Малки небесни тела накратко. Размери и състав на астероидите. Опасност за Земята и хората

ПЛАН

въведение

1. Астероиди

2. Метеорити

3. Малки фрагменти

5. Търсете планети в Слънчевата система

литература

въведение

В Слънчевата система в допълнение към големите планети и техните сателити се движат много т.нар. Малки организми: астероиди, комети и метеорити. Малките тела на Слънчевата система се измерват от стотици микрони до стотици километри.

Астероиди. От гледна точка на физиката, астероидите или, както се наричат ​​и малките планети, са плътни и здрави тела. Според техния състав и свойства те могат да бъдат разделени на три групи: камък, желязо и желязо. Астероидът е студено тяло. Но той, например Луната, отразява слънчевата светлина и затова можем да я наблюдаваме под формата на звезда. Оттук и името "астероид", което на гръцки означава звезда. Тъй като астероидите се движат около Слънцето, позицията им по отношение на звездите постоянно и сравнително бързо се променя. На този първоначален знак наблюдателите откриват астероиди.

Кометите или "звездите на опашка" са известни от незапомнени времена. Кометата е сложен физически феномен, който може да бъде описан накратко чрез няколко концепции. Ядрото на кометата е смес или, както се казва, конгломерат от прахови частици, воден лед и замръзнали газове. Съотношението на прах към газ в кометни ядра е около 1: 3. Размерите на кометни ядра, според учените, са в диапазона от 1 до 100 км. Разглежда се възможността за съществуване на по-малки и по-големи ядра. Известните комети с къси периоди имат ядра с размери от 2 до 10 км. Размерът на ядрото на най-ярката комета Haley-Bopp, който бе наблюдаван с невъоръжено око през 1996 г., се оценява на 40 километра.

Метеороидът е малко тяло, обикалящо в орбита около слънцето. Метеоритът е метеороид, който е влязъл в атмосферата на планетата и се нагрява до блясък. И ако неговият остатък падне на повърхността на планетата, то се нарича метеорит. Метеоритът се смята за "паднал", ако има очевидци, които наблюдават своя полет в атмосферата; в противен случай се нарича "намерен".

Обмислете по-подробно посочените по-горе малки тела на слънчевата система.

1. астероиди

Тези космически тела се различават от планетите основно в техния размер. Така че най-голямата от малките планети Серес е на 995 км; след него (по размер): Паладин-560 км, Виса - 380 км, Психе - 240 км и т.н. За сравнение можем да отбележим, че най-малката от големите планети Меркурий има диаметър от 4878 км, т.е. 5 пъти по-голям от диаметъра на Ceres и техните маси се различават много стотици пъти.

Общият брой на малките планети, достъпни за наблюдение от съвременните телескопи, е определен на 40 хиляди, но тяхната обща маса е 1000 пъти по-малка от масата на Земята.

Движението на малки планети около Слънцето се проявява в елиптични орбити, но е по-удължено (средната ексцентричност на орбитите е 0.51) от тази на големите планети, а наклонът на орбиталните равнини към еклептиците е по-голям от този на големите планети (среден ъгъл 9.54) , Основната маса на планетите се върти около Слънцето между орбитите на Марс и Юпитер, формиращи така наречения астероиден пояс. Но има и малки планети, чиито орбити са разположени по-близо до Слънцето, отколкото орбитата на Меркурий. Най-отдалечените са зад Юпитер и дори зад Сатурн.

Космическите изследователи правят различни съображения относно причината за високата концентрация на астероиди в относително тясното пространство между орбитите на Марс и Юпитер. Една от най-честите хипотези за произхода на телата на астероидния пояс е идеята за унищожаването на митичната планета Фаетон. Само по себе си идеята за съществуването на планетата се подкрепя от много учени и дори изглежда е подкрепена от математически изчисления. Причината за унищожението на планетата обаче остава необяснима. Различни предположения са направени. Някои изследователи вярват, че унищожението на Фаетон се е случило в резултат на сблъсъка с някакво голямо тяло. За други причините за разпадането на планетата бяха експлозивни процеси в дълбините й. Понастоящем проблемът с произхода на телата на астероидния пояс е неразделна част от обширна програма за космическо проучване на международно и национално ниво.

Сред малките планети се отличава една особена група от тела, чиито орбити се пресичат с орбитата на Земята и следователно има потенциална възможност за сблъсък с нея. Планетите от тази група започват да се наричат ​​обект Аполон или просто Аполо (Уетериъл, 1979). За първи път съществуването на Аполо е станало известно от 30-те години на този век. През 1932 г. е открит астероид. Той беше призован

Apollo 1932 HA. Но той не се вълнува от голям интерес, въпреки че името му е станало домакинско име за всички астероиди, които пресичат орбитата на Земята.

През 1937 г. космическо тяло с диаметър от приблизително 1 км премина 800 000 км от Земята и два пъти разстоянието от Луната. Впоследствие се наричаше Хермес. Към днешна дата са идентифицирани 31 такива органа и всяка от тях е получила своето собствено име. Размерите на ширината им варират от 1 до 8 км, а наклонът на орбиталните равнини към еклиптиката варира от 1 до 68. Пет от тях се въртят в орбити между Земята и Марс, а останалите 26 - между Марс и Юпитер (Уетериъл, 1979). Смята се, че от 40 хиляди.Малки планети на астероидния пояс с диаметър повече от 1 километър могат да бъдат няколкостотин Аполо. Следователно сблъсъкът на такива небесни тела със Земята е много вероятно, но на много дълги интервали от време.

Може да се предположи, че след като в един век един от тези космически тела, може да премине близо до Земята на разстояние по-малко от от нас до Луната, както и времето за 250 хиляди. Години може да го сблъскват с нашата планета. Влиянието на такова тяло излъчва енергия, равна на 10 000. Водородните бомби, всеки с капацитет 10 Mt. В същото време трябва да се формира кратер с диаметър около 20 км. Но такива случаи са редки и неизвестни в човешката история. Хермес принадлежи към клас III астероиди и в края на краищата много такива тела и по-големи класове II и I. Въздействието на сблъсъка им със Земята, разбира се, ще бъде още по-значимо.

Когато, през 1781, Уран е била открита, нейната средна дистанция geliotsentrichekoe оказа съответното правило Х притежава - Боде, 1789 започна търсенето на планета, която, според това правило, трябва да е между орбитите на Марс и Юпитер, при средна дистанция а = 2, 8 au от слънцето. Но разпръснати проучвания на небето обаче не доведоха до успех и затова 21 Септември 1800 няколко немски астрономи, начело с К. Tsahom решиха да организират колективно приключение. Те разделят цялото търсене на зодиакални съзвездия в 24 обекта и ги разделят помежду си за задълбочени изследвания. Но те нямаха време да отидат на систематични претърсвания, както на 1 януари 1871 г. Италиански астроном J. Piatsa (1746-1826) открива телескоп STARLIKE възрази седми величина, се движи бавно съзвездието Телец. Изчислената К Ghaus (1777-1855) е обект орбита планетата съответното правило Х притежава-Боде: голяма полуос а = 2,77 о и ексцентрицитет e = 0,080. Новооткритата планета Pitsii нарича Ceres.

На 28 март 1802 г. германски лекар и астроном В. Олберс (1758-1840 г.) открива друга планета (8 м) близо до Серес, наречена Pallada (а = 2,77 AU, e = 0,235). На 2 септември 1804 г. е открита третата планета, Juno (а = 2,67 AU), а на 29 март 1807 - 4 Веста (а = 2,36 AU). Всички новооткрити планети имаха звезда като външен вид, без дискове, показващи техните малки геометрични размери. Следователно, тези небесни тела се наричат ​​малки планети или, по предложение на В. Хершел, астероиди (от гръцки "Asters" - звезда и "eidos").

До 1891 г. около 320 астероиди се откриват чрез визуални методи. В края на 1891 г. германският астроном М. Волф (1863-1932 г.) предложи фотографски метод за търсене: с 2-3 часа експозиция, изображенията на звездите върху фотографска плоча са пунктирани, а пътеката на движещ се астероид се получава като малка тире. Фотографските методи доведоха до рязко увеличаване на откриването на астероиди. Особено интензивни изследвания на малки планети се извършват сега в Института по теоретична астрономия (в Санкт Петербург) и в Кримската астрофизична обсерватория на Академията на науките в Русия.

Астероидите, чиито орбити са надеждно идентифицирани, получават име и пореден номер. Такива астероиди вече са известни над 3500, но в слънчевата система е много повече.

От посочения брой известни астероиди, астрономите на Кримската астрофизична обсерватория откриха около 550, увековечавайки имената на известни хора в техните имена.

Огромното мнозинство (до 98%) от познатите астероиди се движат между орбитите на Марс и Юпитер, на средни разстояния от Слънцето от 2,06 до 4,30 АЕ. (циркулационни периоди от 2,96 до 8,92 години). Има обаче астероиди с уникални орбити и на тях се дават мъжки имена, обикновено от гръцката митология.

Първите три от тези малки планети се движат извън астероидния пояс, а в перихелия Икар се приближава два пъти по-близо до Слънцето от Меркурий, а Хермес и Адонис се приближават до Венера. Те могат да стигнат до Землийн от 6 милиона до 23 милиона километра, а през 1937 г. Хермес минава близо до Земята дори на разстояние от 580 хиляди км, т.е. само един път и половина на луната. Хидальо в афелион излиза извън орбитата на Сатурн. Но Хидалго не е изключение. През последните години са открити около 10 астероида, чиито перихелиони са разположени в близост до орбитите на земните планети и афелион - близо до орбитите на Юпитер. Тези орбити са характерни за комети от семейство Юпитер и показват евентуален общ произход на астероиди и комети.

През 1977 г. е открит уникален астероид, който орбитира около Слънцето в орбита с полу-основната ос а = 13,70 AU. и ексцентриците е = 0,38, така че при перихелий (q = 8,49 AU) той влиза в орбитата на Сатурн, а в афелион (Q = 18,91 AU) се приближава до орбитата на Уран. Той се казва Хирон. Очевидно има и други подобни далечни астероиди, чието търсене продължава.

Блясъкът на повечето известни астероиди по време на опозицията е от 7 м до 16 м, но има и по-слаби обекти. Най-ярките (до 6 м) са Веста.

Широчината на астероидите се изчислява чрез тяхната яркост и отразяващо действие при визуални и инфрачервени лъчи. Оказа се, че няма толкова големи астероиди. Най-големи са Ceres (1000 км), Pallada (610 км), Vesta (540 км) и Gigia (450 км). Само 14 астероида имат ширина над 250 километра, а останалите са по-малки, до 0,7 километра. Тела с такива малки размери не могат да имат сфероидна форма и всички астероиди (с изключение на най-големите) са безформени блокове.

Масите на астероидите са изключително различни: най-големият, близо до 1,5 .   10 21 кг (т.е., 4 хиляди пъти по-малко от масата на земята), има Ceres. Общата маса на всички астероиди не надвишава 0,001 масата на Земята. Разбира се, всички тези небесни тела са лишени от атмосферата. При много астероиди аксиалното въртене е установено чрез редовна промяна в тяхната яркост.

По-специално, периодът на въртене на Ceres е 9.1 часа, а Pallas е 7.9 часа.

Икар се върти най-бързо, за 2 часа и 16 метра.

Проучването на отражението на много астероиди даде възможност да се комбинират в три основни групи: тъмни, светли и метални. Повърхността на тъмните астероиди отразява само до 5% от слънчевата светлина, попадаща върху нея, и се състои от вещества, подобни на черен базалт и въглеродни скали. Тези астероиди често се наричат ​​въглеродни. Леките астероиди отразяват от 10% до 25% от слънчевата светлина, което прави тяхната повърхност подобна на силиконовите съединения - това са каменни астероиди. Металните астероиди (тяхното абсолютно малцинство) също са леки, но в своите отразяващи свойства тяхната повърхност е подобна на никелово-железни сплави. Такова подразделение на астероидите се потвърждава от химическия състав на метеоритите, падащи на Земята. Незначителният брой изследвани астероиди не принадлежи към нито една от трите основни групи.

Значително е, че в спектрите на въглеродните астероиди е открита абсорбционната ивица на водата (l = 3 μm). По-специално, повърхността на астероида Ceres се състои от минерали, подобни на земните глини и съдържащи около 10% вода.

При малки размери и маси на астероиди, натискът в дълбочините им е малък: дори при най-големите астероиди, те не надвишават 7 10 5

8 10 5 GPa (700 - 800 атм) и не могат да причинят нагряване на студените им черва. Само повърхността на астероидите е много слабо загрята от Слънцето далеч от тях, но дори тази незначителна енергия се излъчва в междупланетното пространство. Температурата на повърхността на преобладаващото мнозинство от астероиди, изчислена от законите на физиката, се оказа близо до 150-170 К (-120 ... 100 ° С).

А само няколко астероида, които минават близо до слънцето, повърхността през тези периоди е много гореща. По този начин температурата на повърхността на Icarus се повишава до почти 1000 K (+ 730 ° C), а рязко намалява с разстоянието от Слънцето.

Орбитите на останалите астероиди са обект на значителни смущения от гравитационното въздействие на големи планети, главно на Юпитер. Особено силни смущения изпитват малките астероиди, което води до сблъсъци на тези тела и тяхното раздробяване върху мистрия с различни размери, вариращи от стотици метри до праховите частици.

Понастоящем се изследва физическото естество на астероидите, защото може да се използва за проследяване на еволюцията (развитието) на материята, от която се е образувала слънчевата система.

2. метеорити

Различни метеороиди (космически фрагменти от големи астероиди и комети) се движат в почти земно пространство. Скоростта им варира от 11 до 72 км / сек. Често пъти пътя на тяхното движение се пресича с орбитата на Земята и те летят в атмосферата.

Метеорити - каменни или железни тела, падащи на Земята от междупланетното пространство. Падането на метеоритите на Земята е придружено от здрав, лек и механичен феномен. Ярка огнена топка наречена болид, придружена от опашка и летящи искри, мига по небето. След като колата изчезне, след няколко секунди се чуват удари, подобни на експлозии, наречени ударни вълни, които понякога предизвикват значително разтърсване на земята и сградите.

Феномените на инвазията на космическите тела в атмосферата имат три основни етапа:

1. Полет в рядка атмосфера (до надморска височина около 80 км), където взаимодействието на въздушните молекули е карпускулярно. Въздушните частици се сблъскват с тялото, се придържат към него или се отразяват и прехвърлят част от енергията си към него. Тялото се нагрява от непрекъснатото бомбардиране на въздушните молекули, но не изпитва значителна съпротива и скоростта му остава почти непроменена. На този етап, обаче, външната част на космическото тяло се нагрява до хиляда градуса и по-нагоре. Тук характерният параметър на проблема е съотношението на средната свободна пътека към размера на тялото L, което се нарича Knudsen число K n. При аеродинамиката е обичайно да се вземе под внимание молекулярният подход към съпротивлението на въздуха при K n\u003e 0.1.

2. Полет в атмосферата в режим на непрекъснато протичане на въздух около тялото, т.е. когато въздухът се счита за непрекъсната среда и ядреният молекулярен характер на неговия състав очевидно не се взема предвид. На този етап възниква ударна вълна на главата пред тялото, последвано от рязко повишаване на налягането и температурата. Самият орган се загрява чрез конвективен топлопренос, както и чрез радиационно отопление. Температурата може да достигне няколко десетки хиляди градуса и налягане до стотици атмосфери. При силно спиране има значително претоварване. Има деформации на телата, топене и изпарение на повърхността им, масово пренасяне от протичащия въздушен поток (аблация).

3. Когато се доближава до повърхността на Земята, плътността на въздуха се увеличава, устойчивостта на тялото се увеличава и практически спира на всяка височина или продължава по пътя си към директен сблъсък със Земята. В този случай често големи тела са разделени на няколко части, всеки от които попада отделно на Земята. При силно забавяне на космическата маса над Земята вълните, които я придружават, продължават своето движение на повърхността на Земята, отразяват от нея и предизвикват смущения в долните слоеве на атмосферата, както и в земната повърхност.

Процесът на падане на всеки метеороид е индивидуален. В кратка история няма никаква възможност да опишем всички възможни характеристики на този процес.

Има значително повече "намерени" метеорити от "падналите". Често те се срещат от туристи или фермери, работещи в тази област. Тъй като метеоритите имат тъмен цвят и лесно се отличават от снега, ледените полета на Антарктика, където вече са намерени хиляди метеорити, са доброто място, където да ги търсите. За първи път метеоритът в Антарктида е открит през 1969 г. от група японски геолози, които изучават ледниците. Намерени са 9 фрагмента, разположени наблизо, но са свързани с четири различни вида метеорити. Оказва се, че метеоритите, които падат на леда на различни места, се събират, където летят полета, движещи се със скорост от няколко метра годишно, спират, почивайки на планинските вериги. Вятърът разрушава и изсушава горните слоеве на лед (сухото сублимиране се получава - аблация), а метеоритите се концентрират върху повърхността на ледника. Такива ледки имат синкав цвят и лесно се отличават от въздуха, който учените използват при изучаване на места, обещаващи събирането на метеорити.

Важен спад на метеоритите се наблюдава през 1969 г. в Чихуахуа (Мексико). Първият от многото големи фрагменти е открит в близост до къща в село Pueblito de Allende и по традиция всички открити фрагменти от този метеорит се комбинират под името Allende. Падането на метеорита Allende съвпадна с началото на програмата на Луната Apollo и позволи на учените да разработят методи за анализ на извънземни проби. През последните години е установено, че някои метеорити, съдържащи бели отломки, вградени в по-тъмна скала, са лунни фрагменти.

Метеоритът Allende принадлежи към хондритите - важна подгрупа от каменни метеорити. Те се наричат ​​така, защото съдържат хондра (от гръцки. Чондрос, ядро) - най-старите сферични частици се кондензират в протопланетарна мъглявина и след това се включват в по-късните скали. Такива метеорити ни позволяват да оценим възрастта на слънчевата система и нейния първоначален състав. Калциевите и богатите на алуминий включвания на метеорита Allende, първият, който кондензира поради високата точка на кипене, са на възраст 4,559 ± 0,004 милиарда години, измерени чрез радиоактивно разпадане. Това е най-точната оценка на възрастта на слънчевата система. Освен това всички метеорити носят "исторически записи", причинени от продължителното влияние на галактическите космически лъчи, слънчевата радиация и слънчевия вятър върху тях. След като проучиха щетите, причинени от космическите лъчи, може да се каже колко дълго метеоритът е бил в орбита, преди да е бил под защитата на земната атмосфера.

Директната връзка между метеоритите и Слънцето се дължи на факта, че елементарният състав на най-старите метеорити - хондити - точно повтаря състава на слънчевата фотосфера. Единствените елементи, които се различават по съдържание, са летливи, като например водород и хелий, изпаряват се изобилно от метеоритите по време на охлаждането им, както и литий, частично "изгорени" на Слънцето при ядрени реакции. Термините "слънчев състав" и "хондритичен състав" се използват като еквивалентни в описанието на гореспоменатата "рецепта за слънчева материя". Каменните метеорити, чийто състав е различен от слънцето, наричани ахондрити.

3. Малки фрагменти.

Близкото слънчево пространство е изпълнено с малки частици, чиито източници са разпадащите се комети и сблъсъци от тела, главно в пояса на астероидите. Най-малките частици постепенно се приближават до Слънцето в резултат на ефекта Poynting-Robertson (това се крие във факта, че натискът на слънчева светлина върху движеща се частица не се насочва точно по линията на слънчевата частица и в резултат на отклонението на светлината се отклонява назад и по този начин възпрепятства движението на частицата). Падането на малки частици на Слънцето се компенсира от постоянното им възпроизвеждане, така че в еклиптичната равнина винаги има прах, който разпръсква лъчите на слънцето. В най-мрачните нощи е забележимо под формата на зодиакална светлина, простираща се в широка ивица покрай еклиптиката на запад след залез слънце и на изток преди нейното изкачване. В близост до Слънцето зодиакалната светлина се превръща в фалшива корона ( F   -corona, от false - false), която се вижда само при пълно затъмнение. С увеличаването на ъгловото разстояние от Слънцето, яркостта на зодиакалната светлина бързо намалява, но в противоположната точка на еклиптиката тя отново се увеличава, образувайки по-светъл ефект; Това се дължи на факта, че малки частици прах интензивно отразяват светлината назад.

От време на време метеоролите навлизат в земната атмосфера. Скоростта на тяхното движение е толкова висока (средно 40 км / сек), че почти всички от тях, с изключение на най-малките и най-големите, горят на надморска височина от около 110 км, оставяйки дългите сияещи опашки - метеори или падащи звезди. Много метеорити са свързани с орбитите на отделните комети, така че метеориите се наблюдават по-често, когато Земята в определено време на годината минава близо до такива орбити. Например, много метеори се наблюдават годишно около 12 август, когато Земята пресича потока на Персейд, свързан с частиците, изгубени от кометата 1862 III. Друг поток - Орионди - около 20 октомври е свързан с прах от кометата Халей.

Частиците с размери по-малки от 30 микрона могат да се забавят в атмосферата и да паднат на земята без изгаряне; такива микрометеорити се събират за лабораторни анализи. Ако частиците с размер няколко сантиметра или повече се състоят от достатъчно гъста субстанция, те също не горят напълно и падат на повърхността на Земята под формата на метеорити. Повече от 90% от тях са камък; само специалист може да ги отличи от земните скали. Останалите 10% от метеоритите от желязо (всъщност се състоят от сплав от желязо и никел).

Метеоритите се считат за фрагменти от астероиди. Желязните метеорити някога са били съставени от ядрата на тези тела, разрушени от сблъсъци. Някои от метеоритите, хлабави и нестабилни, може би идват от комети, но това е малко вероятно; Най-вероятно големи частици комети изгарят в атмосферата и остават само малки частици. Като се има предвид колко трудно е за кометите и астероидите да достигнат Земята, е ясно колко е полезно да се изследват метеоритите, които независимо са "пристигнали" на нашата планета от дълбините на Слънчевата система.

4. комети

Комети са най-ефективните небесни тела в Слънчевата система. Кометите са уникални космически айсберги, състоящи се от замръзнали газове, сложен химически състав, воден лед и огнеупорна минерална материя под формата на прах и по-големи фрагменти.

Въпреки че комети, като астероиди, се движат около Слънцето покрай конусовидни извивки, навън те са поразително различни от астероидите. Ако астероидите блестят с отразена слънчева светлина и от гледна точка на телескоп приличат на бавно движещи се слаби звезди, кометите интензивно разпръскват слънчевата светлина в някои части от спектъра, характерни за кометите, и затова много комети се виждат с просто око, въпреки че диаметрите на техните ядра рядко надвишават 1 - 5 км ,

Кометите интересуват много учени: астрономи, физици, химици, биолози, динамика на газа, историци и други. И това е естествено. В края на краищата, кометите подтикнаха учените, че слънчевият вятър духа в междупланетното пространство; Вероятно кометите са "виновниците" на живота на Земята, тъй като те биха могли да внесат сложни органични съединения в земната атмосфера. В допълнение, кометите изглежда да носят ценна информация за началните етапи на протопланетарния облак, от който се оформя и Слънцето и планетите.

Когато за пръв път срещате ярка комета, може да изглежда, че опашката е най-важната част от кометата. Но ако в етимологията на думата "комета" опашката е основната причина за такова име, то от физическа гледна точка опашката е вторична формация, разработена от много малкото ядро, най-важната част от кометата като физически обект. Ядрата на кометите са основната причина за останалата част от комплекса от кометни феномени, които все още не са достъпни за телескопичните наблюдения, тъй като те са забулени от светлинната материя, която ги заобикаля, непрекъснато изтичаща от ядрото. Чрез прилагане на големи увеличения може да се погледне в по-дълбоките слоеве на обвивката на газ-прах, които блестят около ядрото, но това, което остава, все още е много по-голямо от истинските размери на ядрото. Централната кондензация, която се вижда в дифузната атмосфера на кометата визуално и във фотографията, се нарича фотометрично ядро. Смята се, че сърцевината на самата комета е в центъра й, т.е. е центърът на масата на кометата.

Замърсената атмосфера около фотометричното ядро ​​и постепенно избледняване, обединявайки се с небето, се нарича кома. Кома заедно с ядрото съставляват главата на кометата. Далеч от Слънцето, главата изглежда симетрична, но приближавайки се към Слънцето, постепенно става овална, а главата още повече се удължава, а опашката се развива от противоположната страна на Слънцето.

Така че, ядрото е най-важната част от кометата. Въпреки това, все още няма единодушно мнение, че наистина е така. Още във времето на Бесел и Лаплас имаше представа за ядрото на кометата като твърдо тяло, състоящо се от лесно изпаряващи се вещества, като лед или сняг, които бързо навлизат в газовата фаза под действието на слънчевата топлина. Този леден класически модел на клетъчното ядро ​​е значително допълнен и развит напоследък. Най-призната сред изследователите на кометата е разработеният от Graduate модел на ядро ​​- конгломерат от огнеупорни каменисти частици и замразени летливи компоненти (CH4, CO2, H2O и др.). В такова ядро ​​ледените слоеве замръзнали газове се редуват с прахови слоеве. Тъй като слънцето се загрява, газове като изпаряване на "сухия лед" изригват навън, увличайки облаците от прах. Това позволява например да се обясни образуването на газови и прахови опашки в кометите, както и способността на малките кометни ядра да активират активно газ.

Главите на кометите, когато се движат комети на орбита, приемат различни форми. Далече от Слънцето, главите на кометите са кръгли, което се обяснява със слабия ефект на слънчевата радиация върху частиците на главата и нейните очертания се определят от изотропното разширяване на кометарен газ в междупланетното пространство. Това са безконечни комети, наподобяващи глобуларни звездни клъстери. Приближавайки се до слънцето, главата на кометата е под формата на парабола или контактна мрежа. Параболната форма на главата се обяснява с механизма "чешма". Образуването на верижна глава е свързано с плазмената природа на атмосферата на кометата и излагането на слънчевия вятър и на магнитното поле, пренасяно от нея.

Понякога главата на кометата е толкова малка, че опашката на кометата изглежда идва директно от ядрото. В допълнение към промяната на очертанията в главите на кометите се появяват и изчезват различни структурни образувания: качулки, черупки, лъчи, изливане от ядрото и т.н.

Големи комети с опашки, простиращи се далеч над небето, са наблюдавани от древни времена. След като се приеме, че кометите принадлежат към броя на атмосферните явления. Тази грешка е била опровергана от Брехе, който открил, че кометата от 1577 г. заемаше същата позиция сред звездите в наблюдения от различни точки и следователно беше по-далеч от нас, отколкото Луната.

Движението на кометите в небето първо е обяснено на Халей (1705), който откри, че техните орбити са близо до параболи. Той определи орбитите на 24 ярки комети и се оказа, че кометите са 1531 и 1682. имат много подобни орбити. Следователно, Халей заключава, че същата комета, която се движи около Слънцето по протежение на много удължена елипса с период от около 76 години. Халей прогнозира, че през 1758 г. тя отново ще се появи и през декември 1758 г. тя наистина е била открита. Самият Халей не живееше до този момент и не можеше да види как блестящо потвърди прогнозата си. Тази комета (една от най-ярките) е наречена кометата на Халей.

Кометите се обозначават с имената на лицата, които ги откриват. Освен това на новооткритата комета се дава предварително обозначение за годината на откриване с добавяне на писмо, показващо последователността на кометата, преминаваща през перихелия през дадена година.

Само една малка част от кометите, наблюдавани годишно, принадлежат към броя на периодичните, т.е. известни с предишните си изяви. Повечето комети се движат в много удължени елипси, почти параболи. Техните периоди на преобразуване не са точно известни, но има основание да се смята, че те достигат много милиони години. Такива комети се отстраняват от Слънцето на разстояния, сравними с тези междузвездни. Самолетите на техните почти параболични орбити не са концентрирани към равнината на еклиптиката и са случайно разпределени в пространството. Предната посока на движение е толкова разпространена, колкото и обратната.

Периодичните комети се движат в по-малко удължени елиптични орбити и имат напълно различни характеристики. От 40 комети, наблюдавани повече от веднъж, 35 имат орбити, наклонени по-малко от 45 ° към еклиптичната равнина. Само кометата Халей има орбита с наклон по-голям от 90 ° и следователно се движи в обратната посока. Сред кратките периоди (т.е. с периоди от 3-10 години) кометите "семейство Юпитер" се отличават с голяма група комети, чиито афелиони са на същото разстояние от Слънцето като орбитата на Юпитер. Предполага се, че "семейството на Юпитер" е създадено в резултат на залавянето на кометите от планетата, която преди това се движеше в по-дълги орбити. В зависимост от относителната позиция на Юпитер и кометата ексцентричността на кометата може да се увеличи или намали. В първия случай има увеличение в периода или дори прехода към хиперболична орбита и загубата на кометата от Слънчевата система, а във втория - спад в периода.

Орбитите на периодичните комети са обект на много забележими промени. Понякога кометата минава няколко пъти близо до Земята, а след това привличането на гигантските планети се хвърля в по-далечна орбита и става неразбираема. В други случаи, напротив, кометата, която никога преди не е била наблюдавана, става видима поради факта, че тя преминала близо до Юпитер или Сатурн и рязко промени орбитата. В допълнение към такива резки промени, известни само за ограничен брой обекти, орбитите на всички комети претърпяват постепенни промени.

Орбитните промени не са единствената възможна причина за изчезването на кометите. Със сигурност е установено, че кометите бързо се разрушават. Яркостта на късите комети отслабва с течение на времето, а в някои случаи процесът на унищожаване се наблюдава почти директно. Класически пример е кометата Биели. Открита е през 1772 г. и е наблюдавана през 1813, 1826 и 1832 г. През 1845 г. размерите на кометата се увеличават, а през януари 1846 г. Наблюдателите бяха изненадани да намерят две много близки комети вместо една. Относително се измерваха относителните движения на двете комети и се оказа, че кометата Били се е разцепила преди две години преди около година, но най-напред компонентите са проектирани една върху друга и раздялата не се забелязва веднага. Кометата Били бе наблюдавана още веднъж, като един компонент беше много по-слаб от другия и повече не можаха да бъдат намерени. Но метеорният душ се наблюдаваше многократно, орбитата на която съвпадна с орбитата на кометата Били.

При вземането на решение за произхода на кометите е невъзможно да се направи без да се знае химическият състав на веществото, от което се състои състава на ядрото. Изглежда, какво би могло да бъде по-лесно? Необходимо е да се снимат повече спектри на кометите, да се разчитат на тях - и химическият състав на кометни ядра веднага ще стане известен на нас. Положението обаче не е толкова просто, колкото изглежда на пръв поглед. Спектърът на фотометричното ядро ​​може просто да бъде отразен от слънчевия или емисионния молекулен спектър. Отразеният слънчев спектър е непрекъснат и не показва нищо за химическия състав на района, от който се отразява - ядрото или прашната атмосфера около сърцевината. Газовият спектър на емисиите носи информация за химическия състав на газовата атмосфера, обграждаща ядрото, и не ни разказва нищо за химичния състав на повърхностния слой на сърцевината, тъй като молекулите, излъчващи във видимата област, като С2, CN, СН, МН, са второстепенни, дъщерни молекули - "фрагменти" от по-сложни молекули или молекулни комплекси, които съставят ядрото на кометата. Тези сложни изходни молекули, изпаряващи се в перинуклеарно пространство, бързо се излагат на опустошенията на слънчевия вятър и фотони, или се разпадат или се разпадат на по-прости молекули, чиито емисионни спектри могат да бъдат наблюдавани от кометите. Самите родителски молекули дават непрекъснат спектър.

Първият, който наблюдава и описва спектъра на главата на кометата, е италианският Donati. На фона на слабия непрекъснат спектър на комета 1864 той видя три широки светлинни ленти: синьо, зелено и жълто. Както се оказа, това сливане принадлежеше на въглеродните молекули C2, които се оказаха в изобилие в кометерна атмосфера. Тези емисионни ленти на C2 молекули се наричат ​​Swan ленти, след името на учен, който изучава спектъра на въглерода. Първата сценична спектрограма на главата на Великата комета 1881 е получена от англичанина Хейгънс, който открил в спектъра излъчването на химически активен радикал cyanCN.

Настрана от слънцето, на разстояние 11 AU, приближаващата се комета прилича на малка мъглявина, понякога с признаци на зараждаща се опашка. Спектърът, получен от комета, разположена на такова разстояние и до разстояние от 3-4 AU, е непрекъснато, тъй като при такива големи разстояния, емисионният спектър не е възбуден поради слабата фотонна и корпускулна слънчева радиация.

Този спектър се образува в резултат на отразяването на слънчевата светлина от праховите частици или в резултат на дисперсията му върху полиатомични молекули или молекулни комплекси. На разстояние около 3 AU. от слънцето, т.е. когато ядрото на кометата прекоси астероидния пояс, първата радиочестотна лента на цианската молекула се появява в спектъра, който се наблюдава почти по цялата кометарна глава. На разстояние 2 AU излъчванията на триатомните молекули С3 и NH3 вече са възбудени, които се наблюдават в по-ограничена област на главата на кометана близо до ядрото, отколкото всички амплифициращи лъчения на КН. На разстояние 1,8 AU се появяват въглеродни емисии - лебедови ленти, които веднага стават забележими в главата на кометата: близо до ядрото и в границите на видимата глава.

Механизмът на емисия на кометни молекули се дешифрира още през 1911 година. К. Шваршилд и Е. Крон, които, изучавайки емисионните спектри на кометата на Халей (1910 г.), стигат до извода, че молекулите на атмосферата на кометата резонантно излъчват слънчева светлина. Тази луминесценция е подобна на резонансната луминесценция на натриевите изпарения в добре познатите експерименти на Ауд, които за пръв път забелязали, че когато са изложени на светлина с честота на жълт натриев дублет, самите натриеви изпарения започват да свети със същата честота с характерна жълта светлина. Това е механизмът на резонансната флуоресценция, който е често срещан случай на по-общ механизъм на луминисценция. Всеки знае сиянието на флуоресцентни лампи над витрините, флуоресцентни лампи и др. Подобен механизъм предизвиква светлинни газове в кометите.

За да се обясни излъчването на зелените и червените линии на кислорода (подобни линии се наблюдават в спектрите на алоровете), бяха включени различни механизми: въздействие на електрони, разединителна рекомбинация и фотодисциплина. Електронното въздействие обаче не е в състояние да обясни по-високата интензивност на зелената линия в някои комети в сравнение с червената. Следователно, по-предпочитано е механизмът на фотодисциплина, в полза на който се казва разпределението на яркостта в главата на кометата. Независимо от това, този въпрос все още не е напълно разрешен и продължава търсенето на истинския механизъм на блясъка на атомите в кометите. Тя е все още неразрешен проблем на родителски грижи, първични молекули, които съставят комета ядрото, и този въпрос е много важен, тъй като това е химията на ядрата определя необичайно висока активност на комети, способен изключително малко ядро ​​размер, за да се развие атмосфера и опашки на великана, надминавайки неговите размери всички известни тела в Слънчевата система.

5. Търсете планети в Слънчевата система.

Неведнъж са направени предложения за възможността за съществуването на планета, близка до Слънцето, отколкото на Меркурий. Льовелие (1811-1877), който прогнозира откриването на Нептун, разследвани аномалията в движението на перихелия на орбитата на Меркурий, и въз основа на който прогнозира наличието в рамките на своята орбита нов непозната планета. Скоро имаше съобщение за нейното наблюдение и планетата дори му дала име - Вулкан. Но откритието не бе потвърдено.

През 1977 г. американският астроном Коуел открил много слаб обект, наречен "десетата планета". Но за планетата обектът е твърде малък (около 200 км). Той е кръстен на Хирон и се приписва на астероиди, сред които и тогава бил най-отдалечен: афелионът на орбитата му е премахнат от 18,9 AU. и почти докосва орбитата на Уран, а перихелият лежи непосредствено зад орбитата на Сатурн на разстояние 8,5 AU. от слънцето. С орбитален наклон от само 7 градуса, той наистина може да се доближи до Сатурн и Уран. Изчисленията показват, че такава орбита е нестабилна: Хирон ще се сблъска с планетата или ще бъде изхвърлен от слънчевата система.

От време на време се публикуват теоретични прогнози за съществуването на големи планети извън орбитата на Плутон, но засега те не са потвърдени. Анализът на кометни орбити показва, че до разстояние 75 AU. няма планети по-големи от Земята извън Плутон. Възможно е обаче съществуването в тази област на голям брой малки планети, които не са лесни за откриване. Съществуването на този куп от занептонични тела е било подозирано от дълго време и дори е получило името си - пояс Куипер, след името на известния американски изследовател на планетите. Въпреки това едва наскоро беше възможно да се открият първите обекти в него. През 1992-1994 г. са открити 17 малки планети извън орбитата на Нептун. От тях 8 се движат на разстояния от 40-45 AU. от слънцето, т.е. дори и извън орбитата на Плутон.

Поради голямото разстояние блясъкът на тези обекти е изключително слаб; само най-големите телескопи на света са подходящи за тяхното търсене. Следователно, досега са сканирани систематично само около 3 квадратни градуса от небесната сфера, т.е. 0,01% от площта му. Затова се очаква десетки хиляди обекти, подобни на тези, открити, и милиони по-малки с диаметър 5-10 км да могат да съществуват извън орбитата на Нептун. Според изчисленията този клъстер от малки тела е стотици пъти по-масивен от пояса на астероида, разположен между Юпитер и Марс, но по-лошо в масата на огромния облачен облак на Оорт.

Обектите извън Нептун все още са трудно да се припишат на всяка класа от малки тела в Слънчевата система - до астероидите или до ядрените комети. Ново откритите тела имат размери от 100-200 км и по-скоро червена повърхност, което показва древния й състав и възможното наличие на органични съединения. Телата на "Куиперския пояс" наскоро бяха открити доста често (до края на 1999 г. те бяха открито около 200). Някои планетаристи вярват, че би било по-правилно да наречем Плутон не "най-малката планета", а "най-голямото тяло на ремъка на Куипер".

литература

1. V.A. Брашщайн "Планетите и тяхното наблюдение" Москва "Наука" 1979 година.

2. С. Доле "Планетите за хората" Москва "Наука" 1974 г.

3. К.I. Churyumov "Кометите и тяхното наблюдение" Москва "Наука" 1980 година.

4. E.L. Кринов "Железен дъжд" Москва "Наука" 1981.

5. К.А. Kulikov, N.S. Сидоренков "Планетата Земя" Москва "Наука"

6. В.А. Воронов - Веляминов "Есета за Вселената" Москва "Наука"

7. N.P. Ерпилеев "Енциклопедичен речник на младия астроном" Москва "Педагогика" 1986 година.

8. Е.П.Левски "Астрономия" Москва "Просвещение" 1994 г.

Външното пространство, което заобикаля нашата планета, се състои от огромно количество твърди тела с различни размери, започващи с малки прахови частици и завършващи с огромни блокове.

Концепцията за малките небесни тела, тяхната големина и класификация

Малките небесни тела на слънчевата система са тези космически образувания, които не са нито планети, нито планети джуджета, нито сателитите им. Тази категория включва метеороиди, повечето астероиди и комети, телата на колана.

В момента няма ясна дефиниция на границите на размера на малките тела.   Най-малките в диаметър са стотици микрони, най-впечатляващите са стотици километри.

Съществуват обаче характерни различия, поради които малките небесни тела се класифицират в отделни подвидове:

Най-известните "малки заселници" на Космос

Сред най-известните в науката за малките небесни тела са:

• Астероидният пояс   - около 98% от астероидите, които днес са известни, са разположени между две орбити - и. Отвъд орбитата на Нептун има и дискообразна област, наречена Куиперския пояс, повечето от които се състоят от лед. Астероидът Ida е специален: има яркосини участъци, покрити с миньори.
• Комета Халей   е една от най-ярките и кометата Хейл-Боп вече е възхвалявала най-забележимата от миналия век от категорията на дълъг период, чийто орбитален период надхвърля два века.
• Метеорит на Тунгуска,   чиято мистерия не могат да решат досега. Паднал в Източен Сибир, донесъл с него експлозивна светкавица с такава сила, че възникнало горски пожар, което доведе до опустошение на цяла територия.

Опасност за Земята и хората

Колкото по-големи са небесните тела, толкова по-малко вероятно са те да се срещнат с тях, така че за стотици и хиляди години Земята успешно може да избегне сблъсък с фатален изход. Историята на човечеството обаче си спомня много подобни случаи.

Пряка опасност е падането на метеоритите на Земята, сблъсъкът на нашата планета с астероиди и комети.

Но все пак, много често, ние говорим само за сближаването. Заплахата възниква само при пресичане на орбитата на Земята. С днешното ниво на технически прогрес в близкото пространство могат да бъдат идентифицирани почти всички големи астероиди. Кометите са по-трудни за откриване поради голямото им разстояние. В допълнение, външният им вид е доста непредсказуем. Най-опасният дълъг период, имащ висок процент на сблъсък. Само по-подробни астрономически проучвания ще позволят разработват надеждни методи за защита на планетата от космическа опасност.

Ако това съобщение дойде по-удобно за вас, Бада се радва да ви види