§10. Малі тіла сонячної системи

У 1766 році німецький фізик та математик Й.Тиціус (1729-1796) запро­понував емпіричне правило, згідно з яким наближено визначались відстані від Сонця до планет. Завдяки працям німецького астронома Й.Боде (1747-1826) ця закономірність стала загальновідомою. Правило Тиціуса — Боде:


r = (0,3-2n +0,4) а.о.


Для Меркурія n = , для Венери n = 0, для Землі n = 1 і т.д.

Згідно з правилом Тиціуса — Боде, на відстані 2,8 а. о. від Сонця (для n = 3) мала б рухатися планета. У 1789 році розпочалися інтенсивні пошуки ще однієї планети між Марсом та Юпітером, які швидко увінчалися успіхом. 1 січня у 801 року італійський астроном Дж. Піацці (1746-1826) виявив у те­лескоп зореподібний об'єкт 7-ї зоряної величини, який рухався сузір'ям Тель­ця. Орбіта світила виявилася планетною. Піацці назвав відкриту планету Церерою. 28 березня 1802 року німецький астроном та лікар В. Ольберс (1758-1840) виявив ще одну малу планету — Палладу. Ще за п'ять років бу­ли відкриті Юнона та Веста. Малий блиск вказував на відносно незначні роз­міри виявлених об'єктів. їх назвали малими планетами або, за пропозицією Вільяма Гершеля, астероїдами (від грецького aster — зоря, eidos — вигляд).

До 1890 року візуальними методами відкрили близько 320 астероїдів. У 1891 році німецький астроном М. Вольф (1863-1932) запропонував фотографічний метод пошуків: при 2-3 годинній експозиції зображення зір на фото­плівці виходили точковими, а слід рухомого астероїда — невеликою рискою. Відтоді кількість відкритих малих планет різко зростає. Зараз відомо понад 15000 астероїдів, але вчені вважають що в Сонячній системі їх сотні тисяч. Зауважимо, що астрономи Кримської астрофізичної обсерваторії відкрили понад 550 малих планет.

Переважна більшість (98%) малих планет рухається між орбітами Марса та Юпітера, на середніх відстанях від Сонця від 2,06 до 4,30 а. о., утворюючи пояс астероїдів. За однією гіпотезою, ці астероїди — рештки великої плане­ти, що рухалась між Марсом і Юпітером, і була зруйнована чи то гравітацією Юпітера, чи то катастрофічними зіткненнями з великим космічним тілом. Гі­потетична планета навіть отримала назву Фаетон. Все ж переважає думка про неможливість формування великої планети поблизу Юпітера через його при­пливні сили.

Сумарна маса всіх астероїдів, імовірно, не перевищує 0,001 М?. Найбі­льшу масу має Церера — 1,5•1021 кг. Розміри більшості малих планет незна­чні. Найбільшими є Церера (діаметр до 1000 км), Паллада (610 км), Веста (540 км) і Гігія (450 км). Тільки 14 астероїдів мають розміри понад 250 км. Усі астероїди (можливо, за винятком найбільших) мають неправильну форму, тобто є брилами твердого матеріалу. Усі астероїди слабкіші за 6m, їх видно лише в телескоп. Найяскравішою з малих планет є Веста (6,5m).

Є багато астероїдів, траєкторії яких не лежать між Марсом та Юпітером. Зокрема, унікальну орбіту має Ікар — у перигелії він долітає до Сонця удвічі ближче, ніж Меркурій (нагріваючись до +730°С), а в афелії віддаляється за орбіту Марса. Астероїд Гідальго, навпаки, у перигелії перебуває біля Марса, а в афелії добирається аж за Сатурн.

Жодна з малих планет не має атмосфери, але, виявляється, є астероїди, які мають супутники (американська міжпланетна станція «Галілей» у 1993 році передала зображення малої планети Іди (поперечником 56 км), біля якої обертається супутник —півторакілометрова брила).

1 листопада 1977 року американський астроном Ч. Коуелл виявив асте­роїд Хірон, незвичайний тим, що рухається між Сатурном і Ураном! У 1990-х відкрили ще кілька подібних тіл, що рухаються між орбітами далеких планет. Ці об'єкти назвали «кентаврами». До січня 2000 року було відомо 16 таких астероїдів, 5 із них, досліджені найкраще, отримали назви: Хірон, Фол, Несе, Асбол та Харікло.

30 серпня 1992 року астрономи обсерваторії Мауна-Кі (Гаваї, США сфотографували малу планету, орбіта якої розташована зовні плутонової. Згодом виявили цілий рій подібних тіл — пояс Койпера. До листопада 2000 року було відомо понад 400 планетоїдів (так ще називають астероїди поясу Койпера) — достатньо великих, укритих метановим льодом, брил. На початку 2001 року перший планетоїд отримав ім'я Варуна. Цей астероїд діа­метром понад 1000 км рухається навколо Сонця з періодом 285 років майже в одній площині з Плутоном (нахил орбіти Варуни до екліптики 17,2°). 1 липня 2001 року виявили величезний планетоїд 2001КХ76. За даними Міжнародно­го астрономічного союзу від 11 серпня 2001 року, КХ76 є найбільшою від­критою малою планетою Сонячної системи. Розміри цього астероїда від 1200 до 1400 км, тобто більше половини діаметра Плутона. Пояс Койпера почина­ється за орбітою Нептуна і простягається на відстань понад 150 а. о. Відкрит­тя величезних планетоїдів поставило під сумнів належність Плутона до великих планет! Деякі вчені схильні називати дев'яту велику планету лише найбі­льшим астероїдом з поясу Койпера. Дослідження тривають.

Комети (від грецького kometesдовговолосий) — один із класів ма­лих тіл Сонячної системи. Далеко від Сонця у комет нема атмосфери і вони нічим не відрізняються від астероїдів. При наближенні до Сонця, на відстані близько 11 а. о. у них з'являється газова оболонка неправильної форми — кома. Кому разом з ядром комети називають головою комети. На відстанях 3-4 а. о. від Сонця у комети під дією сонячного вітру утворюється хвіст, який стає добре помітним (див. рис. 1).

Є комети, які не належать Сонячній системі. Вони, рухаючись по пара­болічній траєкторії, пролітають біля Сонця і зникають у міжзоряному прос­торі. Такі комети називають параболічними.

Комети, що належать Сонячній системі, називають періодичними. Вони рухаються навколо Сонця по еліптичних орбітах із різноманітними ексцент­риситетами і нахилами до площини екліптики. Зараз відомо близько 330 таких об'єктів.

На відміну від планет та більшості астероїдів, які мають стабільні еліп­тичні траєкторії, орбіти більшості комет не є ідеально еліптичними. Гравіта­ція планет, особливо Юпітера і Сатурна, повз які пролітає комета, суттєво змінює її орбіту. Тому реальна траєкторія цих об'єктів у міжпланетному про­сторі складна, і методи небесної механіки дають можливість встановити тіль­ки середню, наближену орбіту комет.

Залежно від періоду обертання навколо Сонця комети поділяють на дві групи:

короткоперіодичні (період менший ніж 200 років);

довгоперіодичні (період більший ніж 200 років).

Усі короткоперіодичні комети є членами кометно-планетних сімей. Найбільшу сім'ю має Юпітер — це комети (їх близько 150), у яких афелійна відстань (найбільше віддалення від Сонця) близька до великої півосі орбіти Юпітера (5,2 а. о.). Найвідоміші комети з цієї сім'ї — Енке, Темпеля-2, Понса -Віннеке, Фая та інші. До речі, комети мають такі назви, бо їх прийнято нази­вати за прізвищами вчених, які відкрили чи досліджували ці об'єкти. Зараз відомо близько 20 комет сім'ї Сатурна (Тутля, Неуйміна-1, Ван-Бісбрука, Гейла та інші), кілька об'єктів сім'ї Урана (Креммеліна, Темпеля-Тутля та інші) і приблизно 10 комет сім'ї Нептуна (Галлея, Ольберса, Понса-Брукса тощо).

З усіх відомих комет найменший період має комета Енке — 3,3 роки.

Найяскравішою частиною комети є ядро, яскравість коми зменшується до периферії, а найменшу яскравість має хвіст. Густина коми і хвоста така мала, що крізь них просвічуються зорі.

Маси комет різноманітні — від кількох тонн до 1011-1012 тонн. Майже вся маса комет сконцентрована в ядрах, які складаються з водяного льоду, у який вкраплені замерзлі гази, пил, кам'яні та металеві частинки різних розмі­рів.

Діаметри ядер невеликі — усього кілька кілометрів, іноді десятків кіло­метрів. Наближаючись до Сонця, ядра нагріваються й інтенсивно субліму­ють. Утворюється кома, розміри якої можуть сягати 200 000 км (у масивних яскравих комет). Довжина хвоста при цьому сягає 150 000 000 км (1 а. о.). Хвіст комети виникає з коми під дією тиску Сонячного світла і сонячного ві­тру. Форма кометних хвостів залежить від співвідношення сили гравітації Сонця і сили тиску його світла на частини хвоста. Як правило, хвіст комети напрямлений від Сонця (див. рис. 2).

Іноді комета має аномальний хвіст, напрямлений до Сонця. Він скла­дається з відносно великих частинок, пилинок, на яких відштовхування соня­чним світлом та вітром не проявляється. У деяких комет одночасно може бу­ти кілька хвостів.

Після проходження перигелію комети летять від Сонця хвостом уперед. Із віддаленням нагрівання ядра слабшає, інтенсивність виходу пилу і газів спадає, хвіст поступово зменшується і десь за орбітою Юпітера комета стає непомітною.

Яскраві комети з'являються на небі доволі рідко (у середньому раз на 20 років). Слабкі ж об'єкти (до 18m-19m) фіксуються часто — по кілька щоро­ку. Першим досліджував комети англійський астроном Е. Галлей (1656-1742) За порадою І. Ньютона він визначив і опублікував у 1705 році елементи орбіт 24 яскравих комет, які з'являлися від 1337 до 1698 року. Виявивши збіг трає­кторій комет 1531, 1607 та 1682 років (яку сам спостерігав), учений дійшов висновку, що у ці роки з'являвся один і той же об'єкт. Галлей передбачив, що ця комета з'явиться знову у 1758 році. І справді, 25 грудня 1758 року Г. Паліч виявив її. Відтоді цю яскраву комету, що обертається навколо Сонця з періодом 78 років, називають кометою Галлея. Востаннє вона наближалася до Сонця 1986 року. Чергове повернення комети Галлея в перигелії відбудеться у листопаді 2061 року.

У 1984 році були запущені радянські автоматичні міжпланетні станції «Вега-1»та «Вега-2» (скорочено від Венера. — Галлея). Вони послідовно у 1985 році досягли Венери, скинули в її атмосферу блоки з науковою апарату­рою і попрямували до комети Галлея. До цієї комети були послані ще дві ко­смічні станції — японська «Суісей» (з японської «комета») та західноєвро­пейська «Джотто». Першою до комети Галлея наблизилась «Вега-1», прой­шовши на відстані 9 000 км від ядра. Через два тижні «Вега-2» наблизилась на 8 000 км до ядра. Дані про рух радянських станцій дозволили скоректувати траєкторію «Джотто» і цей апарат пройшов через голову комети на відста­ні 600 км від ядра. Апаратура міжпланетних станцій передала надійні дані про комету Галлея.

Про походження комет є кілька гіпотез. Одна з них, запропонована ні­дерландським астрономом Я. Оортом (1900-1992), полягає у тому, що на око­лицях Сонячної системи є хмара комет — так звана хмара Оорта. Вони сфо­рмувалися з залишків протопланетної хмари. У хмарі Оорта на відстані 100-150 тис. а. о. від Сонця перебувають сотні мільярдів комет. Унаслідок збурень у русі комети покидають хмару і наближаються до Сонця. Одні, промайнувши раз, назавжди покидають Сонячну систему, а інші під дією гравітації великих планет приєднуються до їхніх кометних сімей і періодично обертаються навколо Сонця.

При кожному наближенні до Сонця комети втрачають частину своєї ре­човини і з часом руйнуються. Наприклад, підраховано, що у момент проходження перигелію з комети Галлея щосекунди випаровується 45 тонн газу та 5-8 тонн пилу. Зараз маса ядра комети близько 6•1011 тонн. Цієї речовини, ймовірно, вистачить ще на 120 000 років, за які комета зробить приблизно 1600 обертів.

Якщо у ядрі є тверда кам'яна брила, то, втративши льодову оболонку, комета, напевно, стає астероїдом (виявлено кілька астероїдів із траєкторіями, схожими на кометні). Коли комета цілком руйнується, то утворюється рій дрібних частинок, розпорошених уздовж кометної орбіти.

При потраплянні в атмосферу Землі дуже швидкої частинки
(11-73 км/с) спостерігається короткочасний спалах —
метеор (від грецького meteora — атмосферні і небесні явища). Безхмарної ночі неозброєним оком можна помітити в середньому до 10 метеорів за годину, а радіолокацій­ними методами за добу реєструють близько 1 млн. метеорів.

Переважна більшість метеорних частинок має дуже малу масу (0,01-0,001 г) і руйнується на висотах 80-110 км. Що більша маса і розміри метеор­ної частинки, то яскравішим є метеорний спалах.

Дуже яскраві метеори (яскравіші — 3m) називаються болідами (від грецького bolidosметальна зброя). Болід виникає при вторгненні в атмосферу метеорної частинки значної маси (понад 100 г). Болід має яскравий хвіст з іо­нізованих газів і пилових частинок. Політ боліда часто супроводжується гур­котом, свистом, сюрчанням і закінчується падінням метеорита.

Метеорити — кам'яні або залізні тіла, що падають на Землю з міжпланетного простору. Метеорити є залишками метеорних тіл, що не повністю зруйнувалися в атмосфері при русі, під час якого їхня поверхня нагрівається до 2500-3000°С, плавиться і випаровується. Дрібні частинки руйнуються по­вністю, а більші, втративши до 90% маси, падають на поверхню Землі. Доте­пер у світі зібрано близько 3000 метеоритів масою від кількох грамів до кіль­кох десятків тонн.

Щороку на поверхню Землі падає близько 500 метеоритів, але в серед­ньому лише 20 із них знаходять. Узагалі більшість метеоритів знайдені випа­дково. Найбільший залізний метеорит Гоба знайдений у 1920 році на терито­рії Намібії (прийнято називати метеорити за назвою населеного пункту, най­ближчого до місця падіння). Маса цього метеорита 60 тонн, а форма схожа на плиту 3 м х 3 м х 1м.

Наука, яка вивчає хімічний і мінералогічний склад метеоритів, назива­ється метеоритикою. За її даними, метеорити складаються з таких елемен­тів: Fe, Ni, Si, C, Al, Mg, S, Ca, O тощо.

За хімічним складом метеорити поділяють на три групи:

кам'яні (їх випадає 92%);

залізно-кам'яні (2%);

залізні (6%).

Найчастіше метеорити знаходять в Антарктиді та у сухих кам'янистих пустелях Австралії і Намібії. Винятково рідкісним явищем є падіння гігант­ських метеоритів масою 105-106 тонн. Маючи величезну кінетичну енергію, ці тіла проходять крізь атмосферу і вибухають, вдарившись у Землю. На місці падіння утворюється метеоритний кратер величезних розмірів — астроблема.

Дотепер на Землі виявлено понад 230 великих метеоритних кратерів ді­аметром до 65 км. Наприклад, діаметр Аризонського метеоритного кратера 1207 м, глибина 174 м, а висота оточуючого валу 40-50 м.

Крім окремих метеорних частинок, навколо Сонця рухаються цілі їх рої. Вони породжені кометами, які руйнуються або вже зруйну­валися. Що старший потік, то більше він розтягнутий по орбіті. Кожен метеорний рій обертається навколо Сонця з періодом, що дорівнює періоду комети, яка його поро­дила. Іноді Земля зустріча­ється з такими роями. У ці дні кількість метеорів значно зростає, а якщо метеорний рій компактний, то спостерігаються метеорні, або зоряні, дощі. Тоді у неве­ликій частині неба за хвилину спалахують сотні метеорів і здається, що всі вони вилітають з однієї точки — радіанта. Метеорні потоки називають від­повідно до сузір'їв, у яких лежать їхні радіанти. Найпомітнішими потоками є Ліриди (20-24 квітня), Аквариди (1-9 травня), Персеїди (5-18 серпня) (див. рис. 3), Драконіди (10 жовтня), Оріоніди (20-24 жовтня), Леоніди (15-17 листопада), Гемініди (10-16 грудня).

Підраховано, що за добу на Землю випадає близько 100 тонн метеорної речовини.




© 2008-2012 Лекції по астрономії | Povered by Nano-CMS | Бесплатный хостинг