Elite-Home

Страница 2

║  На главную  ║ Назад   Астрономия ║  Страница    1      2    

Солнечная система

Астероиды, кометы и метеоры

 
Пользовательского поиска
 
Астероид - небольшое планетоподобное тело Солнечной системы (малая планета). Самый большой из них Церера, имеющий размеры 970х930 км. Астероиды по размерам сильно различаются, самые маленькие из них не отличаются от частиц пыли. Несколько тысяч астероидов известно под собственными именами. Полагают, что насчитывается до полумиллиона астероидов с диаметром более полутора километров. Однако общая масса всех астероидов меньше одной тысячной массы Земли.

   Большинство орбит астероидов сконцентрировано в поясе астероидов между орбитами Марса и Юпитера на расстояниях от 2,0 до 3,3 а.е. от Солнца. Имеются, однако, и астероиды, чьи орбиты лежат ближе к Солнцу, типа группы Амура, группы Аполлона и группы Атена. Кроме того, имеются и более далекие от Солнца, типа центавров. На орбите Юпитера находятся троянцы. Астероиды могут быть классифицированы по спектру отраженного солнечного света:
75% из них очень темные углистые астероиды типа С,
15% - сероватые кремнистые астероиды типа
S,
а оставшиеся 10% включают астероиды типа
U (металлические) и ряд других редких типов. Классы астероидов связаны с известными типами метеоритов. Самые темные астероиды отражают 3 - 4% падающего на них солнечного света, а самые яркие - до 40%.
   Многие астероиды регулярно меняют яркость при вращении. Вообще говоря, астероиды имеют неправильную форму. Самые маленькие астероиды вращаются наиболее быстро и очень сильно различаются по форме. Космический аппарат "Галилео" при полете к Юпитеру прошел мимо двух астероидов, Гаспра (29 октября 1991 г.) и Ида (28 августа 1993 г.). Полученные детальные изображения позволили увидеть их твердую поверхность, изъеденную многочисленными кратерами, а также то, что Ида имеет небольшой спутник.
     Астероиды, как полагают, являются остатками вещества, из которого сформировалась Солнечная система. Это предположение подкреплено тем, что преобладающий тип астероидов внутри пояса астероидов меняется с увеличением расстояния от Солнца. Столкновения астероидов, происходящие на больших скоростях, постепенно приводят к тому, что они разбиваются на мелкие части.
   Астероиды так малы, что сила тяжести на них ничтожна. Она не в состоянии придать им форму шара, какую придает планетам и их большим спутникам, сминая и утрамбовывая их вещество.
    Астероиды - насквозь холодные, безжизненные тела. В далеком пршлом их недра могли быть теплыми и даже горячими за счет радиоактивных или каких-то иных источников тепла.

  Информация о некоторых астероидах.

N

Астероид
Название
Рус./Лат.

Диаметр
(км)

Масса
(1015кг)

Период
вращения
(час)

Орбиталь.
период
(лет)

Спектр.
класс

Большая
п/ось орб.
(а.е.)

Эксцентриситет
орбиты

1

Церера/
Ceres

960 х 932

87000

9,1

4,6

С

2,766

0,078

2

Паллада/
Pallas

570 х 525х 482

318000

7,8

4,6

U

2,776

0,231

3

Юнона/
Juno

240

20000

7,2

4,4

S

2,669

0,258

4

Веста/
Vesta

530

300000

5,3

3,6

U

2,361

0,090

8

Флора/
Flora

141

 

13,6

3,3

S

2,201

0,141

243

Ида/ Ida

58 х 23

100

4,6

4,8

S

2,861

0,045

253

Матильда/
Mathilde

66 х 48 х 46

103

417,7

4,3

C

2,646

0,266

433

Эрос/Eros

33 х 13 х 13

7

5,3

1,7

S

1,458

0,223

951

Гаспра/
Gaspra

19 х 12 х 11

10

7,0

3,3

S

2,209

0,174

1566

Икарус/
Icarus

1,4

0,001

2,3

1,1

U

1,078

0,827

1620

Географ/
Geographos

2,0

0,004

5,2

1,4

S

1,

246

0,335

1862

Аполлон/
Apollo

1,6

0,002

3,1

1,8

S

1,471

0,560

2060

Хирон/
Chiron

180

4000

5,9

50,7

B

13,633

0,380

4179

Тоутатис/
Toutatis

4,6 х 2,4х 1,9

0,05

130

1,1

S

2,512

0,634

4769

Касталия/
Castalia

1,8 х 0,8

0,0005

 

0,4

 

1,063

0,483

     За орбитой Юпитера также существуют астероидоподобные тела. Более того, по последним данным оказалось, что таких тел очень много на периферии Солнечной системы. Впервые предположение об этом было высказано американским астрономом Джерардом Койпером еще в 1951 г. Он сформулировал гипотезу о том, что за орбитой Нептуна, на расстояниях около 30-50 а.е. может быть целый пояс тел, который служит источником короткопериодических комет. И действительно, с начала 90-х годов (с введением в действие самых крупных телескопов с диаметром до 10 м на Гавайских островах ) за орбитой Нептуна было обнаружено более сотни астероидоподобных объектов с диаметрами примерно от 100 до 800 км. Совокупность этих тел была названа "поясом Койпера", хотя их пока и недостаточно для "полноценного" пояса. Тем не менее, по некоторым оценкам количество тел в нем может быть не меньше (если не больше), чем в главном поясе астероидов.

Подробнее >>>>

 Изображение Кометы Хейла-Боппа

Кометы- тела Солнечной системы, имеющие вид туманных объектов, обычно со светлым сгустком-ядром в центре и хвостом. Вдали от Солнца у комет нет никаких атмосфер и они ничем не отличаются от обычных астероидов. При сближении с Солнцем на расстояния примерно 11 а.е. у них сначала появляется газовая оболочка неправильной формы (кома). Кома вместе с ядром (телом) называется головой кометы. В телескоп такая комета наблюдается как туманное пятнышко и ее можно отличить по виду от какого-нибудь удаленного звездного скопления только по заметному собственному движению. Затем, на расстояниях 3-4 а.е. от Солнца у кометы, под действием солнечного ветра, начинает развиваться хвост, который становится хорошо заметным на расстоянии менее 2 а.е. Ученые пришли к выводу, что молекулы кометных атмосфер резонансно переизлучают солнечный свет. Свечения газов в кометах возникают при взаимодействии комет с солнечным ветром - потоком заряженных частиц (в основном протонов и электронов), вытекающим из Солнца со скоростью 350-400 км/с, а также с силовыми  линиями межпланетного электромагнитного поля.
    Хвосты могут иметь разную форму, которая зависит от природы частиц, его составляющих: на частицы действует сила гравитационного притяжения, зависящая от массы частицы, и сила давления света, зависящая от площади поперечного сечения частиц. Маленькие частицы будут легче уноситься светом прочь от Солнца, а большие будут охотнее к нему притягиваться. Соотношение двух сил и определяет степень изогнутости кометного хвоста. Газовые хвосты будут направлены прочь от Солнца, а корпускулярные, пылевые, будут отклоняться от этого направления. У кометы может быть даже несколько хвостов, состоящих из частиц разного рода. Бывают и совсем аномальные случаи, когда хвост вообще направлен не
  от Солнца, а прямо к нему. Видимо, такие хвосты состоят из довольно тяжелых и  больших пылевых частиц. Плотность кометного хвоста, простирающимся иногда на десятки и даже сотни миллионов километров,  ничтожна, так как состоит он только из разреженного светящегося газа и пыли. При  сближении кометы с Солнцем  хвост может разделиться, приобретая сложную структуру. Голова же кометы увеличивается до максимального размера на расстояниях 1,6-0,9 а.е., а затем уменьшается. Практически вся масса вещества кометы заключена в ее ядре. Массы ядер комет, вероятно, находятся в пределах от нескольких тонн (мини-кометы) до 1011-1012 т.
    Подробная модель кометных ядер была предложена Ф. Уипплом в 1950-м году и
  усовершенствована П. Свингсом и А. Дельземом в 1952-м.. Согласно этой модели ядро кометы представляет собой очень рыхлое образование, типа гигантского снежного кома из  комков гидратов льдов разного состава (воды, аммиака, метана и углекислого газа) смерзшегося с пылью и отдельными фрагментами горных пород.  В каждый из гидратов наряду с "родительской" молекулой данного вещества входят и несколько молекул воды, число которых определяется свойствами "родительской" молекулы. Возрастание блеска кометы объясняется ее нагреванием при сближении с Солнцем и потерей массы ее ядром вследствие испарения (точнее сублимации, то есть переходом вещества из твердой фазы сразу в парообразную, минуя жидкую). Если у новых или "молодых" комет, которые совершили всего одно или несколько прохождений через перигелий этот процесс идет очень интенсивно, так как они состоят из реликтовых (неизмененных) льдов, то у "старых" комет при возвращениях к Солнцу испарение вещества все больше замедляется по причине накопления на поверхности их ядер тугоплавких частичек (пыли и более крупных силикатных фрагментов) и образования защитной корки, которая предохраняет оставшийся под ней лед от дальнейшего испарения.  После многократных прохождений вблизи Солнца "новая" комета стареет, то есть ее ядро уменьшается в размерах за счет потери большей части летучих соединений и покрывается коркой из нелетучих соединений. В поверхностной теплоизолирующей корке имеются дыры, трещины или другие обнажения подкоркового вещества с высоким содержание летучих соединений, из которых происходит интенсивная сублимация этих веществ, вплоть до истечения газовых струй, способных вызывать реактивные ускорения кометного ядра.
     Кометы делят на два основных класса в зависимости от периода их обращения вокруг Солнца. Короткопериодическими называют кометы с периодами обращения менее 200 лет, а долгопериодическими - с периодами более 200 лет.   Из всех известных короткопериодических комет самый маленький период обращения вокруг Солнца у кометы Энке, входящей в семейство Юпитера, - 3,3 земных года. Эта комета наблюдалась максимальное количество раз при сближениях с Солнцем: 57 раз в течение примерно 190 лет. Но все же наиболее известной в истории человечества является комета Галлея, входящая в семейство Нептуна. Имеются записи о ее наблюдениях начиная с 467 г. до н. э. За это время она проходила вблизи Солнца 32 раза, учитывая, что период ее обращения вокруг Солнца равен 76,08 годам.
    В марте 1986 г космические аппараты "ВЕГА-1 и -2" (СССР)
  и аппарат "Джотто" (Европейское космическое агентство), сблизились с кометой Галлея. В тот момент масса ядра кометы была близка к 6х1011 т. Тогда были получены и другие чрезвычайно интересные результаты. Было обнаружено, что ядро кометы Галлея представляет собой ледяную глыбу, напоминающую по форме стоптанный башмак  Размер этого тела вдоль большой оси был равен примерно 14 км, а вдоль двух малых осей - примерно по 7,5 км. Ядро кометы вращается вокруг малой оси, проходящей через "каблук", с периодом равным 53 ч. Температура поверхности кометы на ее расстоянии 0,8 а.е. от Солнца была примерно равна 360 К или 87° по Цельсию. Поверхность ядра кометы оказалась очень темной и отражает только 4% падающего на него света. Скорее всего, ледяное тело кометы покрыто теплоизолирующим слоем из тугоплавких частиц (металлов, серы, кремния, их окислов и других соединений) о существовании которого предполагал Уиппл в своей модели. Там где лед тает, струи водяного пара, углекислого и других газов вместе с пылью вырываются из-под корки. Было подсчитано, что в момент прохождения перигелия комета за каждую секунду теряет около 45 т газообразных соединений и 5-8 т пыли. По оценкам запасов летучего вещества комете Галлея должно хватить на сотню тысяч лет. За это время она может еще совершить около 1300 оборотов вокруг Солнца, а затем, вероятно, пополнит число вымерших комет. Это бывшие ядра комет, которые уже не проявляют никаких признаков кометной активности и по наблюдаемым характеристикам ничем не отличаются от астероидов. В конце концов, кометы разрушаются, некоторые из них порождают рой метеорных тел - ледяных и пылевых частиц, вращающихся по прежней орбите, и называемые метеорными потоками. В частности, считается, что "матерью" самого известного потока Персеид является комета Свифта-Туттля. Другой нашумевший в 1999-м и 1998-м годах - поток Леонид - порожден кометой Темпеля-Туттля.

Дракониды – осенний метеорный поток  6.10.2005 22:16

Межпланетные объекты, размер которых не превышает нескольких сотен метров, принято называть метеорными телами, или метеороидами. Влетая с космической скоростью в атмосферу планеты, они из-за столкновения с молекулами газа сильно нагреваются, дробятся, плавятся, испаряются и оставляют за собой в полете светящийся секунду-другую след. Это атмосферное явление называют метеором. Обычно метеоры замечают на фоне ясного ночного неба, поэтому в народе их называют "падающими звездами". Видимую яркость метеоров выражают так же, как яркость других небесных объектов - в звездных величинах, основываясь на субъективном впечатлении, которое метеор оставляет у наблюдателя.
    Если яркость метеора превосходит -4m (т.е. яркость Венеры), то его называют болидом. Наиболее яркие болиды видны даже днем; их полет иногда сопровождается яркими вспышками, дымным следом, а порой и мощными звуками. При яркости более -6m на поверхность Земли обычно выпадает твердый остаток - метеорит. Наиболее вероятными кандидатами на выпадение метеорита являются медленные болиды, не демонстрирующие в конце траектории резкой вспышки, означающей разрушение.
    Иногда можно наблюдать метеорный дождь - захватывающее зрелище почти одновременного массового входа в атмосферу метеороидов, движущихся по параллельным траекториям. В отличие от метеорного дождя, метеорным потоком называют множественное появление метеоров примерно в одной и той же области неба в течение более значительного промежутка времени, например, в течение нескольких ночей. Если видимые пути этих метеоров продолжить назад, то они пересекутся вблизи одной точки неба, называемой радиантом метеорного потока.
    К числу самых крупных, наблюдавшихся при падении метеоритов, относится Сихоте-Алиньский. Он упал 12 февраля 1947 г. на Дальнем Востоке в окрестностях хребта Сихоте-Алинь. Вызванный им ослепительный болид наблюдали в дневное время (около 11 ч утра) в Хабаровске и других местах в радиусе 400 км. После исчезновения болида раздавались грохот и гул, происходили сотрясения воздуха, а оставшийся пылевой след медленно рассеивался около двух часов.
   При входе метеороида в земную атмосферу происходит много интересных явлений, о которых мы только упомянем. Вначале тело вступает во взаимодействие с очень разреженной верхней атмосферой, где расстояния между молекулами газа больше размера метеороида. Если тело массивное, то это никак не влияет на его состояние и движение. Но если масса тела ненамного превышает массу молекулы, то оно может полностью затормозиться уже в верхних слоях атмосферы и будет медленно оседать к земной поверхности под действием силы тяжести. Оказывается, таким путем, то есть в виде пыли, на Землю попадает основная доля твердого космического вещества. Подсчитано, что ежедневно на Землю поступает порядка 100 т внеземного вещества, но только 1% этой массы представлен крупными телами, имеющими возможность долететь до поверхности.
    Заметное торможение крупных объектов начинается в плотных слоях атмосферы, на высотах менее 100 км. Перед метеороидом образуется ударная волна в виде сильно сжатого и разогретого атмосферного газа. Взаимодействуя с ней, поверхность тела нагревается до плавления и даже испарения. Набегающие газовые струи разбрызгивают и уносят с поверхности расплавленный, а иногда и твердый раздробленный материал. Этот процесс называют абляцией. Раскаленные газы за фронтом ударной волны, а также капельки и частички вещества, уносимые с поверхности тела, светятся и создают явление метеора или болида. При большой массе тела явление болида сопровождается не только ярким свечением, но порой и звуковыми эффектами: громким хлопком, как от сверхзвукового самолета, раскатами грома, шипением, и т. п. Если масса тела не слишком велика, а его скорость находится в диапазоне от 11 км/с до 22 км/с, то оно успевает затормозиться в атмосфере. После этого метеороид движется с такой скоростью, при которой абляция уже не эффективна, и он может в неизменном виде долететь до земной поверхности.
    При очень большой массе (более 100 т) метеороид не успевает ни сгореть, ни сильно затормозиться; он ударяется о поверхность с космической скоростью. Происходит взрыв, вызванный переходом большой кинетической энергии тела в тепловую, и на земной поверхности образуется взрывной кратер. В результате значительная часть метеорита и окружающие породы плавятся и испаряются.

 

║  На главную  ║ Назад   Астрономия ║  Страница    1      2    

Рейтинг@Mail.ru