Малі тіла Сонячної системи.
Астероїди.
Якщо накреслити план орбіт планет, то виявиться, що відстані планет від
Сонця зростають приблизно в геометричній прогресії. Даназакономірність отримала назву правила Тіціуса - Боде за іменамиякі виявили її німецьких вчених. Цей план загалом досить правильно даєзначення середніх відстаней планет від Сонця в астрономічних одиницях.
Звертає на себе увагу той факт, що між Марсом і Юпітером єпроміжок: планети, що відповідає п'ятій члену ряду, немає. Астрономибільше трьох десятків років з досадою і надією дивилися на цю неув'язку.
Реальність тут порушувала математичну гармонію.
У ніч на 1 січня 1801 на обсерваторії в Палермо (острів Сицилія)астроном Джузеппе Піацца, займаючись складанням каталогу зірок у сузір'ї
Близнюків, виявив слабку зірочку приблизно 7-ї зоряної величини,яка була відсутня на зоряних картах. Через кілька днів учений доподив своєму зауважив, що зірочка рухається, причому так, як маєпереміщатися по небу планета, розташована далі Марса. На жаль,спочатку хворобу, потім несприятливі умови спостережень перервали роботу
Піацца. У результаті слабкий небесний об'єкт загубився серед зірок.
Про відкриття довідався молодий німецький математик Карл Фрідріх Гаус. Вінрозробив новий метод, що дозволяв по трохи спостереженнями розрахуватиточну еліптичну орбіту небесного тіла і потім обчислити його положенняна майбутній час. Це стало великим досягненням в області небесноїмеханіки. Через рік загублену планету знайшли в передбачене місце і більшевже не втрачали. Піацца запропонував назвати її Церерою - по імені давньоримськоїбогині родючості, покровительки Сицилії. Натхненні успіхом,європейські астрономи стежили за рухом Церери (найбільший астероїдіз всіх виявлених - його діаметр 933 км) і несподівано в березні 1802поблизу неї виявили ще одну схожу маленьку планету. Їй дали ім'я
Паллада на честь давньогрецької богині Афіни Паллади. Дивнимвиявилося те, що середня відстань від Сонця обох планет практичнозбігається і становить 2,8 а. е. Саме на цій відстані повинна була бзвертатися п'ята планета (між Марсом і Юпітером) відповідно доправилом Тіціуса - Боде. У 1804 р була відкрита третя представницяцієї сім'ї, що отримала ім'я Юнона, а в 1807 р - четверта, Веста. Всі вонибули настільки малі, що навіть при тисячократно збільшеннях виглядалислабкими зірочками, що не мають помітного диска. Тому Вільям Гершельзапропонував називати нові планети астероїдами, тобто "звездоподобнимі". Унаступні роки удосконалення телескопів і винахід фотографіївикликали до зростаючого потік відкриттів астероїдів. До 1880 їх буловідомо близько 200, у 1923 р. помічений тисячний, на 1980 р. у спискизанесено майже 2500. За даними на 1991 р., постійні номери в каталогах іназви отримали 4б4б астероїдів, зараз їх відомо значно більше.
Поки відкриті лише найбільші астероїди. Дрібних - ще багато мільйонів.
Пояс астероїдів.
Орбіти 98% пронумерованих астероїдів розташовані між орбітами Марсаі Юпітера. Їх середні відстані від Сонця складають від 2,2 до 3,6астрономічних одиниць. Вони утворюють так званий головний поясастероїдів. Всі астероїди, як і великі планети, рухаються в прямомунапрямі. Періоди їх обертання навколо Сонця складають, в залежностівід відстані, від трьох до дев'яти років. Неважко порахувати, що лінійнашвидкість приблизно дорівнює 20 км/с. Орбіти багатьох астероїдів помітновитягнуті. Ексцентриситет рідко перевищують 0,4. Більшість орбітрозташовується близько до площини екліптики, тобто до площини орбіти Землі.
Нахили зазвичай складають кілька градусів, проте бувають і винятки.
Так, орбіта Церери має нахил 35 °, відомі і великі способу. Якщо намакеті Сонячної системи орбіти астероїдів зобразити дротянимикільцями, то вийде пухкий ажурний тор хаотично переплетених впросторі еліпсів.
Астероїди поблизу Землі.
Можливо, нам, жителям Землі, найбільш важливо знати астероїди, орбітияких близько підходять до орбіти нашої планети. Зазвичай виділяють трисімейства зближуються із Землею астероїдів: 1221 Амур, 1862 Аполлон, 2962
Атон. До родини Амура відносяться астероїди, орбіти яких в перигеліїмайже торкаються орбіти Землі. "Аполлонци" перетинають земну орбіту з зовнішньоїсторони, їх перігелійное відстань менше 1 астрономічної одиниці.
"Атонци" мають орбіти з великої півосі менше земної і перетинають земнуорбіту зсередини. Представники всіх зазначених родин можуть зустрітися з
Землею. Що ж стосується близьких проходжень, то вони трапляються нерідко.
Астероїди на орбіті Юпітера.
Основна кількість астероїдів зосереджено в головному поясі, алеє важливі винятки. Задовго до відкриття першого астероїдафранцузький математик Жозеф Луї Лагранж вивчав так звану завдання трьохтіл, тобто досліджував, як рухаються три тіла під дією сил тяжіння.
Завдання дуже складне і в загальному вигляді не вирішена й досі. Однак Лагранжавдалося знайти, що в системі трьох гравітіруюшіх тел (Сонце - планета --мале тіло) існують п'ять точок, де рух малого тіла виявляєтьсястійким. Дві з цих точок знаходяться на орбіті планети, утворюючи з нею і
Сонцем рівносторонній трикутники.
Через багато років, вже у XX ст., Теоретичні побудови втілилися вреальність. Поблизу Лагранжа точок на орбіті Юпітера було відкрито близькодвох десятків астероїдів, яким дали імена героїв Троянської війни.
Астероїди-"греки" (Ахілл, Аякс, Одіссей та ін) випереджають Юпітер на 60 °,
"трояни" (Пріам, Еней, Троїл тощо) йдуть на такій же відстані ззаду.
Згідно з оцінками, число астероїдів близько точок Лагранжа може досягатикількох сотень.
Астероїди за орбітою Юпітера.
Довгий час не було відомо астероїдів, орбіти яких цілком лежалиб за межами орбіти Юпітера. Але в 1977 р. вдалося виявити таку малупланету - це 2060 Хірон. Спостереження показали, що його перигелій лежитьусередині орбіти Сатурна, а афелій - майже біля самої орбіти Урану, на далеких,холодних і темних околицях планетної системи. Відстань Хірона в перигелії
8,51 а. е., а в афелії - 18,9 а. тобто Були виявлені і більш далекіастероїди. Передбачається, що вони утворюють друге, зовнішній пояс астероїдів
(пояс Койпера).
Розміри і речовий склад астероїдів.
Щоб дізнатися розмір якого-небудь астрономічного об'єкта (якщовідстань до нього відомо), необхідно виміряти кут, під яким вінвидимим із Землі. Однак не випадково астероїди називаються малими планетами.
Навіть у великі телескопи при відмінних атмосферних умовах, застосовуючи дужескладні, трудомісткі методики, вдається отримати досить нечіткі обрисидисків лише декількох найбільших астероїдів. Набагато ефективнішевиявився фотометричний метод.
Існують досить точні прилади, що вимірюють блиск, тобто зоряну величинунебесного світила. Крім того, добре відома освітленість, створювана
Сонцем на астероїді. За інших рівних умов блиск астероїдавизначається площею його диска. Варто, щоправда, знати, яку часткусвітла відображає дана поверхня. Ця відбивна здатність називаєтьсяальбедо. Розроблено методи його визначення по поляризації світлаастероїдів, а також по відмінності яскравості у видимій області спектру і вінфрачервоному діапазоні. В результаті вимірювань і розрахунків отримані розміринайбільших астероїдів. Вважається, що астероїдів з діаметрами більше 200км три десятки. Майже всі вони, напевно, відомі. Малих планет зпоперечника від 80 до 200 км, мабуть, близько 800. Зі зменшенням розмірівчисло астероїдів швидко зростає. Фотометричні дослідження показали,що астероїди сильно розрізняються за ступенем чорноти речовини, що складають їхповерхню. 52 Європа, зокрема, має альбедо 0,03. Цевідповідає темному речовині, за кольором схожим на сажу. Подібні темніастероїди умовно називають вуглисті і відносять до класу Ц. Астероїдиіншого класу (класу С) умовно іменуються кам'яними, так як вони, по -Мабуть, нагадують глибинні гірські породи Землі. Альбедо С-астероїдівзначно вище. Приміром, у 44 Низи воно досягає 0,38. Це самийсвітлий астероїд. Вивчення спектрів відбиття і поляриметрія дозволиливиділити ще один клас - металеві, або М-астероїди. Ймовірно, на їхповерхні присутні виходи металу, наприклад нікелістого заліза, як удеяких метеоритів.
За допомогою вельми чутливих фотометрів були досліджені періодичнізміни яскравості астероїдів. За формою кривої блиску можна судити про періодобертання астероїда і про положення осі обертання. Періоди зустрічаються самірізні - від кількох годин до сотень годин. Вивчення кривої блискудозволяє також зробити певні висновки про форму астероїдів. Більшістьз них має неправильну, уламкових форму. Лише найбільшінаближаються до кулі. Характер зміни блиску деяких астероїдів даєпідставу припускати, що у них є супутники. Деякі з малих планет,можливо, є близькими подвійними системами або навіть перекочуєтьсяпо поверхні один одного тілами. Але достовірні відомості про астероїдиможуть дати тільки спостереження з близької відстані - з космічнихапаратів. Такий досвід уже є. 29 жовтня 1991 американськийкосмічний апарат "Галілео" передав на Землю зображення астероїда 951
Гаспра. Знімок зроблений з відстані 16 тис. кілометрів. На ньому добрепроглядаються кутасто-згладжена форма астероїда і його кратерірованнаяповерхню. Впевнено можна визначити розміри: 12 х 16 км. 28 серпня 1993р. "Галілео" пройшов повз астероїда 243 Іда та отримав настільки ж інформативнийзнімок. На фотографії видно ще один крихітний астероїд, який отримавім'я Дактиль, - мабуть, супутник IDA.
Комети.
У Сонячній системі крім великих і малих планет існують і іншінебесні тіла. Перш за все це комети, які ще називають хвостамизірками. Це невеликі, розміром у кілька кілометрів, брили з каменю ільоду. За законами Кеплера комети, як усі тіл Сонячної системи,рухаються по еліптичних орбітах. Але їх орбіти дуже витягнуті, так щонайбільш віддалена від Сонця точка зазвичай розташована набагато далі орбітисамої далекої планети - Плутона.
Коли комета з холодної глибини космосу наближається до Сонця, вонастає видно навіть неозброєним оком. У міру наближення до Сонцяйого сильне випромінювання починає нагрівати тіло комети і замерзлі газивипаровуються. Вони розширюються, огортаючи тверде тіло комети і утворюючи їїгігантську газову "голову". Сонячне випромінювання так сильно впливає нагаз, що частина його видувається з голови комети і утворює кометний "хвіст",супроводжує її на всьому шляху поблизу Сонця. Більшість комет з'являєтьсятільки один раз і потім назавжди зникає в глибинах Сонячної системи,там, звідки вони прийшли. Але є і виключення - періодичні комети.
Розміри орбіт більшості комет в тисячі разів більше поперечника планетноїсистеми. Поблизу афелії своїх орбіт комети перебувають більшу частину часу,так що на далеких околицях Сонячної системи існує хмара комет - такзване хмара Оорта. Його походження пов'язане, очевидно, згравітаційним викидом крижаних тіл з зони планет - гігантів під час їхосвіти. Хмара Оорта містить мільярди кометних ядер. У всіх кометпри їхньому русі в області, зайнятої планетами, орбіти змінюються піддією тяжіння планет. При цьому серед комет, що прийшли з периферіїхмари Оорта, близько половини набуває гіперболічні орбіти і втрачаєтьсяу міжзоряному просторі. У інших, навпаки, розміри орбіт зменшуються,і вони починають частіше повертатися до Сонця. Зміни орбіт бувають особливовеликі при тісного зближення комет з планетами-гігантами. Відомо близько
100 короткоперіодичні комет, що наближаються до Сонця черезкілька років або десятків років і тому порівняно швидко розтрачуютьречовина свого ядра. Орбіти комет схрещуються з орбітами планет, томузрідка мають відбуватися зіткнення комет з планетами. Частина кратерівна Місяці, Меркурії, Марсі та інших тілах утворилися в результаті ударівядер комет.
Комета Галлея.
У 1705 році Едмонд Галлей, використовуючи ньютонівські закони руху,передбачив, що комета, яку спостерігали в 1531, 1607 і 1682 роках, повиннаповернутися в 1758 році (що, на жаль, було вже після його смерті). Кометадійсно повернулася, як було передбачено, і пізніше була названа найого честь. Cредняя період обертання комети Галлея навколо Сонця дорівнює 76років. Остання її проходження через через перигелій спостерігалося в лютому
1986 року. Ядро комети Галлея має розміри приблизно 16x8x8кілометрів. Всупереч очікуванням, воно дуже темне: його альбедо складаєвсього лише 0.03, що робить його ще більш темним, ніж кам'яне вугілля. Такимчином, ядро комети Галлея є одним із самих темних об'єктів в
Сонячній системі. Щільність ядра комети Галлея дуже низька, всього близько
0.1 грама на кубіч. см, що говорить про те, що воно має пористуструктуру, оскільки складається в основному з пилу з льодом. Комета Галлеяповернеться у внутрішню Сонячну систему наступного разу в 2061 році.
Комета Шумейкер - Леві.
Комета Шумейкер-Леві була відкрита і Євгеном Керолін Шумейкер і
Девідом Леві в 1993 році. Незабаром після їх відкриття було визначено, орбітакомети проходить дуже близько до Юпітера. У 1992 році комета була захоплена
Юпітером всередину області межі Роша. Межа Роша - це мінімальний радіускругової орбіти, на якій супутник не руйнується під дією тяжінняцентрального тіла (приливних сил). Комета зруйнувалася на окреміфрагменти, які розмістилися на кілька мільйонів кілометрів уздовжїї орбіти. Розмір і маса первинного тіла комети та її окремихфрагментів невідомі. За оцінками вчених розміри комети становили від 2 до
10 км у діаметрі. Між 16 липня 1994 і 22 липня 1994 фрагментиувійшли у верхні шари атмосфери Юпітера. Це було першим випадком, коливчені мали можливість спостерігати зіткнення двох позаземних тел.
Cтолкновеніе спостерігалося за допомогою великих наземних телескопів, тисяч малихі любительських телескопів і космічним кораблем "Галілео". Наслідкизіткнення були видні на Юпітері ще майже протягом року після цьогоподії.
Комета Хіакутаке.
Перші місяці 1996 року ознаменувалися відкриттям нової комети - комети
Хіакутаке, яка протягом кількох тижнів була одним знайбільш яскравих об'єктів на небесній сфері. Вона була відкрита, коли булавіддалена від Землі на відстань в 300 млн. км. Попередні дані невиключають можливості того, що попередній візит цієї комети в сонячнусистему відбувався 10-20 тисяч років тому, проте остаточну відповідьвимагає детальних досліджень. Однією з основних особливостей комети
Хіакутаке є великий нахил її орбіти до площини екліптики. Цимвизначалися надзвичайно вдалі умови її спостережень. У міру наближеннядо Землі яскравість комети постійно зростала, і 23 березня комету можна булоспостерігати навіть неозброєним поглядом. З 23 по 27 березня 1996 року вонашвидко перемістилася із сузір'я Волопаса в сузір'я Великої Ведмедиці ідалі - до Полярної зірки. На мінімальній відстані в 17 млн. км від Землікомета Хіакутаке перебувала 25 березня 1996, рухаючись зі швидкістю 50км/сек. В даний час вона віддаляється від Сонця.
Метеори і метеорити.
Метеором називається світлове явище, яке виникає на висоті від 130 до
80 км при вторгненні в земну атмосферу частинок - метеорних тіл зміжпланетного простору. Швидкості руху метеорних тіл по відношенню до
Землі можуть бути різними - від 11 до 75 км/сек залежно від того,наздоганяє чи метеорні тіло Землю при її зверненні навколо Сонця або жрухається їй назустріч. Протягом доби можна зареєструвати близько 28
000 метеоритів. Маса метеорного тіла, що викликає таке явище,складає всього 4.6 грама. Крім поодиноких (спорадичних) метеорівкілька разів на рік можна спостерігати цілі метеорні потоки (метеорнідощі). І якщо зазвичай за одну годину спостерігач реєструє 5-15 метеоритів,то під час метеоритного дощу - 100, 1000 і навіть до 10 000. Це означає,що в міжпланетному просторі рухаються цілі рої метеорних часток.
Метеорні потоки протягом кількох ночей з'являються приблизно в однійі тій же області неба. Якщо їх сліди продовжититому, то вони перетнуться водній точці, яка називається радіантів метеорного потоку. Джереломпрактично всіх малих метеорних часток є, мабуть, комети.
Великі метеорні тіла мають астероїдної походження. В окремих випадкахвелике метеорні тіло при своєму русі в атмосфері не встигаєвипаруватися і досягає поверхні Землі. Цей залишок метеорного тіланазивається метеоритом. Протягом року на Землю випадає приблизно 2000метеоритів. Залежно від хімічного складу метеорити підрозділяютьсяна кам'яні хондрити (їх відносна кількість 85.7%), кам'яніахондріти (7.1%), залізні (5.7%) і залізо-кам'яні метеорити (1.5%).
Хондрит називають дрібні круглі частинки сірого кольору, часто з коричневимвідтінком, рясно вкраплені в кам'яну масу. Залізні метеоритипрактично повністю складаються з нікелістого заліза. З розрахунків випливає,що спостерігається структура залізних метеоритів утворюється у випадку, якщо вінтервалі температур приблизно від 600 до 400 С речовина охолоджується зшвидкістю 1 - 10 градусів С за мільйон років. Кам'яні метеорити, в якихнемає Хондрит, називаються ахондрітамі. Аналіз показав, що в Хондрит містятьсяпрактично всі хімічні елементи. Найбільший з відомих метеоритівзнаходиться на місці падіння в пустелі Адрар (Західна Африка), його вагаоцінюється в 100 000 тонн. Другий за величиною залізний метеорит Гоба,вагою 60 тонн, знаходиться в Південно-Західній Африці, третій, вагою 50 тонн,зберігається в Нью-йоркському музеї природної історії. Якщо в атмосферу Землівлітає метеорні тіло, вага якого перевищує 1 000 000 тонн, то вонозаглиблюється в грунт на 4-5 своїх діаметрів, вся його величезна кінетичнаенергія перетворюється в тепло. Виникає сильний вибух, при якомуметеорні тіло в значній мірі випаровується. На місці вибухуутворюється воронка - кратер. Одним з найбільш ефектних є кратер вштаті Аризона (США). Його діаметр становить 1200 м, а глибина - 175 м; валкратера піднятий над навколишньою пустелею на висоту близько 37 метрів. Вікцього кратера - близько 5000 років.
1) Хондрит (кам'яний метеорит).
2) Залізний метеорит.
3) Ахондрит (кам'яний метеорит, який не містить Хондрит) .
1) і 4) Комета Галлея.
2) Комета Хіакутаке.
3) Комета Хейла-Боппа.
5 ) Послідовні стадії падіння комети Шумейкер-Леві 9на Юпітер.
