Очень маленькие планеты которые движутся вокруг солнца

Физика и астрономия

Боковая колонка

20. Малые тела Солнечной системы. Планеты-карлики

1. Астероиды

Астрономы давно обратили внимание на слишком большой «пробел», существующий между орбитами Марса и Юпитера, и предполагали, что там может находиться еще неизвестная планета. В 1801 г. после длительных поисков в этом промежутке действительно была открыта планета, которая по традиции получила имя, взятое из древней мифологии, — Церера. Она оказалась слишком маленькой по сравнению с другими известными в ту пору планетами — её диаметр около 1000 км. Однако выяснилось, что в этой части Солнечной системы Церера вовсе не единственная планета. Вскоре были открыты Паллада (550 км), Веста (530 км) и др. (рис. 4.19). Кроме Весты ни одна из них не видна невооруженным глазом. Эти объекты стали называть малыми планетами или астероидами (звездоподобными), поскольку даже в телескоп они видны как светящиеся точки, похожие на звезды. Эти малые планеты и другие, обнаруженные за последующие два столетия, обращаются в основном между орбитами Марса и Юпитера, образуя так называемый пояс астероидов. К концу XX в. в этом поясе открыто более 100 тыс. объектов. Наиболее крупные из них имеют шарообразную форму, а те, размер которых менее 100 км, в большинстве своем — неправильную. Общая масса всех этих тел составляет не более 1/1000 массы Земли.

Тем не менее стало очевидно, что в состав Солнечной системы входит также множество малых тел, орбиты которых очень сильно меняются под действием планет.

Метеориты, которые попада­ют в руки человека после падения на Землю, являются, как правило, обломками астероидов. Они могут сотни миллионов лет двигаться по своим орбитам вокруг Солнца, как и остальные, более крупные тела Солнечной системы. Но ес­ли их орбиты пересекаются с орбитой Земли, то они могут с ней столкнуться. Это возможно потому, что эксцентриситеты орбит астероидов (а тем более их частей) больше, чем экс­центриситеты орбит больших планет. В афелии некоторые из них оказываются ближе к Солнцу, чем Земля, а другие в перигелии — дальше, чем Юпитер и даже Сатурн. Известно несколько астероидов, которые периодически проходят на расстоянии менее 1 млн. км от нашей планеты (рис. 4.20). Так, Гермес в 1937 г. отделяло от Земли всего 800 тыс. км, а в 1989 г. астероид диаметром около 300 м прошел от нее на расстоянии менее 650 000 км.

Современные наблюдательные средства, в частности приборы, ус­тановленные на космических аппа­ратах, обнаружили, что в окрест­ностях Земли каждый месяц пролетает несколько тел размером от 5 до 50 м. К настоящему времени извест­но более 6000 объектов, периоди­чески сближающихся с Землей. Из них около 900 имеют размеры более 1 км, в том числе свыше 100 таких объектов считаются потен­циально опасными для нашей планеты. Опасения по поводу возможного столкновения таких тел с Землей значительно уси­лились после падения на Юпитер кометы Шумейкеров — Леви 9 в июле 1995 г. Это стимулировало поиски и отслежива­ние комет и астероидов, которые пересекают орбиту Земли, а также разработку способов, которые позволят избежать столк­новения (вплоть до уничтожения этих тел). Нет особых осно­ваний считать, что количество столкновений с Землей может сколько-нибудь заметно увеличиться в будущем (ведь «запа­сы» метеоритного вещества в межпланетном пространстве постепенно истощаются). Из числа столкновений, имевших катастрофические последствия, можно назвать лишь падение в 1908 г. Тунгусского метеорита — объекта, который, по со­временным представлениям, был ядром небольшой кометы.

С помощью космических аппаратов впервые удалось с расстояния в несколько десятков тысяч километров получить изображения малых планет. Как и предполагалось, породы, составляющие их поверхность, оказались аналогичны тем, которые распространены на Земле и Луне.

Подтвердились представления о том, что небольшие астеро­иды имеют неправильную форму, а их поверхность испещрена кратерами. Так, размеры Гаспры 19 х 12 х 11 км (рис. 4.21). У ас­тероида Ида (размеры 56 х 28 х 28 км) обнаружен спутник (Дак­тиль) размером около 1,5 км, который, находясь от его центра на расстоянии около 85 км, обращается с периодом примерно 24 ч (см. рис. 2 на цветной вклейке XIII). В подобной «двойственнос­ти» заподозрено около 50 астероидов.

Постоянное совершенствование телескопов, а также ис­пользование современных приемников излучения (ПЗС – матрицы) способствовало резкому увеличению числа вновь открываемых астероидов. К концу первого десятилетия XXI века было зарегистрировано уже более 400 тысяч асте­роидов, около 180 тысяч из них подучили порядковые номера, поскольку для них были надежно вычислены орбиты. Собственные имена получили почти 15 тысяч астероидов.

2. Планеты — карлики

После открытия большого чис­ла астероидов, а в 1846 г. планеты Нептун в астрономии начались длительные поиски «занептунной» планеты. Лишь в 1930 г. за орби­той Нептуна на расстоянии около 40 а.е. удалось открыть Плутон. Оказалось, что по размерам и массе он меньше Луны, а по плотности существенно отличается от планет обеих групп. В 1978 г. у пего был обнаружен очень крупный спутник Харон (рис. 4.22). Начатые в эти годы систе­матические поиски других столь же далеких объектов привели к открытию множества малых тел между орбитами Юпитера и Нептуна. Затем в 1992 г. за орбитой Нептуна был открыт первый объект диаметром около 280 км. К настоящему времени известно уже около 1500 тел, находящихся в этой части Солнечной системы. Диаметры большинства из них составляют от 100 до 1000 км. Некоторые из них, а не только Плутон, имеют спутники. Тем самым подтвердилось выска­занное американским астрономом Дж. Койпером ещё в сере­дине прошлого века предположение о существовании за орбитой Нептуна на расстоянии 35 — 50 а.е. от Солнца еще одного пояса малых тел, которые оказывают влияние на движение этой планеты.

Это событие имело неожиданное последствие для Плутона, который был «лишен звания» планеты. 24 августа 2006 г. решением XXVI Генеральной ассамблеи Междуна­родного астрономического союза (MAC) было принято реше­ние ввести новый класс объектов Солнечной системы — планета-карлик. Она должна удовлетворять следующим условиям:

• обращается вокруг Солнца;
• не является спутником планеты;
• обладает достаточной массой, чтобы сила тяжести пре­восходила сопротивление вещества, и поэтому тело планеты пребывало в состоянии гидростатического равновесия (а значит, имело форму, близкую к сферической);
• обладает не настолько большой массой, чтобы быть способной расчистить окрестности своей орбиты.

Плутон стал прототипом планет-карликов, а наиболее крупным объектом этого класса стала Эрида (диаметр 2400 км). Еще две карликовые планеты — Хаумея и Макимаки — также относятся к поясу Койпера. В число планет-карликов включена также Церера, которая прежде считалась крупнейшим из астероидов.

Возможно, что именно пояс Койпера является остатком того самого протопланетного облака, из которого формиро­валась Солнечная система.

3. Кометы

Из-за своего необычного вида (наличие хвоста, который мо­жет простираться на несколько созвездий) кометы с древних времен обращали на себя внимание людей, даже далеких от астрономии, За всё время наблюдений было замечено и опи­сано свыше 2000 комет (рис. 4.23).

Вдали от Солнца кометы имеют вид очень слабых туман­ных пятен. По мере приближения к нему у кометы появляет­ся и постепенно увеличивается хвост, направленный в противоположную от Солнца сторону. У наиболее ярких комет хо­рошо заметны все три составные части: голова, ядро и хвост. При удалении от Солнца яркость кометы и ее хвост уменьша­ются. Она снова превращается в туманное пятно, а затем ос­лабевает настолько, что становится недоступной для наблю­дений.

Кроме необычного внешнего вида, кометы обращали на себя вни­мание неожиданностью появления.

Решить вопрос о том, откуда появ­ляются кометы и как они движутся в пространстве, удалось только на ос­нове закона всемирного тяготения.

Наблюдая в 1680 г. комету, Ньютон вычислил ее орбиту и убедился, что она, подобно планетам, обращается вокруг Солнца. Пользуясь совета­ми Ньютона, его современник, анг­лийский ученый Эдмунд Галлей (1656 — 1742) вычислил орбиты не­скольких комет, появлявшихся ра­нее, и обнаружил, что орбиты комет, наблюдавшихся в 1531, 1607 и 1682 гг., очень похожи. Он предпо­ложил, что это была одна и та же ко­мета, периодически возвращающаяся к Солнцу, и впервые пред­сказал ее очередное появление. В 1756 г. (уже после смерти уче­ного) комета действительно появилась и получила название кометы Галлея. Так быта положена традиция называть кометы именами их первооткрывателей. Оказалось, что комета Галлея в афелии уходит за орбиту Нептуна, но затем вновь возвращается в окрестности Солнца, имея период обращения около 76 лет (рис. 4.24). Со времен Ньютона и Галлея вычислены орбиты более чем 700 комет.

Короткопериодические кометы (периоды обращения от трех до десяти лет), двигаясь по вытянутым эллиптическим ор­битам, удаляются от Солнца на 5 — 8 а. е. Наряду с ними существуют долгопериодические кометы, подобные комете Галлея, но уходящие в афелии за пределы планетной системы. Среди комет немало таких, которые наблюда­лись всего один раз и могут вер­нуться только через несколько столетий. В тех случаях, когда уда­ется с достаточной точностью определить орбиту кометы, не представляет труда с помощью компьютера вычислить ее поло­жение в пространстве и указать, где и когда она будет видна. Сбли­жение комет с планетами позволя­ет определить их массу, которая не превышает тысячных долей массы земной атмосферы и в сот­ни миллионов раз меньше массы земного шара. Однако такая пла­нета, как Юпитер, своим тяготением может существенно изме­нить форму орбиты и период обращения кометы. Тогда она может быть «потеряна».

Ежегодно наблюдается 15 — 20 комет, большинство которых видны только в телескоп. Некоторые из них оказываются новы­ми, неизвестными ранее. Так случилось, например, недавно, когда в 1996 и 1997 гг. появились две очень яркие, видимые даже нево­оруженным глазом кометы, хотя обычно такие кометы появляются раз в 10 — 15 лет (рис. 4.25 и рис. 1 на цветной вклейке XIII). По тра­диции они названы фамилиями тех, кто их открыл. Это японский люби­тель астрономии Хиякутаки и два американца — Хейл и Бопп.

Иногда у кометы образуется несколько хвостов различной дли­ны и формы. Их классификация была предложена выдающимся русским ученым Федором Александровичем Бредихиным (1831 — 1904): I тип — длинный хвост, направленный почти прямо от Солнца; II тип — изогнутый и отклоненный от этого направ­ления; III тип — короткий, почти прямой и отклоненный (рис. 4.26). Хвосты образуются частицами разного рода, для которых соотношение сил притяжения к Солнцу и сил, дейст­вующих в противоположном направлении, неодинаково. Во времена Бредихина в расчет принималось лишь давление света; в настоящее время известно, что не менее существен­ную роль в формировании кометного хвоста играет солнеч­ный ветер — поток заряженных частиц, летящих от Солнца. Солнечное излучение вызывает распад молекул, вылетевших из кометного ядра, а также образование ионов. Именно ионы атомов и молекул образуют плазменные хвосты I типа. Воз­действие солнечного ветра на ионы кометного хвоста, кото­рое в тысячи раз сильнее их притяжения Солнцем, нередко вызывает изломы хвостов I типа. Хвосты II типа составляют непрерывно выделяющиеся из ядра пылинки. Если же из яд­ра вылетает сразу целое облако пылинок, то появляются хвосты III типа. Пылинки, различные по размерам и массе, получают различные ускорения, поэтому облако вытягивает­ся и образует хвост.

Несмотря на внушительные размеры хвоста, который мо­жет превышать в длину 100 млн. км, и головы, которая по диаметру может превосходить Солнце, кометы справедливо на­зывают «видимое ничто». Практически все их вещество со­средоточено в небольшом ядре, которое удалось увидеть только с космических аппаратов, пролетевших в непосредст­венной близости от него. В 1986 г. КА «Вега-2» прошел на расстоянии 8000 км от ядра кометы Галлея, а КА «Джотто» — на расстоянии 600 км. Оказалось, что ядро имеет длину всего 14 км, а ширину и толщину вдвое меньше (рис. 4.27). Оно представляет собой снежно-ледяную глыбу с примесью за­мерзших газов (циана, аммиака, углекислого газа и других со­единений) и вкраплением мелких твердых частиц различного химического состава. В этом «грязном мартовском сугробе», как часто называют кометные ядра, содержится примерно столько замерзшей воды, сколько в снежном покрове, выпав­шем за одну зиму на территории Московской области. Интен­сивное испарение замерзших газов из ядра начинается после того, как комета пересечет орбиту Юпитера. Газы захваты­вают с собой пыль и вместе с ней образуют голову кометы (ее атмосферу), а также хвост. В момент сближения космических аппаратов с ядром (на расстоянии 0,8 а.е. от Солнца) была измерена его температура, которая составила около 350 К. С поверхности ядра, покрытой темным пористым веществом, каждую секунду испарялось примерно 40 т вещества — в ос­новном воды. Примерно за сутки поверхностный слой полно­стью обновлялся — взамен улетевших пылинок «вытаивали» новые.

Предполагается, что общее число комет в Солнечной системе превышает десятки миллиардов. Считается, что Солнечная система окружена одним или даже не­сколькими облаками комет, кото­рые движутся вокруг Солнца на расстояниях, которые в тысячи и десятки тысяч раз больше, чем расстояние до самой дальней пла­неты Нептун (рис. 4.28). Там, в этом космическом сейфе-холо­дильнике кометные ядра «хранят­ся» на протяжении миллиардов лет с момента образования Сол­нечной системы. Некоторые из них попадают внутрь планет­ной системы и наблюдаются как новые кометы. После этого, вследствие постоянной потери вещества, ядро кометы уже не может существовать долго. Твердые частицы, потерянные кометой, движутся в Солнечной системе самостоятельно.

4. Метеоры, болиды и метеориты

Метеоры, которые в старину называли «падающими звезда­ми», можно видеть практически в любую ясную ночь, если только не мешает свет Луны. Явление метеора вызывается метеорными телами или метеороидами — мелкими камешка­ми и песчинками, влетающими в атмосферу Земли со скорос­тями в десятки километров в секунду. В спектре вспыхнувше­го метеора наблюдаются линии кремния, кальция, железа и других металлов. Теряя скорость при торможении в атмосфе­ре, метеороиды разогреваются, испаряются и практически полностью разрушаются, не долетев до поверхности Земли, На своем пути они ионизуют молекулы воздуха. Благодаря этому светящийся метеорный след отражает радиоволны, что позволяет с помощью радиолокаторов наблюдать метеоры не только ночью, но и днем.

Фотографируя один и тот же метеор из пунктов, отстоя­щих друг от друга на расстоянии 20 — 30 км, можно определить его параллактическое смещение и вычислить, на какой высоте он появился и на какой исчез. Обычно это происхо­дит на высотах от 130 до 80 км. Если при фотографировании использовать камеру, объектив ко­торой периодически перекрывает­ся вращающимся затвором, то по полученному прерывистому следу можно оценить скорость метеора (рис. 4.29).

Метеорные тела, догоняющие Землю, влетают в ее атмосферу со скоростью не менее 11 км/с, а ле­тящие навстречу — 60 — 75 км/с.

Они имеют массу от мил­лиграммов до нескольких грам­мов. Оставшаяся после разруше­ния этих тел мелкая пыль посте­пенно оседает на поверхность Земли.

Метеорные потоки наблю­даются ежегодно в определенные ночи, когда несколько (а иногда несколько десятков) метеоров каждый час вылетают из опре­деленной области неба, называемой радиантом. Такие мете­орные потоки получают названия по имени созвездия, в ко­тором расположен их радиант, например Дракониды, Леони­ды, Персеиды. Наличие радианта означает, что до встречи с Землей метеорные тела двигались почти параллельно, по близким орбитам. Еще во второй половине XIX в. удалось ус­тановить, что орбита частиц метеорного потока Персеид практически совпадает с орбитой одной из комет. Особенно очевидной связь метеорных потоков с кометами стала после наблюдений за кометой Биэлы, открытой еще в 1772 г. и регу­лярно возвращавшейся каждые семь лет. В 1846 г. она распа­лась на две самостоятельные кометы, а с 1872 г. вместо них ежегодно в конце ноября стал наблюдаться метеорный поток.

Потерянные ядром кометы твердые частицы растяги­ваются вдоль всей орбиты, по которой движется комета, и образуют огромный тор из метеорного вещества (рис. 4.30).

Частицы этою тора встречаются на мути нашей планеты в определенном месте ее орбиты. Так, например, с орбитой кометы Галлея Земля сближается дважды в год — 4 мая и 22 октября. На это время приходятся два метеорных по­тока — майские Аквариды и Ориониды. Поскольку метеор­ное вещество распределяется по орбите неравномерно, ак­тивность некоторых метеорных потоков периодически меня­ется. Так, метеорный поток Леониды дает обильные метеор­ные дожди каждые 33 года.

Наблюдения метеорных потоков, имеющие научную цен­ность, могут проводить и успешно проводят юные любители астрономии.

Когда в атмосферу Земли попадает из космического про­странства крупное тело, наблюдается явление, называемое болидом. Болиды имеют вид огненного шара и оставляют после своего полета след, который иногда можно наблюдать в течение 15 — 20 мин. Наиболее яркие болиды видны даже днем.

В отдельных случаях тело, вызвавшее появление болида, не успевает до конца испариться в атмосфере и падает на по­верхность Земли в виде метеорита (см. рис. 3, 4 на цветной вклейке XIII). Считается, что в течение года на Землю выпа­дает около 2000 метеоритов.

По химическому составу различают каменные, железные и железокаменные метеориты. Железные метеориты состоят в основном из никелистого железа, содержащего 90% железа и 9% никеля. Подобное соотношение не встречается в земных минералах, так что железные метеориты достаточно легко от­личить от пород земного происхождения (рис. 4.31). На их отполированной поверхности при травлении кислотой появ­ляется своеобразная система продольных и поперечных полос (рис. 4.32). Такая структура возникает, когда расплавлен­ные породы медленно остывают внутри тел диаметром свыше 200—300 км. Эти и другие дан­ные свидетельствуют о том, что метеориты являются обломками астероидов.

Каменные метеориты со­ставляют более 90% всех падаю­щих на Землю метеоритов. Для большинства из них характерно наличие в их составе хондр — мелких круглых частиц разме­ром от нескольких микрометров до сантиметра (рис. 4.33). Соот­ношение содержащихся в этих шариках серовато-коричневого цвета химических элементов точно такое же, как и в атмосфе­ре Солнца. Возможно, в хондрах «законсервировано» вещество протопланетного облака.

В составе метеоритов обна­ружено значительно меньшее число минералов, чем в земных горных породах. Это позволяет сулить о процессах, которые происходили на ранних стадиях формирования Солнечной сис­темы.

Кратеры на планетах земной группы, Луне и других спутни­ках планет имеют метеоритное происхождение. На Земле мето­дами аэрофотосъемки обнару­жено около 130 подобных крате­ров; их стали называть астроблемами. Одним из наиболее из­вестных является Аризонский метеоритный кратер (США), имеющий диаметр более 1200 м и глубину 200 м (рис. 4.34). Считается, что образовался этот кратер примерно 5000 лет тому назад. Расчеты показывают, что для его образования метеоритное тело должно иметь мас­су более 100 000 т.

К числу крупнейших метеори­тов, падение которых наблюда­лось, принадлежит Сихотэ-Алинский массой около 100 т. Желез­ный метеоритный дождь выпал 12 февраля 1947 г. в уссурийской тайге, так как в воздухе метеорит распался на тысячи кусков, по­скольку состоял из непрочно скрепленных между собой железо­никелевых кристаллов различного размера. Наиболее крупные из них массой в несколько тонн, достигнув земли с большой скоростью, образовали более сот­ни кратеров и воронок. Самый большой из кратеров имел диаметр около 26 м и глубину 6 м.

Мощным взрывом завершился полет огненного шара, на­блюдавшийся 30 июня 1908 г. в Сибири и получивший назва­ние Тунгусского метеорита. При этом были повалены почти все деревья на площади поперечником около 40 км. Однако, несмотря на многолетние тщатель­ные поиски, ни самого метеорита, ни метеоритного кратера найти не удалось. Вероятнее всего, в атмос­феру Земли влетело ядро неболь­шой кометы, разрушение которого имело характер взрыва и произошло на высоте нескольких километров.

Образовавшаяся при этом взрывная волна вызвала вывал леса, но для об­разования кратера ее энергия оказа­лась недостаточной. Твердые частицы в виде шариков диаметром не более 1 мм, которые найдены в этом районе, очень похожи на те, которые встречаются на местах па­дения многих крупных метеоритов (рис. 4.35). Видимо, это все, что осталось от ядра кометы после его взрыва.

Вопросы

1. Как отличить при наблюдениях астероид от звез­ды?
2. Какова форма большинства астероидов? Каковы пример­но их размеры?
3. Чем обусловлено образование хвостов комет?
4. В каком состоянии находится вещество ядра кометы? ее хвос­та?
5. Может ли комета, которая периодически возвращается к Солнцу, оставаться неизменной?
6. Какие явления наблюдаются при полете в атмосфере тел с космической скоростью?
7. Какие типы метеоритов выделяются по химическому составу?

Упражнение16.

1. После захода Солнца на западе видна коме­та. Как относительно горизонта направлен ее хвост?
2. Какова большая полуось орбиты кометы Галлея, если период ее обра­щения 76 лет?
3. Сравните причины свечения планеты и кометы. Какие различия в их спектрах обусловлены этими причинами?
4. Орбиты двух комет лежат в плоскости земной орбиты, на­именьшие их расстояния от Солнца составляют 0,5 и 2 а. е. Каж­дая из комет имеет на этом расстоянии хвост длиной 150 млн. км. Могут ли эти кометы своим хвостом «зацепить» Землю? Полез­но сделать чертеж.

5*. Опишите, какие превращения может ис­пытать молекула воды, входившая в состав ядра кометы, под действием солнечного излучения.

6*. Оцените примерную ши­рину метеорного потока Персеид, зная, что метеоры этого потока наблюдаются с 17 июля по 24 августа.

Источник