164 (641497), страница 2

Просмтор этого файла доступен только зарегистрированным пользователям. Но у нас супер быстрая регистрация: достаточно только электронной почты!

Текст из файла (страница 2)

Фаэтон.

Уже Ольберс предположил, что астероиды между Марсом и Юпитером представляют собой обломки распавшейся планеты. Гипотетическую планету назвали Фаэтоном – по имени героя древнегреческого мифа, который погиб, попытавшись проехать по небу в колеснице своего отца, Гелиоса-Солнца. Колесница разбилась на множество маленьких кусочков. Согласно гипотезе Ольберса, под действием сил притяжения со стороны Солнца и планет-гигантов или вследствие столкновения с большим небесным телом Фаэтон распался на множество кусочков, продолживших движение по орбите погибшей планеты. Увы, эта красивая гипотеза не выдержала проверку временем и была отвергнута учеными последующих поколений: астероидный пояс – не остатки погибшей, а куски несформировавшейся планеты. По каким-то причинам в период формирования планет Солнечной системы из протопланетного облака они не сошлись вместе, и теперь по орбите, где могла бы находиться пятая от Солнца планета, движется рой астероидов.

На орбите Юпитера.

Наряду с астероидами Главного пояса, в 1907г. были открыты астероиды, движущиеся вокруг Солнца по орбитам, близким к орбите Юпитера. Причём эти астероиды можно разделить на две группы: двигающиеся впереди Юпитера и за ним. Все астероиды этих групп получили название «троянцы» - в честь героев Троянской войны, описанной в поэмах Гомера. Те, которые опережают Юпитер, получили название «греки» и носят имена героев греческого войска (Ахилл, Патрокл, Нестор, Агамемнон и др.). А двигающиеся позади Юпитера астероиды называются «собственно троянцы» (Гектор, Приам и др.). Юпитер, «греки» и «троянцы» делят орбиту Юпитера на три примерно равные части: расстояние от планеты до группы «греков» равно расстоянию от «греков» до «троянцев» и от «троянцев» до Юпитера. «Греки» никогда не настигнут своих врагов, а «троянцы» никогда не укроются от грозных воинов в спасительной близости Юпитера.

Пояс Койпера и облако Оорта.

В Солнечной системе существует ещё один пояс астероидов, помимо того, который расположен между орбитами Марса и Юпитера. На окраине Солнечной системы, за орбитой Нептуна, находится второй пояс астероидов – так называемый пояс Койпера, получивший имя в честь американского астронома Джерарда Койпера (1905-1973), высказавшего в 1951г. гипотезу о его существовании. Пояс Койпера, состоящий из астероидов и ядер комет, является источником короткопериодических (с оборотом вокруг Солнца менее 200 лет) комет, он расположен на расстоянии 35000 – 50000 а.е. от Солнца.

Однако поясом Койпера Солнечная система не кончается. За орбитой Плутона, на внешней границе Солнечной системы, находится обширный пояс некрупных холодных тел, очевидно, так же, как и пояс Койпера, представляющий собой остатки протопланетного облака. Этот пояс называют облаком Оорта – в честь нидерландского астронома Я.Х.Оорта (1900-1992). В 1950г. он высказал гипотезу о существовании на периферии Солнечной системы большого резервуара кометных тел – облака, простирающегося на расстояние около 150000 а.е. от Солнца. Возмущения от ближайших к Солнцу звёзд имеют орбиты некоторых комет, заставляя их приблизиться к Солнцу. Эти долгопериодические (обращающиеся вокруг Солнца с периодом более 200 лет) кометы становятся доступными наблюдению. Недавно внутри облака Оорта было обнаружено несколько сравнительно массивных планетоподобных тел, но, поскольку они уступают размерам Плутона, их не стали включать в число планет.

Типы астероидов

Тип астероида	Описание
А	Редкий тип астероида, характеризуемый умеренно высоким альбедо и интенсивным красном цветом. Сильное поглощение в ближнем инфракрасном диапазоне интерпретируется как свидетельство присутствия оливина.
B	Подкласс астероидов типа С, отличающихся более высоким альбедо.
С	Категория темно-серых астероидов с альбедо около 5%. "C" - означает “углистый”, поскольку они, как полагают, состоят из вещества того же типа, что и углистые хондриты. Астероиды типа С распространены во внешней части главного пояса.
D	Тип астероидов красноватого цвета, редко встречающихся в главном поясе, но обнаруживаемых все чаще на больших расстояниях от Солнца.
F	Подкласс астероидов типа C, отличающийся слабым ультрафиолетовым поглощением в спектрах или полным его отсутствием.
G	Подкласс астероидов типа C, отличающихся сильным ультрафиолетовым поглощением в спектре.
М	Распространенный тип астероидов с умеренным альбедо, предположительно имеющих металлический состав, подобный составу железных метеоритов.
P	Астероид с низким альбедо. Астероиды типа P наиболее часто встречаются во внешней части главного пояса.
Q	Редкий тип астероидов, похожих по своим свойствам на метеориты, относящиеся к хондритам. К этому классу астероидов принадлежит Аполлон и несколько других приближающихся к Земле астероидов.
R	Редкий тип астероида с умеренно высоким альбедо, примером которого является астероид Дембовска (349).
S	Категория астероидов с промежуточным значением альбедо, которые, как предполагают, подобно каменным метеоритам, состоят из кремнистого вещества. Астероиды типа S во внутренней части пояса астероидов встречаются относительно часто.
T	Тип астероидов, характеризующихся очень низким альбедо.
V	Класс астероидов, единственным известным членом которого является Веста.
Троянцы	Два семейства астероидов, находящихся на одной орбите с Юпитером и группирующихся вокруг точек Лагранжа, отстоящих на 60° в обе стороны от планеты. Известно более двухсот таких астероидов, большинство из которых находится в "предшествующей" группе. Они не остаются на одном месте орбиты, а колеблются вокруг точек Лагранжа с периодами в 150-200 лет, удаляясь или приближаясь к Юпитеру в пределах 45-80°. Первым их троянцев был открыт Ахиллес, что и стало причиной присвоения всем открытым впоследствии астероидам имен героев Троянских войн. Наибольший из Троянцев астероид Патрокл имеет диаметр 272 км.
Хильды	Группа астероидов у внешнего края главного пояса астероидов на расстоянии 4,0 а.е. от Солнца. Названы по имени астероида 153 Хильда диаметром 180 км, открытого Ж. Пализа в 1875г. Их орбитальные периоды соизмеримы с периодом обращения Юпитера в отношении 3:2. От остальной части пояса астероидов они отделены пробелом Кирквуда.
Фокеи	Группа астероидов с орбитами, наклоненными на 24° к плоскости Солнечной системы и находящимися на расстоянии 2,36 а.е. от Солнца. Группа отделена от главного пояса астероидов одним из пробелов Кирквуда. Астероиды этой группы не имеют общего происхождения и не принадлежат к одному семейству. Группа названа по имени астероида Фокея(25) с диаметром около 70 км.
Хираямы	Группы астероидов, имеющих подобные орбиты и поэтому расположенных в пространстве близко друг к другу. Существование подобных группировок впервые было отмечено японским астрономом Киоцуго Хираяма в 1918 г. С тех пор обнаружено больше сотни таких семейств. Во многих случаях членами семейства оказываются астероиды, относящиеся к подобным или связанным типам, что заставляет думать, что они образовались при разрушении одного исходного тела. К семействам Хираямы, как полагают, принадлежит примерно половина всех астероидов.
Корониды	Одно из семейств Хираямы, астероиды которого находятся в среднем на расстоянии 2,88 а.е. от Солнца. Члены семейства относятся к типу силикатных астероидов и, как предполагается, происходят из одного родительского тела, имевшего в диаметре около 90 км. Самый большой член семейства – Лакримоза (208), около 45 км в диаметре. Семейство названо по имени астероида Коронида (158) диаметром 35 км, открытого в 1876г.
Фемиды	Одно из астероидных семейств Хираямы, находящееся на расстоянии 3,13 а.е. от Солнца. Все члены семейства принадлежат к углистому типу астероидов, что предполагает их общее происхождение от одного родительского тела.

Кометы. Свойства комет

Особое место среди малых тел Солнечной системы занимают кометы – небесные тела, движущиеся вокруг Солнца по очень вытянутым орбитам. С приближением к Солнцу лёд тает и у комет образуется огромный газовый хвост. Хвост возникает за счёт того, что ядро кометы под действием солнечных лучей начинает кипеть и испаряться, поскольку состоит из водяного льда с примесью пыли. Выкипающее вещество сдувается с ядра солнечным ветром, поэтому хвост направлен от Солнца, а не вдоль траектории движения кометы, так что иногда хвост движется даже перед кометой! Обычно, облетев солнце, кометы возвращаются на границы солнечной системы. Периодические кометы через определённый промежуток времени снова приближаются к Солнцу, их появление можно предсказать – например, знаменитая комета Галлея (названа в честь своего первооткрывателя, английского астронома Э.Галлея), которую наблюдали ещё до нашей эры, появляется раз в 76 лет. Комета Галлея стала первой из класса периодических комет.

Периодические кометы движутся по менее вытянутым эллиптическим орбитам и имеют совсем иные характеристики. Из 40 комет, наблюдавшихся более одного раза, 35 имеют орбиты, наклоненные меньше, чем на 45º к плоскости эклиптики. Только комета Галлея имеет орбиту с наклонением, большим 90º 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 отбита 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 удалённую 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 1813г., 1826г.,1832г. В 1845 году размеры кометы оказались увеличенными, а в январе 1846 года наблюдатели с удивлением обнаружили две очень близкие кометы вместо одной. Били 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 C2, CN, CH, MH, OH 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 простых молекулах, эмиссионные спектры которых и удаётся наблюдать от комет. Сами родительские молекулы дают непрерывный спектр.

Но бывают кометы и непериодические – они улетают и не возвращаются, а некоторые падают на Солнце и сгорают. Хвост кометы можно наблюдать только в тёмную ночь. Ядро выглядит как более или менее яркая звезда, которая за несколько дней пересекает небо.

В Солнечной системе, по-видимому, сотни миллиардов комет, но лишь немногие доступны наблюдению с Земли. Редкое и необычное зрелище, кометы издавна привлекали внимание людей. В древности их появление считали дурным предзнаменованием. В наши дни обнаружение комет популярно у астрономов-любителей; комету называют в честь первооткрывателей.

Характеристики

Список файлов реферата