня 1991 р. американський космічний апарат «Галілео «передав на Землю зображення астероїда 951 Гаспра. Знімок зроблено із будь-якої відстані 16 тис. кілометрів. На ньому добре проглядаються угловато-сглаженная форма астероїда та її кратерированная поверхню. Впевнено можна визначити розміри: 12×16 км. 28 серпня 1993 р. «Галілео «пройшов повз астероїда 243 Іда й отримав так само інформативний знімок. На фотографії видно ще одне малюсінький астероїд, який одержав ім'я Дактиль, — очевидно, супутник Иды.

Кометы.

У Сонячну систему крім великих і малих планет є й інші небесні тіла. Передусім це комети, що ще називають хвостатими зірками. Це невеликі, розміром у кілька кілометрів, брили з каменю та льоду. За законами Кеплера комети, подібно іншим тілах Сонячної системи, рухаються по эллиптическим орбітам. Але й їх орбіти дуже витягнуті, отже сама віддалена від поверхні Сонця точка зазвичай розташована далі орбіти самої далекої планети — Плутона. Коли комета з холодної глибини космосу наближається до Сонцю, вона стає видно навіть неозброєним оком. Із наближенням до Сонцю його сильне випромінювання починає нагрівати тіло комети і замерзлі гази випаровуються. Вони розширюються, огортаючи тверде тіло комети і створюючи її гігантську газову «голову ». Сонячне випромінювання так впливає на газ, що коли частина його видувається з голови комети і утворить кометний «хвіст », супроводжуючий в всьому шляху поблизу Сонця. Більшість комет з’являється лише одне разів, і потім назавжди зникає у затінках Сонячної системи, там, звідки вони прийшли. Але є держава й винятку — періодичні комети. Розміри орбіт більшості комет в тисячі разів вища поперечника планетної системи. Поблизу афелиев своїх орбіт комети перебувають багато часу, отже на далеких околицях Сонячної системи існує хмару комет — так зване хмару Оорта. Його походження пов’язано, очевидно, з гравітаційним викидом крижаних тіл із зони планет — гігантів під час їхньої освіти. Хмару Оорта містить мільярди кометних ядер. В усіх комет за її русі у сфері, зайнятою планетами, орбіти змінюються під дією тяжіння планет. У цьому серед комет, що зі периферії хмари Оорта, близько половини набуває гіперболічні орбіти і втрачається в міжзоряному просторі. В інших, навпаки, розміри орбіт зменшуються, і вони починають частіше повертатися до Сонцю. Зміни орбіт бувають особливо великі при тісних зближеннях комет з планетами-гигантами. Відомо близько 100 короткоперіодичних комет, які наближаються до Сонцю через кілька років, або десятиліть і тому порівняно швидко розтрачують речовина свого ядра. Орбіти комет схрещуються з орбітами планет, тому зрідка має відбуватися зіткнення комет з планетами. Частина кратерів на Місяці, Меркурії, Марсі та інших тілах утворилися внаслідок ударів ядер комет.

Комету Галлея.

У 1705 року Едмонд Галлей, використовуючи Ньютоновские закони руху, передбачив, що комета, що спостерігали в 1531, 1607 і 1682 роках, повинна повернутися в 1758 року (що, на жаль, вже було після смерті Леніна). Комету справді повернулася, як було зазначено передбачено, і була названа в його честь. Cредний період обертання комети Галлея навколо Сонця дорівнює 76 років. Остання її проходження крізь через перигелій спостерігалося у лютому 1986 року. Ядро комети Галлея має в діаметрі приблизно 16x8x8 кілометрів. Всупереч сподіванням, вона дуже темне: його альбедо становить лише 0.03, що робить її ще більше темним, ніж кам’яне вугілля. Таким чином, ядро комети Галлея одна із найтемніших об'єктів в Сонячну систему. Щільність ядра комети Галлея дуже низька, лише близько 0.1 грама на кубич. див, що свідчить про тому, що має пористу структуру, оскільки складається переважно з пилу із льодом. Комету Галлея повернеться у внутрішнє у Сонячній системі в наступного разу в 2061 году.

Комету Шумейкера — Леви.

Комету Шумейкера-Леви було відкрито Євгеном і Кэролин Шумейкерами і Девідом Леві в 1993 року. Невдовзі по їх відкриття було встановлено, орбіта комети проходить дуже близько до Юпітеру. У 1992 року комета була захоплена Юпітером всередину області краю Роша. Межа Роша — це мінімальний радіус кругової орбіти, де супутник не руйнується під впливом тяжіння центрального тіла (припливних сил). Комету зруйнувалася деякі фрагменти, які розосередилися кілька мільйонів кілометрів вздовж її орбіти. Розмір і безліч початкового тіла комети і окремих фрагментів невідомі. За оцінками вчених розміри комети становили від 2 до 10 км в діаметрі. Між 16 липня 1994 року й 22 липня 1994 року фрагменти увійшли до верхні верстви атмосфери Юпітера. Це було перший факт, коли вчені мали змогу спостерігати зіткнення двох позаземних тіл. Cтолкновение спостерігалося з допомогою великих наземних телескопів, тисяч малих і аматорських телескопів і космічним кораблем «Галілео». Наслідки зіткнення було видно на Юпітері ще протягом майже року після цього события.

Комету Хиакутаке.

Перші місяці 1996 року ознаменувалися відкриттям нової комети — комети Хиакутаке, що протягом кількох тижнів була однією з найяскравіших об'єктів на небесної сфері. Вона була відкрита, коли було віддалений від Землі на відстань 300 млн. км. Попередні дані не виключає можливості те, що попередній візит цієї комети в сонячну систему відбувався 10−20 тисячі років тому, проте остаточний відповідь вимагає детальних досліджень. Однією з основних особливостей комети Хиакутаке не є великою нахил її орбіти до площині екліптики. Цим визначалися надзвичайно вдалі умови його спостережень. Із наближенням до Землі яскравість комети посилювалась, і 23 березня комету можна було спостерігати навіть неозброєним оком. З 23 по 27 березня 1996 року його швидко перемістилася із сузір'я Волопаса в сузір'я Великої Ведмедиці і далі - до Полярної зірці. На мінімальному відстані 17 млн. кілометрів від Землі комета Хиакутаке перебувала 25 березня 1996 року, рухаючись зі швидкістю 50 км/сек. Нині вона видаляється від Солнца.

Метеори і метеориты.

Метеором називається світлове явище, виникає в розквіті від 130 до 80 км — при вторгненні в земну атмосферу частинок — метеорних тіл з міжпланетного простору. Швидкості руху метеорних тіл стосовно Землі можуть бути різними — від 11 до 75 км/сек залежно від цього, наздоганяє чи метеорна тіло Землю у її зверненні навколо Сонця або ж рухається їй назустріч. Протягом доби можна зареєструвати близько 28 000 метеоритів. Маса метеорного тіла, що викликає таке явище, не перевищує 4.6 грама. Крім одиничних (спорадичних) метеорів кілька разів на рік можна спостерігати цілі метеорні потоки (метеорні дощі). І якщо перемоги зазвичай одну годину спостерігач реєструє 5−15 метеоритів, то під час метеорного дощу — 100, 1000 і до 10 000. Це означає, що у міжпланетному просторі рухаються цілі рої метеорних частинок. Метеорні потоки протягом кількох ночей з’являються приблизно однієї й тієї області неба. Якщо цього сліди продовжити тому, всі вони перетнуться в одній точці, що називається радіантом метеорного потоку. Джерелом практично всіх малих метеорних частинок є, очевидно, комети. Великі метеорні тіла мають астероидное походження. У окремих випадках велике метеорна тіло при своєму русі у атмосфері не встигає випаруватися і становить Землі. Цей залишок метеорного тіла називається метеоритом. Протягом року в Землю випадає приблизно 2000 метеоритів. Залежно від хімічного складу метеорити поділяються на кам’яні хондриты (їх відносна кількість 85.7%), кам’яні ахондриты (7.1%), залізні (5.7%) і железо-каменные метеорити (1.5%). Хондрами називають дрібні круглі частки сірого кольору, часто з коричневим відтінком, рясно вкраплені в кам’яну масу. Залізні метеорити практично цілком складаються з никелистого заліза. З розрахунків слід, що що спостерігається структура залізних метеоритів утворюється у разі, тоді як інтервалі температур приблизно від 600 до 400 З речовина охолоджується зі швидкістю 1 — 10 градусів З за мільйон років. Кам’яні метеорити, у яких немає хондр, називаються ахондритами. Аналіз останньої показав, що у хондрах містяться майже всі хімічні елементи. Найбільший з відомих метеоритів перебуває в місці падіння пустелі Адрар (Західна Африка), його вага становить 100 000 тонн. Другий за величиною залізний метеорит Гоба, вагою 60 тонн, перебуває у Південно-Західної Африці, третій, вагою 50 тонн, зберігається в Нью-йоркському музеї природною історії. Якщо атмосферу Землі влітає метеорна тіло, вагу якого за 1 000 000 тонн, воно вдається у грунт, на 4−5 своїх діаметрів, уся її величезна кінетична енергія перетворюється на тепло. Виникає сильніший вибух, у якому метеорна тіло у значною мірою випаровується. На місці вибуху утворюється воронка — кратер. Однією з найефектніших є кратер в штаті Арізона (США). Його діаметр становить 1200 м, а глибина — 175 м; вал кратера піднято над оточуючої пустелею на висоту близько 37 метрів. Вік цього кратера — близько 5000 років.

1)Хондрит (кам'яний метеорит). 2) Железный метеорит. 3) Ахондрит (кам'яний метеорит, він хондр).

1) і 4) Комета Галлея.

2)Комета Хиакутаке.

3)Комета Хейла-Боппа.

5)Последовательные стадії падіння комети Шумейкера-Леви 9 на Юпитер.