Малі тіла Сонячної системи

Размещено на http://www.allbest.ru/

Малі тіла Сонячної системи



1. Малі тіла Сонячної системи

астероїд комета болід сонячна метеорит

Малі тіла Сонячної системи -- астрономічні об'єкти Сонячної системи менші за планети. У Сонячній системі, окрім Сонця і восьми великих планет, є так звані малі тіла. Це малі планети або астероїди, комети, метеорні тіла або метеороїди і міжпланетний пил. У наш час доводиться говорити і про космічне сміття - сукупність штучних об'єктів та їхніх фрагментів у космосі, які не функціонують, але здатні пошкодити або навіть зруйнувати штучний супутник чи міжпланетні станції.



2. Астероїд

Астероїд або мала планета -- невелике небесне тіло діаметром від 50 м до 1000 км, що складається зі скельних порід або заліза та нікелю.

2.1 Загальна характеристика

Орбіти більшості астероїдів знаходяться між орбітами Марса і Юпітера (так званий головний пояс астероїдів), вважають, що вони залишилися після формування Сонячної системи. Загальна кількість -- більше 500 тис., але загальна їх маса становить лише кілька відсотків маси Землі.

Найвідоміші астероїди: Паллада, Юнона, Веста, Ероc, Амур, Гідальго, Ікар.

Термін «астероїд» (зіркоподібний) було введено Вільямом Гершелем, оскільки перші виявлені астероїди виглядали на небі як зірки (або точки), на відміну від планет, які під час спостереження у телескоп виглядають дисками. Водночас, астероїди, на відміну від зір, рухалися. Точне визначення терміну «астероїд» досі не встановлено. Термін «мала планета» (або «планетоїд») не підходить для визначення астероїдів, оскільки вказує на постійне розташування об'єкта в Сонячній системі, а в нашій системі є й астероїди-гості.

Розмір є одним із основних параметрів, за якими класифікують астероїди. Чинна класифікація визначає астероїдами об'єкти з діаметром понад 50 м, відрізняючи їх від метеорів, які теж подібні до уламків скелі, але менші за розміром. Класифікація спирається на міркування, що у результаті входу до атмосфери Землі астероїди можуть уціліти і досягти її поверхні, у той час, як метеори, здебільшого, згорають в атмосфері повністю.

Від комет астероїди відрізняються тим, що не мають характерного кометного хвоста.

Астероїд можна визначити як об'єкт Сонячної системи, що складається з твердих матеріалів (не з льоду), який за розмірами більший від метеора.

2.2 Пояс астероїдів

Головний пояс астероїдів -- сукупність астероїдів, розташованих між орбітами Марса та Юпітера. Складається приблизно з 50 000 астероїдів. Ширина поясу -- від 100 до 300 млн. км. В ньому є порожнини, в яких є менше астероїдів. Вони мають назву проміжків Кірквуда та утворилися гравітаційною дією Юпітера.

1766 року німецький астроном Йоган Тіціус помітив математичну пропорцію у відстанях від Сонця до відомих на той час планет (включаючи Землю). Виявилось, що на відстані 2,8 а. о. від Сонця між орбітами Марса та Юпітера мала б існувати ще одна планета. Пропорція отримала назву правила Тіціуса-Боде (до речі, для далеких планет, наприклад, Нептуна, правило не спрацьовує). Підключившись до роботи, Йоган Боде взявся за пошуки цієї планети. Аж до кінця XVIII століття пошуки астрономів залишалися безуспішними.

Ентузіазм учених не згасав. У Німеччині астрономи навіть створили групу, яка мала назву "Небесна поліція", але німців випередив італійський астроном Джузеппе Піацці з міста Палермо. 1 січня 1801 року він помітив зіркоподібний об'єкт, який повільно рухався небосхилом. Нову планету було названо Церерою, але її діаметр виявився замалим для справжньої планети -- всього 1000 км. Услід за Церерою на такій же відстані від Сонця за рік потому було відкрито Палладу, потім Юнону і Весту. Стало зрозуміло, що між Марсом і Юпітером розташовано цілий пояс небесних тіл. Їх стали називати малими планетами або астероїдами («зіркоподібними»). Відкрита першою, Церера виявилася найбільшою серед астероїдів. Більшість малих планет, які входять до поясу астероїдів, мають розміри в декілька кілометрів, хоча зустрічаються астероїди розміром десятки кілометрів.

2.3 Дослідження

У більшість земних телескопів астероїди видно лише як точки на небі. Тільки найпотужніші наземні та орбітальні телескопи на зразок телескопа Хаббла можуть визначити форму астероїда. Проте зображення астероїдів залишаються тільки розмитими плямами. Певну інформацію про форму й склад астероїда можна отримати з аналізу кривих світності -- зміни яскравості при обертанні.

Спектральні властивості та розмір астероїда можна визначити за часом покриття астероїдом зір. Деяку інформацію про близькі астероїди отримують також за допомогою радарів.

Перші детальні фотографії схожих на астероїди об'єктів були отримані 1971 року Марінером 9. Марінер зробив фото двох супутників Марса -- Фобоса та Деймоса, які імовірно є астероїдами, захопленими полем тяжіння планети. На зображеннях видно нерівну, схожу на картоплину, форму, властиву більшості астероїдів.

Першим справжнім астероїдом, сфотографованим 1991 року зблизька, став 951 Гаспра. Фотографії було зроблено космічним апаратом Галілео, який на той час пролітав поряд із астероїдом на шляху до Юпітера. Галілео сфотографував також 243 Іду зі супутником Дактилем.

Першим космічним апаратом, що полетів спеціально на зустріч із астероїдом був NEAR Shoemaker. Він сфотографував 253 Матільду 1997 року, потім вийшов на орбіту навколо астероїда 433 Ерос і 2001 року опустився на його поверхню.



У вересні 2005 року японський космічний апарат Хаябуса розпочав вивчення астероїда 25143 Ітокава. 13 Червня 2010 року він зумів повернути деякі зразки астероїда на Землю, спіймані на спеціальний гель.

У вересні 2007 року НАСА запустило апарат Вранішня зоря, який обігне карликову планету Цереру та астероїд Весту в 2011-2015 роках. Можливо, мандрівка продовжиться до астероїда Паллада.

2.4 Спостереження

Зазвичай тільки Весту можна бачити з Землі неозброєним оком, але тільки на дуже темному небі і лише за сприятливого розташування для спостереження. Щоправда іноді окремі астероїди можуть наближатися до Землі -- тоді їх також можна спостерігати неозброєним оком.

2.5 Характеристика

Об'єкти пояса астероїдів дуже різні за розмірами, від 950 км у діаметрі, як карликова планета Церера до 10 м. Кілька найбільших мають близьку до сферичної форму, вони дуже схожі на мініатюрні планети. Така форма пояснюється тим, що речовина, з якої вони утворені, переплавилася після утворення. Вони мають сформоване внутрішнє ядро та зовнішню кору. Однак більшість астероїдів невеликі і мають неправильну форму.

Будова астероїдів різна, і в більшості випадків не дуже зрозуміла. Церера, схоже, має ядро із скельних матеріалів, вкрите крижаною мантією, а Веста, схоже, має нікель-залізне ядро, олівінову мантію й базальтову кору.

10 Гігея видається однорідною за будовою і складається з карбонистого хондриту. Багато, можливо, більшість дрібних астероїдів є купами сміття, яке лише ледь-ледь утримується вкупі слабкою гравітацією. Деякі астероїди мають власні супутники, інші є подвійними.

2.6 Розподіл у сонячній системі

Орбіти більшості відомих астероїдів лежать всередині головного поясу астероїдів між орбітами Марса та Юпітера. Вони мають порівняно малий ексцентриситет. За оцінками в поясі нараховується від 1,1 до 1,9 млн. астероїдів із діаметром понад 1 км, а також декілька мільйонів дрібніших. Вважається, що вони є залишками протопланетарного диска. Акреції скельних уламків в цій області в часи, коли формувалися планети, завадили сильні збурення, викликані гравітаційним полем Юпітера.

Загальна маса усіх астероїдів поясу оцінюється в 3,0-3,6 ? 1021 кг, що складає 4 відсотки від маси Місяця.

2.7 Існування астероїдів

Астероїди існують також поза головним поясом:

навколоземні астероїди мають орбіти, що проходять неподалік земної орбіти (як усередині її, так і зовні). Деякі з них (наприклад, група Аполлона, група Атона) навіть перетинають орбіту Землі і потенційно можуть зіткнутися з нашою планетою. Це може становити загрозу, тому вивченню таких астероїдів приділяють значну увагу. Незважаючи на невелику їх кількість, класифікація найбільш деталізована.

Навколоземні астероїди -- астероїди, перигелій яких розташовано не далі 1,3 а.о. від Сонця, тобто неподалік земної орбіти. Завдяки незначному віддаленню від Сонця їх поверхня містить здебільшого компоненти, що не випаровуються. Перший навколоземний астероїд -- 433 Ерос -- було відкрито 18 серпня 1898 року. Станом на травень 2010 відомо 7 075 подібних об'єктів діаметром понад 50 м., зокрема 820 великих (діаметром понад 1 км)[2]. Найбільший астероїд цього сімейства -- 1036 Ганімед діаметром ~ 32 км. За теоретичними розрахунками малоймовірно, що астероїдів, більших 1 км, може нараховуватися понад тисячу. Втім, деякі фахівці вважають, що їх кількість має перевищувати 1300.Розміри (або так званий "ефективний діаметр") для таких дрібних тіл найчастіше вираховують виходячи зі світності. Донедавна вважалося, що усереднене альбедо цього класу астероїдів становить 0,11, але останні роботи підвищили це значення до 0,14, що призвело до перегляду уявлень про розміри цих тіл у бік їх зменшення. Для деяких об'єктів вдається безпосередньо виміряти розміри, під час прольоту астероїда неподалік Землі або у результаті польотів космічних апаратів до астероїдів. Розподіл відомих навколоземних астероїдів за розмірами. (16.07.2010)

З 1980-х це сімейство інтенсивно досліджується, оскільки потенційно небезпечне для землян. У результаті зіткнення Землі з астероїдом розміром сотні метрів може вивільнятися енергія, що сумірна із потужними термоядерними вибухами. Наслідки такого зіткнення, імовірно, будуть подібними до Тунгуської катастрофи

За характеристиками орбіт навколоземні астероїди поділяють на три основні групи: група Атона, група Аполлона та група Амура. Деякі з них перетинають земну орбіту і, таким чином, становлять потенційну загрозу для мешканців нашої планети, інші -- не перетинають і загроза наразі відсутня, але внаслідок гравітаційних збурень можуть змінити свою орбіту і перетворитися на астероїди, які перетинають орбіту Землі. До навколоземних належать також нечислені астероїди групи Атіри, орбіти яких повністю лежать всередині земної орбіти (Q<=0,938 а.о.)[5]

До атонців належать навколоземні астероїди, велика піввісь орбіти яких (a) менша за астрономічну одиницю, а відстань від Сонця у афелії (Q) -- більша за 0,938 а.о. Астероїди цієї групи здебільшого перетинають земну орбіту поблизу своїх афеліїв.

До Апполонців належать астероїди велика піввісь орбіти яких більша за 1 а.о., а відстань у перигелії менша за 1,017 а.о. Перший такий астероїд, 1862 Аполлон, який і дав назву групі, було відкрито Карлом Рейнмутом (нім. Karl Wilhelm Reinmuth) 1932 року. Практично всі представники групи перетинають орбіту Землі та періодично можуть зближуватися на відстань менше 0,05 а.о. (близько 7,5 млн.км). Такі зближення називають «тісними» і вважають, що для цих астероїдів є ризик зіткнення із нашою планетою, тобто, вони потенційно небезпечні.

До амурців належать астероїди, для яких відстань від Сонця у перигелії більша за 1,017 а.о., але менша 1,3 а.о. Більшість астероїдів цієї групи не перетинають земної орбіти. Група отримала назву від 1221 Амура, хоча перший астероїд цієї групи -- 433 Ерос -- було відкрито ще у 19 сторіччі. Саме на Ерос 1996 року здійснив посадку космічний апарат NEAR Shoemaker.

2.8 Виникнення та типи астероїдів

Багато суперечок викликало питання щодо утворення астероїдів. Це одні з найстаріших об'єктів у Сонячній системі. Спочатку астрономи вважали, що пояс астероїдів виник в результаті руйнування планети, яку розірвала гравітація Юпітера. Вони навіть дали назву цій планеті - Фаетон на честь міфічного юнака, який не втримав колісницю бога сонця та загинув. Пізніше виникла протилежна точка зору, згідно з якою астероїди -- залишки проторечовини, яка так і не стала планетою.

Вчені вивчають хімічний склад астероїдів за допомогою спектрального аналізу. Вони поділили астероїди на десятки різних типів, але основних типів лише три - це вуглецеві, піщані та металеві. Вуглецеві астероїди (тип С) є у зовнішньому кільці пояса астероїдів. Це темні тіла, вони майже не відбивають світла. Майже три чверті відомих астероїдів належать до типу С. Металеві (тип М) складаються здебільшого з нікелю та заліза. Вони добре відбивають світло, їх орбіти лежать в середньому кільці пояса астероїдів. Другі за поширеністю -- піщані астероїди (тип S). Завдяки кремнію, який входить до їх складу, вони мають рожеве забарвлення. Їх "дім" - внутрішнє кільце.

2.9 Спектральна класифікація

1975 року було розроблено таксономічну систему для астероїдів. Вона базується на кольорі, альбедо та спектрах астероїдів. Ці властивості пов'язані зі складом поверхні астероїдів. Початково виділяли три класи:

астероїди C-типу -- темні, багаті на вуглець, вони складають 75% усіх відомих астероїдів;

астероїди S-типу -- кам'янисті, багаті на кремній, складають 17% всіх астероїдів;

до астероїдів U-типу належать усі інші, що не потрапляють до перших двох категорій.

Почасткова класифікація надалі вдосконалювалася, виділялися нові типи. Наразі дві найпопулярніші таксономічні системи: система Толена та система SMASS. У обох системах виділяють астероїди типу C, S та X. Х-тип складається переважно з металевих астероїдів, таких як астероїди M-типу. Крім того розрізняють ще кілька дрібніших класів.

Тип Опис:

А Рідкісний тип астероїда, що характеризується помірно високим альбедо та інтенсивним червоним кольором. Сильне поглинання в ближньому інфрачервоному діапазоні інтерпретується як свідчення наявності олівіну.

B Підклас астероїдів типу С, які відрізняються більшим альбедо.

С Категорія темно-сірих астероїдів з альбедо близько 5%. "C" - означає "вуглецевий", оскільки вони, як вважають, складаються з речовини того ж типу, що вуглецеві хондрити. Астероїди типу С поширені в зовнішній частині головного поясу.

D Тип астероїдів червонуватого кольору, рідко зустрічаються в головному поясі, але дедалі частіше виявляються на великих відстанях від Сонця.

Е Рідкісний тип астероїдів з високим альбедо. За хімічним складом вони можуть виявляти подібність з метеоритами, відомими як енстатітові ахондрити.

F Підклас астероїдів типу C, що відрізняється слабким ультрафіолетовим поглинанням у спектрах або повною його відсутністю.

G Підклас астероїдів типу C, що відрізняються сильним ультрафіолетовим поглинанням у спектрі.

М Поширений тип астероїдів з помірним альбедо, що імовірно мають металеву будову, подібну до будови залізних метеоритів.

P Астероїд з низьким альбедо. Астероїди типу P найчастіше зустрічаються в зовнішній частині головного поясу.

Q Рідкісний тип астероїдів, схожих за своїми властивостями на метеорити, що належать до хондритів. До цього класу астероїдів належить Аполлон та кілька інших навколоземних астероїдів.

R Рідкісний тип астероїда з помірно високим альбедо, прикладом якого є 349 Дембовська.

S Категорія астероїдів з проміжним значенням альбедо, які, як припускають, подібно до кам'яних метеоритів, складаються з кременистих речовин. Астероїди типу S у внутрішній частині поясу астероїдів зустрічаються порівняно часто.

T Тип астероїдів, що характеризуються дуже низьким альбедо.

V Клас астероїдів, найбільшим представником яких є Веста.

Опис основних сімейств астероїдів:

Троянці. Сімейство астероїдів, що знаходяться на одній орбіті з Юпітером (Марсом, Нептуном) і групуються навколо точок Лагранжа, віддалених на 60 ° в обидві сторони від планети. Відомо більше тисячі таких астероїдів, більшість з яких знаходиться в "грецькій" групі. Вони не залишаються на одному місці орбіти, а коливаються навколо точок Лагранжа з періодами в 150-200 років, віддаляючись або наближаючись до Юпітера в межах 45-80 °. Першим їх троянців був відкритий Ахілес, що і стало причиною присвоєння всіх відкритих згодом астероїдів імен героїв троянських воєн. Найбільший з Троянців астероїд Патрокл має діаметр 272 км.

Кентаври. Група нестійких планетоїдів або астероїдів, що перетинають одну або дві орбіти газових планет -- тривалість життя декілька мільйонів років.

Гільди. Група астероїдів на зовнішньому краю головного поясу астероїдів на відстані 4,0 а.о. від Сонця. Назва - від астероїда 153 Гільда діаметром 180 км, відкритого Ж. Палізо 1875 року. Їх орбітальні періоди в резонансі з періодом обертання Юпітера 3:2. Від решти поясу астероїдів вони відокремлені проміжком Кірквуда.

Фокеі. Група астероїдів з орбітами, нахиленими на 24° до площини Сонячної системи, що знаходяться на відстані 2,36 а.о. від Сонця. Група відділена від головного поясу астероїдів одним з люків Кірквуда. Астероїди цієї групи не мають спільного походження і не належать до одного сімейства. Назву групи утворено від назви астероїда 25 Фокея з діаметром близько 70 км.

Хіраяма. Групи астероїдів, що мають подібні орбіти і тому розташовані у просторі близько один до одного. Існування подібних утворень вперше було відзначено японським астрономом Кіоцуго Хіраяма 1918 року. Відтоді виявлено більше сотні таких родин. У багатьох випадках членами сімейства виявляються астероїди, пов'язані з таким же або суміжним типом, що наводить на думку, що вони утворилися внаслідок руйнування єдиного тіла. До сімейств Хіраями, як вважають, належить приблизно половина всіх астероїдів.

Короніди. Одне з сімейств Хіраями, астероїди якого знаходяться в середньому на відстані 2,88 а.о. від Сонця. Члени сімейства належать до типу силікатних астероїдів і, як вважається, походять з одного батьківського тіла, що мало у діаметрі близько 90 км. Найбільший член сімейства - 208 Лакрімоза, близько 45 км у діаметрі. Назву сімейства утворено від назви астероїда 158 Короніс діаметром 35 км, відкритого 1876 року.

Феміди. Одне з астероїдних сімейств Хіраями, що знаходиться на відстані 3,13 а.о. від Сонця. Всі члени сімейства належать до вуглистого типу астероїдів, що передбачає їх спільне походження від одного батьківського тіла.

Еос. Одне з астероїдних сімейств Хіраями. Члени сімейства знаходяться на відстані 3,02 а.о. від Сонця. За своїм типом вони є проміжними між вуглецевими і силікатними астероїдами.



3. Комета

Комета -- мале тіло Сонячної системи, яке обертається навколо Сонця і має так звану кому (атмосферу) або хвіст. Кома і хвіст комети -- це наслідки випаровування ядра комети під дією сонячного випромінювання. Ядро являє собою малу планету, що складається з каменю, пилу і криги.

3.1 Загальні відомості зі спостережень

Комети з'являються з периферії Cонячної системи і їхні орбіти постійно змінюються під впливом гравітації основних планет. Внаслідок цього деякі з комет переходять на близько-сонячні орбіти і Сонце знищує їх коли вони наближаються до нього, інші комети назавжди залишають Сонячну систему. Яскрава комета -- одне з найцікавіших космічних явищ і завжди привертає увагу публіки.

Вважається, що комети походять із Хмари Оорта, розташованої на великій відстані від Сонця; вона складається із "рештків", що залишилось після конденсації сонячної туманності. Зовнішні краї цієї хмари досить холодні для того, щоб вода існувала там у твердому (а не газоподібному) стані. Тіла, розташовані на околицях Сонячної системи, як правило, складаються з летючих речовин (водяних, метанових і інших льодів), що випаровуються при підльоті до Сонця.

На даний момент виявлено більше 400 короткоперіодичних комет. З них близько 200 спостерігалося в більш ніж одному проходженні перигелія. Багато хто з них входить в так звані сімейства. Наприклад, приблизно 50 самих короткоперіодичних комет (їхній повний оберт навколо Сонця триває 3--10 років) утворюють сімейство Юпітера. Дещо малочисельніше сімейства Сатурна, Урана і Нептуна (до останнього, зокрема, відноситься знаменита комета Галлея).

Комети, що випірнають з глибини космосу, виглядають як туманні об'єкти, за якими тягнеться хвіст, що іноді досягає в довжину мільйонів кілометрів. Ядро комети -- це тіло з твердих частинок і льоду, оповите туманною оболонкою, яка називається комою. Ядро діаметром в декілька кілометрів може мати навколо себе кому в 80 тисяч км в поперечнику. Потоки сонячних променів вибивають частинки газу з коми і відкидають їх назад, витягаючи в довгий димчастий хвіст, який волочиться за нею в просторі.

Яскравість комет дуже сильно залежить від їхньої відстані до Сонця. Зі всіх комет тільки дуже мала частина наближається до Сонця і Землі настільки, щоб їх можна було побачити неозброєним оком. Найпомітніші з них іноді називають «Великими кометами».

Астрономи пояснюють настільки різні форми кометних хвостів у такий спосіб. Матеріал, з якого складаються комети, мають неоднаковий склад та властивості, тому й по-різному реагують на сонячне випромінювання. Таким чином, хвости космічних мандрівниць набувають різної форми.

Хвости комет розрізняються завдовжки і формою. У деяких комет вони тягнуться через все небо. Наприклад, хвіст комети, що з'явилася в 1944 році, був завдовжки 20 млн км. А комета C/1680 V1 мала хвіст, що протягнувся на 240 млн км. Також були зафіксовані випадки відділення хвоста від комети.

Теорію хвостів і форм комет розробив в кінці XIX століття російський астроном Федір Бредіхін (1831--1904). Йому ж належить і класифікація кометних хвостів, що використовується в сучасній астрономії. Бредіхін запропонував відносити хвости комет до основних трьох типів: прямі і вузькі, направлені прямо від Сонця; широкі і трохи викривлені, що ухиляються від Сонця; короткі, сильно відхилені від центрального світила.

Астероїди походять з іншого джерела, але дуже старі комети, які втратили весь матеріал для випаровування, можуть дуже нагадувати астероїди.

3.2 Будова комет

Як правило, комети складаються з «голови» -- невеликого яскравого згустку-ядра, що оточена світлою туманною оболонкою (комою), яка складається з газу та пилу.

Тривале існування низки періодичних комет, що багаторазово пролітали поблизу Сонця, пояснюється незначною втратою речовини при кожному прольоті (через утворення пористого теплоізоляційного шару на поверхні ядер або наявності в ядрах тугоплавких речовин).

У комет з наближенням до Сонця утворюється «хвіст» -- слабка світна смуга, що у результаті дії сонячного вітру найчастіше спрямована у протилежну від Сонця сторону.

Хвости комет розрізняються довжиною й формою, не мають різких обрисів і практично прозорі -- крізь них добре видні зірки, -- тому що утворені з надзвичайно розрідженої речовини. Склад її різноманітний: газ чи дрібний пил, або ж суміш того й іншого. Цей пил схожий з астероїдним матеріалом сонячної системи, що з'ясувалося в результаті дослідження комети Вільда (2) космічним апаратом «Стардаст» («Зоряний пил»). По суті, це «видиме ніщо»: людина може спостерігати хвости комет тільки тому, що газ і пил світяться. При цьому світіння газу пов'язане з його йонізацією ультрафіолетовими променями й потоками часток, що викидаються із сонячної поверхні, а пил просто розсіює сонячне світло.

3.3 Комети зблизька

Докладнене уявлення про них астрономи отримали завдяки успішним «візитам» в 1986 до комети Галлея радянських космічних апаратів «Вега-1», «Вега-2» та європейського «Джотто». Прилади, встановлені на цих апаратах, передали на Землю зображення ядра комети й різноманітних відомостей про її оболонку. Виявилося, що ядро комети Галлея складається в основному зі звичайної криги (з невеликими вкрапленнями вуглекислих і метанових льодів), а також пилових часток. Саме вони утворять оболонку комети, а з наближенням її до Сонця частина з них -- під тиском сонячного вітру -- переходить у хвіст.

Ядро комети Галлея має неправильну форму; його розміри дорівнюють кільком кілометрам: 14 -- у довжину, 7,5 -- у ширину; обертається ядро навколо своєї осі, що майже перпендикулярно площині орбіти комети. Період обертання дорівнює 53 години.

В 2005 космічний апарат НАСА Deep Impact («Глибоке зіткнення») наблизився до комети Темпеля 1, і за допомогою апарату Impactor («Ударник»), що відділився від основного КА, на величезній швидкості 10,3 км/с (37 000 км/год) зіштовхнувся з кометою, протаранив комету та передав зображення її поверхні.

Обробка даних, отриманих при спостереженні цього зіткнення, показала, що речовина верхнього шару комети сильно відрізняється від того, що там очікували виявити. Вважалося, що її ядро являє собою величезну брилу льоду із вкрапленням кам'яних гірських порід, у вигляді дрібних уламків. Насправді виявилося, що ядро комети складається з дуже пухкого матеріалу, що нагадує навіть не купу каменів, а величезний кому пилу, пори в якому становлять 80%.

Коли відбулося зіткнення зонда з ядром комети, то викинута речовина злетіла вузьким високим стовпом. Таке можливо лише при дуже пухкому й легкому ґрунті. Результати цього ефектного експерименту в космосі привели до появи нової моделі будови ядра комет. У минулому ядро вважали забрудненою сніжною кулею або засніженою кам'яною брилою, а тепер його розглядають як досить пухке тіло, трохи подовженої форми, що складається з пилу. Залишається незрозумілим, як у такій «пухнатій» субстанції можуть зберігатися кратери, пагорби й різкі уступи поверхні, які чітко видні на знімках ядра комети Темпеля-1, отриманих як із самої станції Deep Impact, так і з ударного апарата, що передав останні зображення незадовго до зіткнення. На цих докладних знімках видно, що поверхня не згладжена й не покрита пилом - вона має досить виразні, різкі форми рельєфу й виглядає приблизно так само, як поверхня Місяця, -- з безліччю кратерів і невеликих пагорбів.

1989 року Борис Чиріков ти Віталій Вечеславов проаналізували факти 46 візитів комети Галлея занотовані в історичніх джерелах а також змодельовані компютером. Дослідження виявило динаміку хаотичну та непередбачувану на далеку перспективу. Очікувалось, що тривалість життя комети сягне 10 мільйонів років. Проте, недавні дослідження припускають, що комета Галлея випарується чи розколеться навпіл на протязі наступних десяти тисяч років, або ж буде катапультована за межі Сонячної системи продовж кількох сотень тисяч років. Спостереження Х'юза вказує, що маса ядра комети зменшилась на 80-90% за останні 2000-3000 обертань.

До Ньютона і Галлея астрономи і фізики вважали комети одноразовими гостями Сонячної системи, які пролітають повз неї по незамкнутих параболічних орбітах. Галлей створив метод розрахунку кометних орбіт, який базувався на законі всесвітнього тяжіння І. Ньютона. Він звернув увагу на те, що характеристики яскравої комети, яку спостерігали 1682 р., є майже тими ж, що й у комети 1531 р., яку спостерігав Петер Апіан і комети 1607 р., яку спостерігав Йоганн Кеплер. Галлей прийшов до висновку, що яскраві комети 1531, 1607 і 1682 років -- це один і той же об'єкт з періодом обертання навколо Сонця приблизно 76 років і що комета має знов з'явитися на небі в 1758 р. Його передбачення було підтверджене -- комета спостерігалася в кінці 1758 р. - на початку 1759 р. Першим серед професійних астрономів знайшов її легендарний "ловець" комет француз Шарль Мессьє в Парижі 21 січня 1759 р. Але честь першого спостерігача повернення комети належить вихідцю з селян німецькому астроному-самоуку Йоганну Георгу Паличу -- він побачив комету ще 25 грудня 1758 р. в сузір'ї Риб. Комета Галлея -- перша комета розпізнана як періодична. Галлей також висунув ідею, що й інші комети повинні вертатися до Сонця.

3.4 Комета Донаті

Комета Донаті -- довгоперіодична комета, відкрита італійським астрономом Джованні Донаті 2 червня 1858 року. Після Великої Комети 1811 року, вона була найкрасивішою з комет, що з'явилися в XIX столітті. Вона була також першою сфотографованою кометою. Найближче до Землі підійшла 10 жовтня 1858 року. Повернення комети очікується в XXXIX столітті.

3.5 Комета Галлея

Комета Галлея (офіційна назва 1P/Halley) -- найбільш відома яскрава короткоперіодична комета, яка наближається до Землі кожні 75-76 років. Названа на честь англійського астронома Едмонда Галлея, який вирахував її орбіту. Багато довгоперіодичних комет можуть з'являтися більш яскравими і видовищними, але комета Галлея -- єдина короткоперіодична комета добре видима неозброєним оком, період обертання якої співмірний з тривалістю людського життя. З кометою пов'язані метеорні потоки Ета Аквариди і Оріоніди. Останній перигелій був в лютому 1986 року, наступний буде в середині 2061 року.

Обчислення орбіти і відкриття. До Ньютона і Галлея астрономи і фізики вважали комети одноразовими гостями Сонячної системи, які пролітають повз неї по незамкнутих параболічних орбітах. Галлей створив метод розрахунку кометних орбіт, який базувався на законі всесвітнього тяжіння І. Ньютона. Він звернув увагу на те, що характеристики яскравої комети, яку спостерігали 1682 р., є майже тими ж, що й у комети 1531 р., яку спостерігав Петер Апіан і комети 1607 р., яку спостерігав Йоганн Кеплер. Галлей прийшов до висновку, що яскраві комети 1531, 1607 і 1682 років -- це один і той же об'єкт з періодом обертання навколо Сонця приблизно 76 років і що комета має знов з'явитися на небі в 1758 р. Його передбачення було підтверджене -- комета спостерігалася в кінці 1758 р. - на початку 1759 р. Першим серед професійних астрономів знайшов її легендарний "ловець" комет француз Шарль Мессьє в Парижі 21 січня 1759 р. Але честь першого спостерігача повернення комети належить вихідцю з селян німецькому астроному-самоуку Йоганну Георгу Паличу -- він побачив комету ще 25 грудня 1758 р. в сузір'ї Риб. Комета Галлея -- перша комета розпізнана як періодична. Галлей також висунув ідею, що й інші комети повинні вертатися до Сонця.

Орбіта та її походження. Орбіта комети Галлея -- витягнутий еліпс з Сонцем в одному з фокусів. Перигелій комети -- 0,587 а.о. (між орбітами Меркурія і Венери), афелій -- понад 35 а.о. (приблизно відстань від Сонця до Плутона). Орбіта комети сильно нахилена до площини екліптики -- на 162,5° (це означає, що комета рухається в напрямі, протилежному руху планет Сонячної системи). Ексцентриситет орбіти дорівнює 0,967275. Комета Галлея обертається навколо Сонця з періодом приблизно 76 років

Там де коло Орбіти трьох періодичних комет: Галлея, Бореллі і Ікея-Чжан лежать в інших площинах, ніж орбіти планет Сонячної системи. Орбіта комети Галлея зліва.

3.6 Комети і планети

Маси комет приблизно в мільярд разів менше маси Землі (5,9737?1024 кг), щільність речовини хвостів комет наближається до нуля. Хвости «небесних гостей» майже не впливають на планети Сонячної системи. У травні 1910 Земля проходила крізь хвіст комети Галлея, ніяких пов'язаних з цім змін на планеті та в русі планети не відмічено.

Зіткнення великої комети з планетою призводить до великомасштабних наслідків в атмосфері, магнітосфері, кліматі останньої. Гарним і досить якісно дослідженим прикладом такого зіткнення було зіткнення уламків комети Шумейкер-Леві 9 з Юпітером в липні 1994 року. Ця комета підійшла занадто близько до Юпітера й була попросту розірвана його гравітаційним полем на 23 фрагмента розміром до 2 км. Ці уламки, розтягнувшись в одну лінію 1,1 млн км (це втроє більше, ніж від Землі до Місяця), продовжували свій політ назустріч Юпітерові, поки не зіштовхнулися з ним. Цілий тиждень, з 16 по 22 липня 1994 року, тривав кометопад. Один за одним відбувалися гігантські спалахи, коли черговий уламок комети входив в атмосферу Юпітера з гігантською швидкістю 64 км/с (230 тисяч км/год). У процесі падіння порушення в структурі радіаційних поясів навколо планети досягли такого ступеня, що над Юпітером з'явилося дуже інтенсивне полярне сяйво.

Найбільш цікавим дослідженням обіцяє стати місія Європейського космічного агентства до комети Чурюмова-Герасименко (яка була відкрита в 1969 році співробітником Київського університету Климом Івановичом Чурюмовим та аспіранткою Світланою Іванівною Герасименко). Цей новий етап у вивченні комет почався в 2004 році запуском автоматичної станції Rosetta. Планується, що станція Rosetta уперше стане штучним супутником комети і буде приблизно два роки рухатися разом з нею, фіксуючи відомості про те, як у міру наближення до Сонця нагрівається поверхня кометного ядра, викидаючи речовину, з якого виникне й виросте газово-пиловий хвіст.

Станція підійде до комети у 2014 далеко від Сонця -- у холодній області, де в комети ще немає хвоста. Потім відбудеться сама незвичайна подія у всьому польоті: від станції відділиться невеликий посадковий модуль Philae і вперше здійснить посадку на кометне ядро. Процес посадки на комету буде схожим на стикування космічних апаратів, а не на приземлення. Швидкість посадкового модуля зменшиться до 0,7 м/с (2,5 км/год), що менше швидкості пішохода. Адже сила тяжіння на кометному ядрі, діаметр якого дорівнює 5 км, зовсім невелика, і апарат може просто відскочити від поверхні назад у космос, якщо буде рухатися занадто швидко. Після зіткнення з кометою посадковий модуль повинен прикріпитися «сухопутним якорем», що нагадує гарпун. Надалі «якір» удержить його на кометі, коли той почне буріння її поверхні мініатюрною буровою установкою. Отриманий зразок речовини буде проаналізований міні-лабораторією, що перебуває усередині Philae. Відеокамера, установлена зовні, покаже ландшафт кометного ядра й те, що відбувається на ньому при викидах газових струменів з надр. Настільки докладна інформація надійде вперше й дасть пояснення тому, як улаштовано й із чого складається кометне ядро.



4. Болід

Болід (фр. bolide , від грец. вплЯт, вплЯдпт -- метальний спис) -- великий вогняно-яскравий метеор. Болідом називається досить рідкісне явище -- летюча по небу вогненна куля. Це явище спричиняється вторгненням у щільні шари атмосфери великих твердих частинок, які називаються метеоритними тілами. Рухаючись в атмосфері, частинка нагрівається внаслідок гальмування, і навколо неї утворюється обширна світна оболонка з розжарених газів. Боліди часто мають помітний кутовий діаметр, і їх видно навіть удень. Політ боліда нерідко супроводиться звуками, що нагадують грім. Від сильного опору повітря метеорне тіло нерідко розколюється і з гуркотом падає на Землю у вигляді осколків. Рештки метеорних тіл, що впали на Землю, називають метеоритами.

В боліді розрізняють ядро, голову, хвіст і слід (прямий або зігнутий), що залишається після його польоту.

Метеорне тіло невеликих розмірів іноді повністю випаровується в атмосфері Землі. Здебільшого його маса за час польоту дуже зменшується й до Землі долітають тільки рештки, які звичайно встигають охолонути, коли космічну швидкість погасив опір повітря. Іноді випадає навіть метеоритний дощ. Під час польоту метеорити обплавляються й покриваються чорною кірочкою. Один такий «чорний камінь» у Мецці вмурований у стіну храму і є предметом релігійного поклоніння.

Відомо три види метеоритів: кам'яні, залізні (мал. 59) та залізо-кам'яні. Іноді метеорити знаходять через багато років після їхнього падіння. Особливо багато знайдено залізних метеоритів. В СРСР метеорит є власністю держави й підлягає здаванню у наукові заклади для вивчення. За вмістом радіоактивних елементів і свинцю визначають вік метеоритів. Він різний, а найстаріші метеорити мають вік 4,5 млрд. років.



Деякі дуже великі метеорити при великій швидкості падіння вибухають і утворюють метеоритні кратери, які нагадують місячні. Найбільший з виявлених кратерів знаходиться в Арізоні в США (мал. 60). Його діаметр 1200 м і глибина 200 м. Цей кратер виник, очевидно, близько 5000 років тому. Знайдено сліди ще більших і давніших метеоритних кратерів. Усі метеорити -- це члени Сонячної системи.

Оскільки відкрито чимало невеликих астероїдів, які перетинають орбіту Марса, можна гадати, що метеорити -- це осколки астероїдів з орбітами, які перетинають орбіту Землі. Структура деяких метеоритів свідчить про те, що на них впливали високі температури й тиски, отже, метеорити могли існувати в надрах зруйнованої планети або великого астероїда.

У складі метеоритів виявлено значно менше мінералів, ніж у земних гірських породах. Це свідчить про примітивний характер метеоритної речовини. Однак багато мінералів, що входять до складу метеоритів, не зустрічаються на Землі. Наприклад, більшість кам'яних метеоритів містить округлі зерна -- хондри, хімічний склад яких майже такий самий, як у Сонця. Ця найдавніша речовина дає відомості про початковий етап формування планет Сонячної.



5. Метеори і метеорні потоки

Давно помічено, що ядра періодичних комет виснажуються, з кожним обертом вони світяться дедалі слабше. Не раз спостерігався поділ кометних ядер на частини. Це руйнування спричиняли або сонячні припливи, або зіткнення з метеоритними тілами. Комету, відкриту чеським ученим Біелою ще в 1772 р., спостерігали під час повторних повернень із семирічним періодом. У 1846 р. її ядро розпалося, і вона перетворилася у дві слабкі комети, яких після 1852 р. не вдалося побачити. Коли в 1872 р., за розрахунками, зниклі комети повинні були пройти поблизу Землі, спостерігався дощ «падаючих зір». З тих пір 27 листопада це явище повторюється щороку, хоч і менш ефектно. Дрібні тверді частинки ядра колишньої комети Біели, яке розпалося, розсіялись уздовж її орбіти (мал. 64), і, коли Земля перетинає їх потік, вони влітають в її атмосферу. Ці частинки спричиняють в атмосфері явище метеорів і повністю руйнуються, не долітаючи до Землі. Відомий ряд інших метеорних потоків, ширина яких незмірне більи_а за розмір ядер комет, що їх породили.

З кометою Галлея пов'язані два метеорні потоки, один з яких спостерігається у травні, другий -- у листопаді.

Фотографуючи шлях одного й того самого метеора на зоряному небі, як він проектується для спостерігачів, і до перебувають на відстані 20--ЗО км один від одного, визначають висоту, на якій з'явився метеор. Найчастіше метеорні тіла починають світитися на висоті 100--120 км і повністю випаровуються вже на висоті 80 км. У їхніх спектрах видно яскраві лінії заліза,кальцію, кремнію тощо. Вивчення спектрів метеорів дає змогу встановити хімічний склад твердих частинок, що покинули ядро комети. Фотографуючи політ метеора камерою, об'єктив якої перекривається обертовим затвором, дістають переривчастий слід, за яким можна оцінити гальмування метеора повітрям.

За розрахунками, маса метеорних тіл -- порядку міліграмів, а розмір -- частки міліметрів. Очевидно, метеорні тіла -- це пористі частинки, заповнені кометним льодом, що випаровується першим.

Вдається визначити швидкість метеорів. Метеорні тіла, які наздоганяють Землю, влітають у її атмосферу зі швидкістю, не меншою за 11 км/с, а ті що летять назустріч Землі, мають швидкість близько 60-- 70 км/с.

Поміркуйте, чому мінімальна і максимальна швидкості зустрічі метеорних тіл із Землею мають саме такі значення.

Розжарені гази, які залишає метеорне тіло, утворюють світний слід. Метеорна частинка на своєму шляху іонізує повітря. Слід з іонізованого повітря відбиває радіохвилі. Це дало змогу застосовувати для вивчення метеорів радіолокатор.

Інколи здається, що метеори вилітають з якогось простору на небі, який називається радіантом метеорного потоку (мал. 65). Це ефект перспективи. Якщо продовжити шляхи метеорів, що летять у паралельних напрямах, то здаватиметься, ніби вони сходяться вдалині, як рейки залізниці. Радіант знаходиться на небі в тому напрямі, звідки летять дані метеорні тіла. Кожний радіант займає певне положення серед сузір'їв і бере участь у добовому обертанні неба. Положення радіанта визначає назву метеорного потоку. Наприклад, метеори, які спостерігаються 10--12 серпня і радіант яких знаходиться в сузір'ї Персея, називаються персеїдами.

Размещено на Allbest