Введение
В Солнечной системе кроме больших планет и их спутников движется множество так называемых малых тел: астероидов, комет и метеоритов.
Малые тела Солнечной системы имеют размеры от сотен микрон до сотен километров.
С точки зрения физики астероиды или, как их еще называют, малые планеты — это плотные и прочные тела. По составу и свойствам их можно
условно разделить на три группы: каменные, железокаменные и железные.
Астероид является холодным телом. Но он, как, например, и Луна, отражает солнечный свет, и поэтому мы можем наблюдать его в виде
звездообразного объекта. Отсюда и происходит название "астероид", что в переводе с греческого означает звездообразный. Так как астероиды
движутся вокруг Солнца, то их положение по отношению к звездам постоянно и довольно быстро меняется. По этому первоначальному признаку
наблюдатели и открывают астероиды.
Кометы, или "хвостатые звезды", известны с незапамятных времен. Комета — это сложное физическое явление, которое кратко можно описать
с помощью нескольких понятий.
Ядро кометы представляет собой смесь или, как говорят, конгломерат пылевых частиц, водяного льда и замерзших газов. Отношение
содержания пыли к газу в кометных ядрах составляет примерно 1 : 3. Размеры кометных ядер, по оценке ученых, заключены в интервале от 1 до 100
км. Сейчас дискутируется возможность существования как более мелких, так и более крупных ядер. Известные короткопериодические кометы имеют
ядра размером от 2 до 10 км. Размер же ядра ярчайшей кометы Хейли-Боппа, которая наблюдалась невооруженным глазом в 1996 году,
оценивается в 40 км.
Метеороид — это небольшое тело, обращающееся вокруг Солнца. Метеор — это метеороид, влетевший в атмосферу планеты и раскалившийся
до блеска. А если его остаток упал на поверхность планеты, его называют метеоритом. Метеорит считают «упавшим», если есть очевидцы,
наблюдавшие его полет в атмосфере; в противном случае его называют «найденным».
Рассмотрим выше указанные малые тела Солнечной системы более подробно.
Астероиды
Эти космические тела отличаются от планет, прежде всего, своими размерами. Так, самая большая из маленьких планет Церера имеет в
поперечнике 995 км; следующая за ней (по размеру) Паллада — 560 км, Хигея — 380 км, Психея — 240 км и т. д.
Для сравнения можно указать, что наименьшая из больших планет — Меркурий имеет диаметр 4878 км, т. е. в 5 раз превосходит поперечник
Цереры, а массы их различаются во многие сотни раз.
Общее число малых планет, доступных наблюдению современными телескопами, определяется в 40 тыс., но общая их масса в 1 тысячу раз
меньше массы Земли.
Движение малых планет вокруг Солнца происходит по эллиптическим орбитам, но более вытянутым (средний эксцентриситет орбит у них 0,51),
чем у больших планет, а наклон орбитальных плоскостей 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, орбиты
которых располагаются ближе к Солнцу, чем орбита Меркурия. Самые же далекие находятся за Юпитером и даже за Сатурном.
Исследователи космоса высказывают различные соображения о причине большой концентрации астероидов в сравнительно узком
пространстве межпланетной среды между орбитами Марса и Юпитера. Одной из наиболее распространенных гипотез происхождения тел пояса
астероидов является представление о разрушении мифической планеты Фаэтон. Сама по себе идея о существовании планеты поддерживается
многими учеными и даже как будто подкреплена математическими расчетами. Однако необъяснимой остается причина разрушения планеты.
Высказываются различные предположения. Одни исследователи считают, что разрушение Фаэтона произошло вследствие его столкновения с
каким-то крупным телом. По мнению других, причинами распада планеты были взрывные процессы в ее недрах. В настоящее время проблема
происхождения тел астероидного пояса входит составным элементом в обширную программу исследований космоса на международном и
национальных уровнях.
Среди малых планет выделяется своеобразная группа тел, орбиты которых пересекаются с орбитой Земли, следовательно, имеется
потенциальная возможность их столкновения с нею. Планеты этой группы стали называть Apollo object, или просто Apollo (Wetherill, 1979). Впервые о
существовании Apollo стало известно с 30-х годов текущего столетия. В 1932 г. был обнаружен астероид. Его назвали Apollo 1932 HA. Но он не
возбудил особого интереса, хотя его название стало нарицательным для всех астероидов, пересекающих земную орбиту.
В 1937 г. космическое тело с поперечником приблизительно в 1 км прошло в 800 тыс. км от Земли и в двукратном расстоянии от Луны.
Впоследствии его назвали Гермес. На сегодняшний день выявлено 31 такое тело, и каждое из них получило собственное название. Размеры их
поперечников колеблются от 1 до 8 км, а наклон орбитальных плоскостей к эклиптике находиться в пределах от 1 до 68. Пять из них вращаются на
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 оказаться несколько сот Apollo. Поэтому
столкновение таких небесных тел с Землей вполне вероятно, но через весьма длительные интервалы времени.
Можно полагать, что раз в столетие одно из таких космических тел может пройти вблизи Земли на расстоянии меньше, чем от нас до Луны, а раз
за 250 тыс. лет может произойти столкновение его с нашей планетой. Удар такого тела выделяет энергию, равную 10 тыс. водородных бомб, каждая
мощностью 10 Мт. При этом должен образоваться кратер диаметром около 20 км. Но такие случаи редки и за человеческую историю неизвестны.
Гермес относится к астероидам III класса, а ведь много таких тел и более крупного размера — II и I классов. Удар при столкновении их с Землей,
естественно, будет еще более значительным.
Когда в 1781 г. был открыт Уран, его среднее гелиоцентричекое расстояние оказалось соответствующим правилу Тициуса – Бодэ, с 1789 г.
начались поиски планеты, которая, согласно этому правилу, должна была находиться между орбитами Марса и Юпитера, на среднем расстоянии а =
2,8 а. е. от солнца. Но разрозненные обзоры неба не приносили успеха, и поэтому 21 сентября 1800 г. несколько немецких астрономов во главе с К.
Цахом решили организовать коллективные поиски.
Они разделили весь поиск зодиакальных созвездий на 24 участка и распределили между собой для тщательных исследований. Не успели они
приступить к систематическим розыскам, как 1 января 1871 г. итальянский астроном Дж. Пиации (1746 – 1826 гг.) обнаружил в телескоп
звездообразный объект седьмой звездной величины, медленно перемещавшийся по созвездию Тельца. Вычисленная К. Гаусом (1777 – 1855 гг.)
орбита объекта оказалась планетой, соответствующей правилу Тициуса – Бодэ: большая полуось а = 2,77 а. е. и эксцентриситет е = 0,080. Вновь
открытую планету Пиации назвал Церерой.
28 марта 1802 г. немецкий врач и астроном В. Ольберс (1758 – 1840 гг.) обнаружил вблизи Цереры еще одну планету (8 m), названную Палладой
(а = 2,77 а. е., е = 0,235).
2 сентября 1804 г. была открыта третья планета, Юнона (а = 2,67 а. е.), а 29 марта 1807 г. — четвертая, Веста (а = 2,36 а. е.).
Все вновь открытые планеты имели звездообразный вид, без дисков, свидетельствующий об их небольших геометрических размерах. Поэтому
эти небесные тела назвали малыми планетами или, по предложению В. Гершеля, астероидами (от греч. «астр» — звездный и «еидос» — вид).
К 1891 г. визуальными методами было обнаружено около 320 астероидов. В конце 1891 г. немецкий астроном М. Вольф (1863 – 1932 гг.)
предложил фотографический метод поисков: при 2 – 3-часовой экспозиции изображения звезд на фотопластинке получались точечные, а след
движущегося астероида — в виде небольшой черточки. Фотографические методы привели к резкому увеличению открытий астероидов.
Особенно интенсивные исследования малых планет проводятся сейчас в Институте теоретической астрономии (в Петербуре) и в Крымской
астрофизической обсерватории Академии наук России.
Астероидам, орбиты которых надежно определены, присваивают имя и порядковый номер. Таких астероидов сейчас известно свыше 3500, но
в Солнечной системе значительно больше.
Из указанного числа известных астероидов астрономы Крымской астрофизической обсерватории открыли около 550, увековечив в их
названиях имена известных людей.
Подавляющее большинство (до 98 %) известных астероидов движется между орбитами Марса и Юпитера, на средних расстояниях от Солнца от
2,06 до 4,30 а. е. (периоды обращения от 2,96 до 8,92 года). Однако встречаются астероиды с уникальными орбитами, и им присваиваются мужские
имена, как правило, из греческой мифологии.
Первые три из этих малых планет движутся вне пояса астероидов, причем в перигелии Икар подходит к Солнцу вдвое ближе Меркурия, а
Гермес и Адонис — ближе Венеры. Они могут сближаться с Землей на расстоянии от 6 млн. до 23 млн. км, а Гермес в 1937 г. прошел вблизи Земли
даже на расстоянии 580 тыс. км, т. е. всего лишь в полтора раза дальше Луны.
Гидальго же в афелии уходит за орбиту Сатурна. Но Гидальго не является исключением. За последние годы открыто около 10 астероидов,
перигелии которых расположены вблизи орбит планет земной группы, а афелии — вблизи орбит Юпитера. Такие орбиты характерны для комет
семейства Юпитера и указывают на возможное общее происхождение астероидов и комет.
В 1977 г. обнаружен уникальный астероид, который обращается вокруг Солнца по орбите с большой полуосью а = 13,70 а. е. и
эксцентриситетом е = 0,38, так что в перигелии (q = 8,49 а. 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 которых продолжаются.
Блеск большинства известных астероидов во время противостояния от 7 m до 16 m, но есть и более слабые объекты. Самым ярким (до 6 m)
является Веста.
Поперечники астероидов вычисляются по их блеску и отражательной способности в визуальных и инфракрасных лучах. Оказалось, что крупных
астероидов не так уж много. Наиболее крупные — это Церера (поперечник 1000 км), Паллада (610 км), Веста (540 км) и Гигия (450 км).
Только у 14 астероидов поперечники более 250 км, а у остальных меньше, вплоть до 0,7 км. У тел таких малых размеров не может быть
сфероидальной формы, и все астероиды (кроме, может быть, наиболее крупных) представляют собой бесформенные глыбы.
Массы астероидов явно различны: наибольшей, близкой к 1,5 1021 кг (т. е. в 4 тыс. раз меньше массы Земли), обладает Церера. Суммарная
масса всех астероидов не превышает 0,001 массы Земли. Конечно, все эти небесные тела лишены атмосферы. У многих астероидов по
регулярному изменению их блеска обнаружено осевое вращение. В частности, период вращения Цереры равен 9,1ч, а Паллады — 7,9ч. Быстрее
всех вращается Икар, за 2ч 16м.
Изучение отражательной способности многих астероидов позволило объединить их в три основные группы: темные, светлые и металлические.
Поверхность темных астероидов отражает всего лишь до 5 % падающего на нее солнечного света и состоит из веществ, сходными с черными
базальтовыми и углистыми породами. Эти астероиды часто называют углистыми.
Светлые астероиды отражают от 10 % до 25 % солнечного света, что роднит их поверхность с кремниевыми соединениями — это каменные
астероиды.
Металлические астероиды (их абсолютное меньшинство) тоже светлые, но по своим отражательным свойствам их поверхность похожа на
железоникелевые сплавы.
Такое подразделение астероидов подтверждается и химическим составом выпадающих на Землю метеоритов. Незначительное число
изученных астероидов не относится ни к одной из трех основных групп.
Показательно, что в спектрах углистых астероидов обнаружена полоса поглощения воды (l = 3мкм). В частности, поверхность астероида
Цереры состоит из минералов, похожих на земные глины и содержащих около 10 % воды.
При небольших размерах и массах астероидов давление в их недрах невелико: даже у самых крупных астероидов оно не превышает 7 105 – 8
105 Гпа (700 – 800 атм) и не может вызвать разогрева их твердых холодных недр. Поверхность астероидов очень слабо нагревается далеким от них
Солнцем, но и эта незначительная энергия излучается в межпланетное пространство. Вычисленная по законам физики температура поверхности
подавляющего большинства астероидов оказалась близкой к 150 – 170 К (-120...-100 °С).
И только у немногих астероидов, которые проходят вблизи Солнца, поверхность в такие периоды сильно нагревается. Так, температура
поверхности Икара повышается почти до 1000 К (+730 °С), а при удалении от Солнца снова резко понижается.
Орбиты остальных астероидов подвержены значительным возмущениям от гравитационного воздействия больших планет, главным образом
Юпитера. Особенно сильные возмущения испытывают небольшие астероиды, что приводит к столкновениям этих тел и их дроблению на осколки
самых разнообразных размеров: от сотен метров в поперечнике до пылинок.
В настоящее время физическая природа астероидов изучается, потому что по ней можно проследить эволюцию (развитие) вещества, из
которого сформировалась Солнечная система.
Метеориты
В околоземном космическом пространстве движутся самые различные метеороиды (космические осколки больших 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 они залетают в её
атмосферу.
Метеориты — каменные или железные тела, падающие на Землю из межпланетного пространства. Падение метеоритов на Землю
сопровождается звуковым, световым и механическим явлением. По небу проносится яркий огненный шар, называемый болидом, сопровождаемый
хвостом и разлетающимися искрами. После того как болид исчезает, через несколько секунд раздаются похожие на взрывы удары, называемые
ударными волнами, которые иногда вызывают значительное сотрясение грунта и зданий.
Явления вторжения космических тел в атмосферу имеют три основные стадии:
1. Полёт в разреженной атмосфере (до высот около 80 км), где взаимодействие молекул воздуха носит корпускулярный характер. Частицы
воздуха соударяются с телом, прилипают к нему или отражаются и передают ему часть своей энергии. Тело нагревается от непрерывной
бомбардировки молекулами воздуха, но не испытывает заметного сопротивления, и его скорость остаётся почти неизменной. На этой стадии,
однако, внешняя часть космического тела нагревается до тысячи градусов и выше. Здесь характерным параметром задачи является
отношение длины свободного пробега к размеру тела L, которое называется числом Кнудсена — Kn. В аэродинамике принято учитывать
молекулярный подход к сопротивлению воздуха при Kn > 0.1.
2. Полёт в атмосфере в режиме непрерывного обтекания тела потоком воздуха, то есть когда воздух считается сплошной средой и атомно-
молекулярный характер его состава явно не учитывается. На этой стадии перед телом возникает головная ударная волна, за которой резко
повышается давление и температура. Само тело нагревается за счет конвективной теплопередачи, а также за счет радиационного нагрева.
Температура может достигать несколько десятков тысяч градусов, а давление до сотен атмосфер. При резком 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 воздуха растёт, сопротивление тела увеличивается, и оно либо практически
останавливается на какой-либо высоте, либо продолжает путь до прямого столкновения с Землёй. При этом часто крупные тела разделяются
на несколько частей, каждая из которых падает отдельно на Землю. При сильном торможении космической массы над Землёй сопровождающие
его ударные волны продолжают своё движение к поверхности Земли, отражаются от неё и производят возмущения нижних слоёв атмосферы, а
также земной поверхности.
Процесс падения каждого метеороида индивидуален. Нет возможности в кратком рассказе описать 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 найдены
тысячи метеоритов.
Впервые метеорит в Антарктике обнаружила в 1969 г. группа японских геологов, изучавших ледники. Они нашли 9 фрагментов, лежавших рядом,
но относящихся к четырем разным типам метеоритов. Оказалось, что метеориты, упавшие на лед в разных местах, собираются там, где движущиеся
со скоростью несколько метров в год ледниковые поля останавливаются, упираясь в горные хребты. Ветер разрушает и высушивает верхние слои
льда (происходит его сухая возгонка — абляция), и метеориты концентрируются на поверхности ледника. Такие льды имеют голубоватый цвет и
легко различимы с воздуха, чем и пользуются ученые при изучении мест, перспективных для сбора метеоритов.
Важное падение метеорита произошло в 1969 г. в Чиуауа (Мексика). Первый из множества крупных осколков был найден вблизи дома в
деревеньке Пуэблито де Альенде, и, следуя традиции, все найденные фрагменты этого метеорита были объединены под именем Альенде. Падение
метеорита Альенде совпало с началом лунной программы «Аполлон» и дало ученым возможность отработать методы анализа внеземных образцов.
В последние годы установлено, что некоторые метеориты, содержащие белые обломки, внедренные в более темную материнскую породу, являются
лунными фрагментами.
Метеорит Альенде относится к хондритам — важной подгруппе каменных метеоритов. Их называют так, потому что они содержат хондры (от
греч. chondros, зёрнышко) — древнейшие сферические частицы, сконденсировавшиеся в протопланетной туманности и затем вошедшие в состав
более поздних пород. Подобные метеориты позволяют оценивать возраст Солнечной системы и ее исходный состав.
Богатые кальцием и алюминием включения метеорита Альенде, первыми сконденсировавшиеся из-за своей высокой температуры кипения,
имеют измеренный по радиоактивному распаду возраст 4,559 млрд. лет. Это наиболее точная ± 0,004 оценка возраста Солнечной системы.
К тому же все метеориты несут в себе «исторические записи», вызванные длительным влиянием на них галактических космических лучей,
солнечного излучения и солнечного ветра. Изучив повреждения, нанесенные космическими лучами, можно сказать, как долго метеорит пребывал на
орбите до того, как попал под защиту земной атмосферы.
Прямая связь между метеоритами и Солнцем следует из того факта, что элементный состав наиболее старых метеоритов — хондритов —
точно повторяет состав солнечной фотосферы. Единственные элементы, 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 «хондритный состав» используют как равнозначные при описании упомянутого выше «рецепта солнечного
вещества». Каменные метеориты, состав которых отличается от солнечного, называют ахондритами.
Мелкие осколки
Околосолнечное пространство заполнено мелкими частицами, источниками которых служат разрушающиеся ядра комет и столкновения тел, в
основном, в поясе астероидов. Самые мелкие частицы постепенно приближаются к Солнцу в результате эффекта Пойнтинга – Робертсона (он
заключается в том, что давление солнечного света на движущуюся частицу направлено не точно по линии Солнце – частица, а в результате
аберрации света отклонено назад и поэтому тормозит движение частицы).
Падение мелких частиц на Солнце компенсируется их постоянным воспроизводством, так что в плоскости эклиптики всегда существует
скопление пыли, рассеивающее солнечные лучи. В самые темные ночи оно заметно в виде зодиакального света, тянущегося широкой полосой вдоль
эклиптики на западе после захода Солнца и на востоке перед его восходом. Вблизи Солнца зодиакальный свет переходит в ложную корону (F-корона,
от false — ложный), которая видна только при полном затмении. С ростом углового расстояния от Солнца яркость зодиакального света быстро
падает, но в антисолнечной точке эклиптики она вновь усиливается, образуя противосияние; это вызвано тем, что мелкие пылевые частицы
интенсивно отражают свет назад.
Время от 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, сгорают на высоте около 110 км, оставляя длинные светящиеся хвосты — метеоры, или падающие звезды.
Многие метеороиды связаны с орбитами отдельных комет, поэтому метеоры наблюдаются чаще, когда Земля в определенное время года
проходит вблизи таких орбит. Например, ежегодно в районе 12 августа наблюдается множество метеоров, поскольку Земля пересекает поток
Персеиды, связанный с частицами, потерянными кометой 1862 III. Другой поток — Ориониды — в районе 20 октября связан с пылью от кометы
Галлея.
Частицы размером менее 30 мкм могут затормозиться в атмосфере и упасть на землю, не сгорев; такие микрометеориты собирают для
лабораторного анализа. Если частицы размером в несколько сантиметров и более состоят из достаточно плотного вещества, то они также не
сгорают целиком и выпадают на поверхность Земли в виде метеоритов. Более 90 % из них каменные; отличить их от земных пород может только
специалист. Оставшиеся 10 % метеоритов железные (в действительности они состоят из сплава железа и никеля).
Метеориты считаются осколками астероидов. Железные метеориты были когда-то в составе ядер этих тел, разрушенных соударениями.
Возможно, некоторые рыхлые и богатые летучими веществами метеориты произошли от комет, но это маловероятно; скорее всего, крупные
частицы комет сгорают в атмосфере, а сохраняются лишь мелкие. Учитывая, как трудно достигнуть Земли кометам и астероидам, ясно, сколь
полезным является изучение метеоритов, самостоятельно «прибывших» на нашу планету из глубин Солнечной системы.
Кометы
Кометы являются самыми эффективными небесными телами в Солнечной системе. Кометы — это своеобразные космические айсберги,
состоящие из замороженных газов, сложного химического состава, водяного льда и тугоплавкого минерального вещества в виде пыли и более
крупных фрагментов.
Хотя кометы, подобно астероидам, движутся вокруг Солнца по коническим кривым, внешне они разительно отличаются от астероидов. Если
астероиды светят отражённым солнечным светом и в поле зрения телескопа напоминают медленно движущиеся слабые звёздочки, то кометы
интенсивно рассеивают солнечный свет в некоторых наиболее характерных для комет участках спектра, и поэтому многие кометы видны
невооружённым глазом, хотя диаметры их ядер редко превышают 1 – 5 км.
Кометы интересуют многих учёных: астрономов, физиков, химиков, биологов, газодинамиков, историков и др. И это естественно. Ведь кометы
подсказали ученым, что в межпланетном пространстве дует солнечный ветер; возможно кометы являются "виновниками" возникновения жизни на
Земле, так как могли занести в атмосферу Земли сложные органические соединения. Кроме того, кометы, по-видимому, несут в себе ценную
информацию о начальных стадиях протопланетного облака, из которого образовались также Солнце и планеты.
При первом знакомстве с яркой кометой может показаться, что хвост — самая главная часть кометы. Но если в этимологии слова "комета"
хвост явился главной причиной для подобного наименования, то с физической точки зрения хвост является вторичным образованием, развившимся
из довольно крохотного ядра — самой главной части кометы как физического объекта.
Ядра комет — первопричина всего остального комплекса кометных явлений, которые до сих пор всё ещё не доступны телескопическим
наблюдениям, так как они вуалируются окружающей их светящейся материей, непрерывно истекающей из ядер. Применяя большие увеличения,
можно заглянуть в более глубокие слои светящейся вокруг ядра газо-пылевой оболочки, но и то, что остаётся, будет по своим размерам всё ещё
значительно превышать истинные размеры ядра. Центральное сгущение, видимое в диффузной атмосфере кометы визуально и на фотографиях,
называется фотометрическим ядром. Считается, что в центре его находится собственно ядро кометы, т. е. располагается центр масс кометы.
Туманная атмосфера, окружающая фотометрическое ядро и постепенно сходящая на нет, сливаясь с фоном неба, называется комой. Кома
вместе с ядром составляют голову кометы. Вдали от Солнца голова выглядит симметричной, но с приближением к Солнцу она постепенно
становится овальной, затем голова удлиняется ещё сильнее, и в противоположной от Солнца стороне из неё развивается хвост.
Итак, ядро — самая главная часть кометы. Однако до сих пор нет единодушного мнения, что оно представляет собой на самом деле. Ещё во
времена Бесселя и Лапласа существовало представление о ядре кометы как о твердом теле, состоящем из легко испаряющихся веществ типа льда
или снега, быстро переходящих в газовую фазу под действием солнечного тепла. Эта ледяная классическая модель кометного ядра была
существенно дополнена и разработана в последнее время.
Наибольшим признанием среди исследователей комет пользуется разработанная Уиплом модель ядра — конгломерата из тугоплавких
каменистых частиц и замороженных летучих компонентов (СН4, СО2, Н2О и др.). В таком ядре ледяные слои из замороженных газов чередуются с
пылевыми слоями. По мере прогревания солнечным теплом газы типа испаряющегося "сухого льда" прорываются наружу, увлекая за собой облака
пыли. Это позволяет, например, объяснить образование газовых и пылевых хвостов у комет, а также способность небольших ядер комет к
активному газовыделению.
Головы комет при движении комет по орбите принимают разнообразные формы. Вдали от Солнца головы комет круглые, что объясняется
слабым воздействием солнечных излучений на частицы головы, и её очертания определяются изотропным расширением кометного газа в
межпланетное пространство. Это бесхвостые кометы, по внешнему виду напоминающие шаровые звездные скопления. Приближаясь к Солнцу,
голова кометы принимает форму параболы или цепной линии. Параболическая форма головы объясняется "фонтанным" механизмом. Образование
голов в форме цепной линии связано с плазменной природой кометной атмосферы и воздействием на неё солнечного ветра и с переносимым им
магнитным полем.
Иногда голова кометы столь мала, что хвост кометы кажется выходящим непосредственно из ядра. Кроме изменения очертаний в головах
комет то появляются, то исчезают различные структурные образования: галсы, оболочки, лучи, излияния из ядра и т. п.
Большие кометы с хвостами, далеко простиравшимися по небу, наблюдались с древнейших времен. Некогда предполагалось, что кометы
принадлежат к числу атмосферных явлений. Это заблуждение опроверг Браге, который обнаружил, что комета 1577 года занимала одинаковое
положение среди звёзд при наблюдениях из различных пунктов, и, следовательно, отстоит от нас дальше, чем Луна.
Движение комет по небу объяснил впервые Галлей (1705 г.), который нашёл, что их орбиты близки к параболам. Он определил орбиты 24 ярких
комет, причём оказалось, что кометы 1531 и 1682 гг. имеют очень сходные орбиты. Отсюда Галлей сделал вывод, что эта одна и та же комета,
которая движется вокруг Солнца по очень вытянутому эллипсу с периодом около 76 лет. Галлей предсказал, что в 1758 году она должна появиться
вновь, и в декабре 1758 года она действительно была обнаружена. Сам Галлей не дожил до этого времени и не мог увидеть, как блестяще
подтвердилось его предсказание. Эта комета (одна из самых ярких) была названа кометой Галлея.
Кометы обозначаются по фамилиям лиц, их открывших. Кроме того, вновь открытой комете присваивается предварительное обозначение по
году открытия с добавлением буквы, указывающей последовательность прохождения кометы через перигелий в данном году.
Лишь небольшая часть комет, наблюдаемых ежегодно, принадлежит к числу периодических, т. е. известных по своим прежним появлениям.
Большая часть комет движется по очень вытянутым эллипсам, почти параболам. Периоды обращения их точно не известны, но есть основания
полагать, что они достигают многих миллионов лет. Такие кометы удаляются от Солнца на расстояния, сравнимые с межзвездными. Плоскости их
почти параболических орбит не концентрируются к плоскости эклиптики и распределены в пространстве случайным образом. Прямое направление
движения встречается так же часто, как и обратное.
Периодические кометы движутся по менее вытянутым эллиптическим 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, большим 90 ^, и, следовательно, движется в обратном направлении.
Среди короткопериодических (т. е. имеющих периоды 3 – 10 лет) комет выделяется "семейство Юпитера" — большая группа комет, афелии
которых удалены от Солнца на такое же расстояние, как орбита Юпитера. Предполагается, что "семейство Юпитера" образовалось в результате
захвата планетой комет, которые двигались ранее по более вытянутым орбитам. В зависимости от взаимного расположения Юпитера и кометы
эксцентриситет кометной орбиты может как возрастать, так и уменьшаться.
В первом случае происходит увеличение периода или даже переход на гиперболическую орбиту и потеря кометы Солнечной системой, во
втором — уменьшение периода.
Орбиты периодических комет подвержены очень заметным изменениям. Иногда комета проходит вблизи Земли несколько раз, а потом
притяжением планет-гигантов отбрасывается на более удаленную орбиту и становится ненаблюдаемой. В других случаях, наоборот, комета, ранее
никогда не наблюдавшаяся, становится видимой из-за того, что она прошла вблизи Юпитера или Сатурна и резко изменила орбиту. Кроме подобных
резких изменений, известных лишь для ограниченного числа объектов, орбиты всех комет испытывают постепенные изменения.
Изменения орбит не являются единственной возможной причиной исчезновения комет. Достоверно установлено, что кометы быстро
разрушаются. Яркость короткопериодических комет ослабевает со временем, а в некоторых случаях процесс разрушения наблюдался почти
непосредственно.
Классическим примером является комета Биэли. Она была открыта в 1772 году и наблюдалась в 1813, 1826 и 1832 гг. В 1845 году размеры
кометы оказались увеличенными, а в январе 1846 года наблюдатели с удивлением обнаружили две очень близкие кометы вместо одной. Были
вычислены относительные движения обеих комет, и оказалось, что комета Биэли разделилась на две ещё около года назад, но вначале компоненты
проектировались один на другой, и разделение было замечено не сразу. Комета Биэли наблюдалась ещё один раз, причём один компонент много
слабее другого, и больше её найти не удалось. Зато неоднократно наблюдался метеорный поток, орбита которого совпадала с орбитой кометы
Биэли.
При решении вопроса о происхождении комет нельзя обойтись без знания химического состава вещества, из которого сложено кометное ядро.
Казалось бы, что может быть проще? Нужно сфотографировать побольше спектров комет, расшифровать их — и химический состав кометных ядер
нам сразу же станет известным.
Однако дело обстоит не так просто, как кажется на первый взгляд. Спектр фотометрического ядра может быть просто отражённым солнечным
или эмиссионным молекулярным спектром. Отражённый солнечный спектр является непрерывным и ничего не сообщает о химическом составе той
области, от которой он отразился — ядра или пылевой атмосферы, окружающей ядро.
Эмиссионный газовый спектр несёт информацию о химическом составе газовой атмосферы, окружающей ядро, и тоже ничего не говорит нам о
химическом составе поверхностного слоя ядра, так как излучающие в видимой области молекулы, такие как С2, СN, СH, МH, ОН и др., являются
вторичными, дочерними молекулами — "обломками" более сложных молекул или молекулярных комплексов, из которых складывается кометное
ядро. Эти сложные родительские молекулы, испаряясь в околоядерное пространство, быстро подвергаются разрушительному действию солнечного
ветра и фотонов или распадаются или диссоциируются на более простые молекулы, эмиссионные спектры которых и удаётся наблюдать от комет.
Сами родительские молекулы дают непрерывный спектр.
Первым наблюдал и описал спектр головы кометы итальянец Донати. На фоне слабого непрерывного спектра кометы 1864 г. он увидел три
широкие светящиеся полосы: голубого, зелёного и жёлтого цвета. Как оказалось, это стечение принадлежало молекулам углерода С2, в изобилии
оказавшегося в кометной атмосфере. Эти эмиссионные полосы молекул С2 получили название полос Свана, по имени ученого, занимавшегося
исследованием спектра углерода. Первая щелевая спектрограмма головы Большой Кометы 1881 г. была получена англичанином Хеггинсом,
который обнаружил в спектре излучение химически активного радикала циана СN.
Вдали от Солнца, на расстоянии 11 а. е., приближающаяся комета выглядит небольшим туманным пятнышком, порой с признаками
начинающегося образования хвоста. Спектр, полученный от кометы, находящейся на таком расстоянии, вплоть до расстояния 3 – 4 а. е., является
непрерывным, т. к. на таких больших расстояниях эмиссионный спектр не возбуждается из-за слабого фотонного и корпускулярного солнечного
излучения.
Этот спектр образуется в результате отражения солнечного света от пылевых частиц или в результате его рассеивания на многоатомных
молекулах или молекулярных комплексах. На расстоянии около 3 а. е. от Солнца, т. е. когда кометное ядро пересекает пояс астероидов, 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 головы кометы 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: и вблизи ядра, и у границ видимой головы.
Механизм свечения кометных молекул был расшифрован ещё в 1911 г. К. Шварцшильдом и Е. Кроном, которые, изучая эмиссионные спектры
кометы Галлея (1910 г.), пришли к заключению, что молекулы кометных атмосфер резонансно переизлучают солнечный свет.
Это свечение аналогично резонансному свечению паров натрия в известных опытах Ауда, который первый заметил, что при осещении светом,
имеющим частоту желтого дублета натрия, пары натрия сами начинают светиться на той же частоте характерным жёлтым светом. Это — механизм
резонансной флуоресценции, являющийся частым случаем более общего механизма люминесценции. Всем известно свечение люминесцентных ламп
над витринами магазинов, в лампах дневного света и т. п. Аналогичный механизм заставляет светиться и газы в кометах.
Для объяснения свечения зеленой и красной кислородных линий (аналогичные линии наблюдаются и в спектрах полярных сияний) привлекались
различные механизмы: электронный удар, диссоциативная рекомбинация и фотодиссациация. Электронный удар, однако, не в состоянии объяснить
более высокую интенсивность зелёной линии в некоторых кометах по сравнению с красной. Поэтому больше предпочтения отдаётся механизму
фотодиссоциации, в пользу которого говорит распределение яркости в голове кометы. Тем не менее, этот вопрос ещё окончательно не решён и
поиски истинного механизма свечения атомов в кометах продолжаются.
До сих пор остается нерешённым вопрос о родительских, первичных молекулах, из которых состоит кометное ядро, а этот вопрос очень важен,
так как именно химизм ядер предопределяет необычно высокую активность комет, способных из весьма малых по размерам ядер развивать
гигантские атмосферы и хвосты, превосходящие по своим размерам все известные тела в Солнечной системе.
Поиск планет в Солнечной системе
Не раз высказывались предположения о возможности существования планеты, более близкой к Солнцу, чем Меркурий. Леверье (1811 – 1877
гг.), предсказавший открытие Нептуна, исследовал аномалии в движении перигелия орбиты Меркурия и на основе этого предсказал существование
внутри его орбиты новой неизвестной планеты. Вскоре появилось сообщение о ее наблюдении, и планете даже присвоили имя — Вулкан. Но
открытие не подтвердилось.
В 1977 г. американский астроном Коуэл открыл очень слабый объект, который окрестили «десятой планетой». Но для планеты объект оказался
слишком мал (около 200 км). Его назвали Хироном и отнесли к астероидам, среди которых он был тогда самым далеким: афелий его орбиты удален
на 18,9 а. е. и почти касается орбиты Урана, а перигелий лежит сразу за орбитой Сатурна, на действительном расстоянии 8,5 а. е. от Солнца.
Вычисления показывают, что такая орбита неустойчива: Хирон либо столкнется с планетой, либо будет выброшен из Солнечной системы.
Время от времени публикуются теоретические предсказания о существовании крупных планет за 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 возможно
существование в этой области большого количества малых планет, обнаружить которые не просто.
Существование этого скопления занептуновых тел подозревалось уже давно и даже получило название — пояс Койпера, по имени известного
американского исследователя планет. Тем не менее, обнаружить первые объекты в нем удалось лишь недавно. В 1992 – 1994 гг. было открыто 17
малых планет за орбитой Нептуна. Из них 8 движутся на расстояниях 40 – 45 а. е. от Солнца, т. е. даже за орбитой Плутона.
Ввиду большой удаленности блеск этих объектов чрезвычайно слаб; для их поиска годятся лишь крупнейшие телескопы мира. Поэтому до сих
пор систематически просмотрено всего около 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 малых тел в сотни раз массивнее пояса астероидов, расположенного между Юпитером и Марсом, но уступает по массе гигантскому
кометному облаку Орта.
Объекты за 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 довольно красную поверхность, что указывает на ее древний состав и возможное присутствие
органических соединений. Тела «пояса Койпера» в последнее время обнаруживают весьма часто (к концу 1999 г. их открыто около 200). Некоторые
планетологи считают, что Плутон было бы правильнее называть не «самой маленькой планетой», а «крупнейшим телом пояса Койпера».
Библиографический список
1. Браштейн В. А. Планеты и их наблюдение. — М.: Наука, 1979.
2. Доул С. Планеты для людей. — М.: Наука, 1974.
3. Чурюмов К. И. Кометы и их наблюдение. — М.: Наука, 1980.
4. Кринов Е. Л. Железный дождь. — М.: Наука, 1981.
5. Куликов К. А., Сидоренков Н. С. Планета Земля. — М.: Наука.
6. Воронцов – Вельяминов Б. А. Очерки о Вселенной. — М.: Наука.
7. Ерпылеев Н. П. Энциклопедический словарь юного астронома. — М.: “Педагогика, 1986.
8. Левитан Е. П. Астрономия. — М.: Просвещение, 1994.
|