Помощь по Теле2, тарифы, вопросы

Порой, изучая ночное небо, наталкиваешься на объекты, выходящие за рамки определений планеты или звезды, здесь-то и потребуются точные знания о тех или иных космических телах. Казалось бы, известные термины и , которые часто употребляются на ТВ или в сети, до сих пор могут вызывать недопонимания. Далее рассмотрим подробнее определение этих космических тел и разберемся, чем же астероиды отличаются от комет.

По определению, комета представляет собой небольшое тело, которое обращается по вытянутой орбите вокруг . Само же слово «комета» происходит от древнегреческого «komḗtēs», что переводится как «косматый», «волосатый». Этот объект недаром получил такое прозвище – наблюдатель может заметить длинный светящийся хвост кометы даже невооруженным глазом. Причиной тому служит растаявшее вещество кометы, которое остается в виде пыли и газа позади.

Так из чего же состоят кометы? Наблюдения наталкивают на мысли о том, что комета в большей степени состоит из слоев замороженных газов, вроде метана, воды, азота или углекислого газа, с элементами тугоплавких каменистых частиц – пыли. Скорее всего, такие тела образовались во время формирования самой , когда небольшие твердые тела (в будущем – ядра комет) притягивали к себе окружающий газ, который с вкраплениями намерзал на них верхним слоем. Согласно одной из наиболее весомых гипотез – это происходило в области образования газовых гигантов. Чтобы лучше представить этот объект – потребуется несколько углубиться в его недра и разобрать структуру.

Структура кометы

Начать лучше всего с самого главного, а именно – с ядра кометы. В действительности, ученым очень редко удается подробно изучить ядро кометы. Многие наблюдения указывают на то, что ядро состоит из замороженных газов с добавлением космической пыли, как говорилось ранее. Однако также имеет место гипотеза, выдвинутая Александром Гончаровым, что ядро кометы – это астероид в прошлом, который пролетал сквозь кольца планет и уносил с собой часть их летучего вещества. Результаты работы некоторых космических аппаратов («Джотто», «Вега» и «Дип Импакт») также подтверждают эту гипотезу. Плохая видимость ядра кометы обусловлена наличием внешних слоев пыли. Помимо этого существует более фантастическое предположение, что поверхность ядра покрыта слоем сложных органических соединений, которые со своей слабой отражающей способностью могут сравниться с битумом или дегтем.

Следующий слой кометы – это кома. Представляет собой светлую чашеобразную туманную оболочку, сформированную из испаряющихся газов и пыли. Вместе с ядром образует так называемую «голову кометы».

Наиболее видимой частью кометы, для обычного наблюдателя, является ее длинный светящийся хвост, который может простираться на несколько миллионов километров в длину позади кометы. Как уже было сказано ранее – он возникает в результате приближения кометы к Солнцу и представляет собой испаряющиеся газы, также увлекающие вслед за собой облака пыли. 99,9% свечения кометы вызвано именно этим газопылевым следом, который, в отличие от ядра кометы, имеет более высокий коэффициент отражения – альбедо.

Типы кометы

Согласно теории форм комет и их хвостов, которая была разработана астрономом Федором Бредихиным еще в конце XlX века, существует несколько типов хвостов комет:

1. К первому типу относятся кометы, хвост которых является прямым и тянется в противоположную сторону от .
2. Второй тип включает кометы с широким и изогнутым хвостом.
3. К третьему типу относят кометы, чьи неширокие хвосты направлены вдоль их орбиты.

Позднее астрономы объяснили это различным составом комет, материал которых рассеивается разными способами, в зависимости от составляющих химических элементов. Можно выделить т.н. пылевые хвосты – след из газа и пыли, оставляемый кометой позади, зачастую имеет желтоватое свечение, вызванное отраженными солнечными лучами. Другой вид хвостов носит название «плазменный хвост». След такого рода образуется из газа, который под воздействием ультрафиолетового солнечного света начинает электризоваться и превращаться в плазму. Обычно имеет голубоватый оттенок.

Зачастую, хвост комет направлен в противоположную сторону от Солнца, однако очень редко можно заметить кометы, хвосты которых несутся впереди них. Это вызвано тем, что от кометы во все стороны отделяются более крупные частицы, которые слабо подвержены влиянию солнечного ветра, и они остаются на орбите кометы. Большинство этого материала остается позади, но с некоторой точки зрения, кажется, что хвост опережает комету. Но есть и небольшая часть этой пыли, которая окутывает саму комету. В обоих случаях наблюдение этой пыли вызывает затруднение, на фоне более яркого, отражающего материала, образующего плазменный и пылевой хвосты.

Астероиды

Астероиды - твердые космические тела, мертвые с геологической точки зрения, обладающие размерами, близкими к размерам малых спут­ников планет, образующие скопления между орбитами Марса и Юпи­тера на расстоянии от 1,7 до 4 АЕ Многие тысячи астероидов имеют размеры в несколько десятков километров, но есть и крупные: Церера (диаметр 1020 км), Веста (549 км), Паллада (538 км) и Гигея (450 км). Сейчас точно определены параметры орбит 66 тыс. астероидов, и коли­чество вновь открытых астероидов растет в геометрической прогрес­сии, удваиваясь каждые два года.

При столкновениях между собой астероиды дробятся и порождают метеориты, падающие на поверхность Земли. По-видимому, большая часть астероидов состоит из четырех видов пород, известных нам по составу метеоритов: 1) углистые хондриты, 2) класс S, или обыкновен­ные хондриты, 3) класс М, или железокаменные, и 4) редкие породы типа говардитов и эвкритов. О форме астероидов мы судим по сним­кам с космического аппарата «Галилео», на которых астероиды Гаспра (11x12x19 км), Ида (52 км в поперечнике), Эрос (33x13 км) имеют неправильную, угловатую форму и поверхность, испещренную крате­рами. На последнем с помощью космической станцииNEAR было об­наружено более 100 тыс. кратеров и около 1 млн каменных глыб разме­ром с большой дом. Плотность распределения кратеров позволяет предположить, что астероид Гаспра был отколот от более крупного тела примерно 200 млн лет назад. Размещение пояса астероидов между Марсом и Юпитером вряд ли является случайным. На этой орбите, согласно закону планетных расстояний Тициуса-Боде 5 , должна была бы находиться планета, которой даже дали имя - Фаэтон, но она раз­дробилась на осколки, являющиеся астероидами. Эта идея была выд­винута еще в 1804 г. немецким астрономом Г. Ольберсом, но она не раз­делялась его великими современниками В. Гершелем и П. Лапласом. Данное предположение сейчас считается наименее вероятным, а боль­шим признанием пользуется идея О. Ю. Шмидта, заключающаяся в том, что астероиды никогда не принадлежали распавшейся планете, а пред­ставляют собой куски материала, образовавшиеся в результате процес­сов первичной аккреции газово-пылевых частиц. Их дальнейшее сли­пание оказалось невозможным из-за сильного гравитационного возмущения со стороны огромного Юпитера, и уже сформировавшиеся крупные тела начали распадаться на более мелкие. Важно, что орбиты многих астероидов под влиянием гравитационных сил планет меняют свое положение. Особенно этому подвержены орбиты с большим эксен- триситетом, а также обладающие большими углами наклона к плоскости эклиптики. Такие астероиды пересекают орбиту Земли и могут с ней столкнуться. Из геологической истории известны падения крупных кос­мических тел на поверхность Земли, оставивших огромные кратеры - астроблемы («звездные раны»), сопровождавшиеся катастрофическими последствиями для биоты. В настоящее время известно более 100 крате­ров с диаметром свыше 80 км. Не исключена возможность столкновения астероида с Землей и в будущем, что будет иметь катастрофические по­следствия, поэтому ученые озабочены расчетами уточнения орбит асте­роидов, которые могут пролететь вблизи Земли или пересечься с ее ор­битой (а их количество превышает 200).

Вечером 23 марта 1989 г. совсем рядом с нашей планетой «просвистел» каменный астероид с поперечником около 800 м, и это при скорости 70 км в секунду! И несмотря на то, что «рядом» означает расстояние в два раза боль­шее, чем от Земли до Луны, с 1937 г., когда астероид Гермес пролетел пример­но на таком же расстоянии, подобных происшествий не наблюдалось. Астро­номы предсказывают, что астероид «1989РС» может вернуться, и если он столкнется с Землей, то последствия будут равны одновременному взрыву 1000 водородных бомб. Вероятность столкновения с «бродячим» астероидом выше, чем возможная гибель в автокатострофе. 18 марта 2004 г. астероид диа­метром 30 м прошел в 43 тыс. км от Земли. Это самое маленькое расстояние, которое наблюдалось за всю историю астрономических наблюдений.

Большое количество астероидов несет в себе угрозу всему живому на зем­ле. В 2002 г. было сделано предположение, что астероид 2002NT7, имеющий диаметр 2,03 км, объем 4,4 км 3 , массу - 11 млрд т и скорость 26,24 км/с, может столкнуться с Землей в феврале 2019 г. Это вызовет полное разру­шение в радиусе 250 км, а в радиусе 600 км будут сплошные пожары. Энер­гия подобного столкновения будет эквивалентна взрыву 1 млнMm троти­ла. Рассчитано, что астероид 2004MN4 диаметром более 300 м с вероятностью один шанс из 50 13 апреля 2029 г. может удариться о Землю.

Ядро кометы

Рис. 1.11. Схема строения кометы. Хвост кометы всегда направлен в сторону от Солнца

Кометы представляют собой малые тела Солнечной системы. Они состоят из ядра размером в несколько километров, состоящего из замер­зших газообразных соединений, в которые вкраплены микронные пыле­вые частицы, и так называемой комы - туманной оболочки, возникаю­щей при сублимации ледяного ядра, когда комета приближается к Солнцу. У кометы всегда виден хвост, направленный в сторону, противопо­ложную Солнцу (рис. 1.11). Солнечный ветер уносит частицы комы, которая может превышать в диаметре 10 5 км. Нередко хвост кометы достигает в длину 10 8 км, хотя его плотность невелика - 10"-- -10 3 ионов/см 3 . В марте 1986 г. наши космические аппараты «Вега-1» и «Вега-2» прошли вблизи головной части кометы Галлея и установили, что ее ядро представляет собой темное, неправильное по форме тело, размером в поперечнике всего в несколько километров (рис. 1.12). В го­лове кометы Хейла - Бонна, которая была прекрасно видна в марте 1997 г. в России, обнаружены молекулы Н,0, СО, С0 2 ,Na, К,H 2 S, S0 2 и др.

Рис. 1.12. Положение кометы Галлея при сближении ее с Землей в марте 1986 г. Схема образования у нее плазменного хвоста (направлен от Солнца), пылевого хвоста (мельчайших частичек пыли) и пылевого шлейфа (более крупных частиц железосиликатной пыли, рассеивающихся вдоль кометной орбиты)

Движение комет характеризуется эллиптическими орбитами со зна­чительным эксцентриситетом, что обеспечивает большие периоды обра­щения, а влияние планет изменяет эти орбиты, и с долгопериодических (период обращения более 200 лет) они переходят на короткопериодичес- кие (менее 200 лет) орбиты.

Со временем ледяное ядро кометы уменьшается, становится более рых­лым, и оно может рассыпаться, образуя метеоритный поток. Знаменитый Тунгусский метеорит мог быть ледяным ядром кометы. Кометы блуждают по космическому пространству и могут то покидать Солнечную систему, то, наоборот, проникать в нее из других звездных систем. По своему хими­ческому составу кометы близки к планетам-гигантам и метеоритам типа углистых хондритов, о чем свидетельствует спектр комы комет. В апреле - мае 1997 г. жители Москвы и других городов России могли наблюдать ве­ликолепную комету Хейла - Боппа. В 1994 г. произошло столкновение об­ломков кометы Шумейкер - Леви с Юпитером, и астрономы запечатлели огромную «дыру» в атмосфере Юпитера. В 1986 г. космический аппарат «Джотто», приблизившись к комете Галлея, передал на Землю данные, сви­детельствующие о том, что комета содержит сложные органические моле­кулы, богатые водородом, кислородом, углеродом и азотом.

Существует несколько гипотез происхождения комет, но наиболь­шей поддержкой пользуется гипотеза их конденсации из первичного протосолнечного газопылевого облака и последующего перемещения комет в пределы облака Оорта под влиянием гравитации Юпитера и

других планет-гигантов. Количество комет в облаке Оорта оценивается в сотни миллиардов.

Метеориты - твердые тела космического происхождения, достига­ющие поверхности планет и при ударе образующие кратеры различно­го размера. Источником метеоритов является в основном пояс астерои­дов. Когда метеорит входит с большой скоростью в атмосферу Земли, его поверхностные слои, разогреваясь, могут расплавиться и метеорит «сгорит», не достигнув Земли. Однако некоторые метеориты падают на Землю, и благодаря огромной скорости их внутренние части не претер­певают изменений, т. к. зона прогрева очень мала. Размеры метеоритов колеблются от нескольких микрон до нескольких метров, вес их быва­ет десятки тонн. 11 июня 2004 г. в Новой Зеландии метеорит размером с грейпфрут пробил крышу дома и «приземлился» на диване, где и был подобран хозяйкой.

Все метеориты по своему химическому составу подразделяются на три класса: 1) каменные, наиболее распространенные, 2) железокамен- ные и 3) железные.

Каменные метеориты являются наиболее распространенными (64,9 % всех находок). Среди них различают хондриты и ахондриты. Хондриты получили свое название благодаря наличию мелких сферических сили­катных обособлений - хондр, занимающих более 50 % объема породы. Чаще всего хондры состоят из оливина, пироксена, плагиоклаза и стекла (рис. 1.13). Химический состав хондритов позволяет предполагать, что они произошли из первичного, протопланетного, вещества Солнечной системы, отражая его состав времени формирования планет, их аккре­ции. Это подтверждается сходством отношений основных химических элементов и элементов примесей для хондритов и в спектре Солнца. Со­держаниеSi0 2 в хондритах - меньше 45 % - сближает их с земными ультраосновными породами. Хондриты подразделяются по общему со­держанию железа на ряд типов, среди которых наибольший интерес пред­ставляют углистые хондриты, содержащие больше всего железа, находя­щегося в силикатах. Кроме того, в углистых хондритах присутствует много (до 10 %) органического вещества, которое имеет, однако, не биогенное происхождение. Кроме минералов типа оливина, ортопироксена, плаги­оклаза, типичных и для земных пород, в хондритах присутствуют мине­ралы, встречающиеся только в метеоритах.

Ахондриты не содержат хондр и по составу близки к земным маг­матическим ультраосновным породам. Ахондриты подразделяются на богатые Са (до 25 %) и бедные Са (до 3 %).

Железные метеориты по распространенности занимают второе ме­сто и представляют собой твердый раствор никеля в железе. Содержа­ние никеля колеблется в широких пределах, и на этом основано разде-

Рис. 1.13. Кварцевая хондра (диаметр около 2 мм) в кварц-железо-энстатиновой матрице метеорита St. Mark (Кинг, 1979)

ление метеоритов на различные типы. Самыми распространенными являются октаэдриты с содержанием никеля от 6 до 14 %. Они характе­ризуются так называемой видманштеттеновой структурой, состоящей из пластин камасита (никелистое железо, Ni - 6 %), расположенных параллельно граням октаэдра и заполняющих между ними простран­ство тэнитом (никелистое железо,Ni - 30 %). Судя по тому что в же­лезных метеоритах хорошо выражены деформации ударного типа, ме­теориты испытывали столкновения и сильные удары (рис. 1.14).

Железокаменные метеориты по распространенности занимают тре­тье место и состоят они как из никелистого железа, так и из силикатно­го каменного материала, представленного в основном оливином, орто- пироксеном и плагиоклазом. Этот силикатный материал вкраплен, как в губку, в никелистое железо, или, наоборот, никелистое железо вкрап­лено в силикатную основу. Все это свидетельсвует о том, что вещество железокаменных метеоритов прошло дифференциацию.

Возраст метеоритов, определенный радиоизотопными уран-свин­цовым и рубидий-стронциевым методами, - 4,4-4,7 10 9 лет. Такие цифры соответствуют принятому возрасту формирования Солнечной системы, что свидетельствует в пользу одновременного образования планет и тех тел, из которых впоследствии возникли метеориты. После того как обломок отделяется от родительского тела и превращается в метеорит, он облучается космическими лучами, следовательно, кос­мический возраст собственно метеорита намного меньше возраста ро­дительской породы.

Рис. 1.14.Образование метеоритов. 1 - газопылевое облако; 2 - аккреция в тела размером в несколько метров (планетезимали); 3 - аккреция планетезималей в тела размером 10-200 км; 4 - плавление и дифференциация; 5 - базальты; 6 - силикаты; 7 - железо; 8 - дробление при ударе. Обломки: 9 - железокаменные; 10 - каменные; И - железные; 12 - крупный метеорит; 13 - дробление; 14 - более мелкий метеорит

Происхождение метеоритов - важнейшая проблема, относительно ко­торой существует несколько точек зрения. Наиболее распространенная гипо­теза говорит о происхождении метеоритов за счет астероидов в поясе между Марсом и Юпитером. Предполагается, что астероиды в разных частях пояса могли иметь различный состав, и, кроме того, в начале своего образования они подвергались нагреву, возможно, частичному плавлению и дифферен­циации. Поэтому хондриты, ахондриты, углистые хондриты соответствуют различным участкам раздробившегося родительского астероида. Однако часть метеоритов общим весом более 2 кг, и это уверенно доказано, проис­ходит с поверхности Луны, и еще больше, около 80 кг, с поверхности Мар­са. Метеориты лунного происхождения полностью тождественны по мине­ралогическому составу, изотопным и структурным характеристикам лунным породам, собранным на поверхности Луны астронавтами или доставлен­ным автоматическими станциями.

Метеориты с Марса, общим числом 12, частично были найдены в XIX в., а частично в наши дни, в частности в Антарктиде в 1984 г. Знаменитый метеорит ALH 84001 весом 1930,9 г был выбит с поверх­ности Марса сильным ударом 16 млн лет назад, а в Антарктиду он попал 13000 лет назад, где недавно вытаял из льда и был подобран исследователями.

Таким образом, общая хронология событий такова: 4,5 млрд лет назад одновременно с Землей возникает Марс; 1,5 млн лет назад при столкнове­нии с астероидом от Марса отрывается осколок и улетает в межпланетное пространство; 13 тыс. лет назад осколок Марса попадает в сферу притяже­ния Земли и падает в Антарктиде; в 1984 г. американцы обнаруживают метеорит и дают ему названиеALH 84001; в 1994 г. геохимики идентифи­цируют метеорит как осколок Марса; в 1996 г. ученые обнаружили органи­ческие молекулы, которые считают древними формами жизни на Марсе.

Именно в этом метеорите были обнаружены мельчайшие - 2-10 6 - -10-10~ 6 см - цианобактерии, располагающиеся внутри глобул, состо­ящих из сульфидов и сульфатов железа и окислов, возраст которых определен в 3,6 млрд лет. То есть это несомненно марсианские поро­ды, т. к. изотопный состав кислорода и углерода глобул идентичен таковым в марсианских газах, определенных в породах Марса на его поверхности космическим аппаратом «Викинг» в 1976 г. Палеонто­лог А. Ю. Розанов считает, что в углистых хондритах есть микроорга­низмы.

> Чем отличается астероид от кометы

Астероид и комета – сравнение и главные отличия объектов Солнечной системы: описание и характеристика, состав, Пояс Койпера, Облако Оорта, орбита, расположение.

Астероиды и кометы имеют общие черты. Это тела, вращающиеся вокруг Солнца, и они могут иметь необычные орбиты, иногда проходя близко к Земле или другим планетам. Эти тела - своеобразные "остатки", собранные из материалов времен формирования нашей Солнечной системы 4,5 млрд. лет назад. Но так чем же отличается астероид от кометы? Самая большая разница между кометами и астероидами в том, из чего они образованы.

Отличие астероида от кометы: состав

В то время как астероиды состоят из металла и скалистого материала, кометы состоят изо льда, пыли, скальных пород и органических соединений. Когда кометы подходят ближе к , они теряют твердость с каждым оборотом по орбите, потому что часть их льда тает и испаряется. Астероиды же, как правило, остаются твердыми, даже когда проходят рядом с Солнцем.

Сейчас большинство астероидов находятся в Поясе астероидов в области между орбитами и , которая может вместить миллионы космических камней разных размеров. С другой стороны, большинство комет в самых отдаленных уголках нашей Солнечной системы: либо в – области, расположенной сразу за пределами орбиты карликовой планеты Плутон, которая может иметь миллионы ледяных комет (как и многие другие ледяные карликовые планеты, похожие на и ); либо в - области, где триллионы комет могут облетать Солнце по орбите на огромном расстоянии до 20 триллионов километров (13 триллионов миль).

Отличие астероида от кометы : орбита

Некоторые ученые считают, что астероиды сформировались гораздо ближе к Солнцу, где было слишком тепло, чтобы льды оставались твердыми, в то время как кометы формировались дальше от Солнца и поэтому могли сохранить лед. Тем не менее, другие ученые считают, что кометы, которые в настоящее время сосредоточены в Поясе Койпера и Облаке Оорта, на самом деле, формировались внутри Солнечной системы, но затем вылетели из нее за счет гравитационных эффектов гигантских планет Юпитера и .

Мы знаем, что гравитационные возмущения периодически выводят астероиды и кометы из их обычных "домов" и помещают их на орбитальные курсы, которые приводят их ближе к Солнцу, как и к Земле.

Когда кометы приближаются к Солнцу, часть их льда тает. Это делает заметным еще одно различие между астероидами и кометами: кометы имеют , а астероиды, как правило, нет. Когда льды в кометах начинают таять, а другие материалы испаряются от жара Солнца, это формирует светящийся ореол, который сопровождает комету, когда она следует через космос. Лед и соединения, такие как аммиак и метан создают форму нечеткого облака, как . Силы, действующие на оболочку кометы под давлением излучения Солнца и солнечного ветра, являются причинами формирования ее «хвоста». «Хвост» всегда направлен в сторону от Солнца.

Астероиды, как правило, не имеют хвосты, даже те, что рядом с Солнцем. Но не так давно, астрономы заметили астероиды, которые имели хвосты, например, астероид P/2010 A2. Это происходит, когда астероид ударяется о другие астероиды и пыль или газ выбрасываются с его поверхности, создавая эффект «хвоста». Эти, так называемые "активные" астероиды, являются новым феноменом, и на момент написания статьи, в главном Поясе астероидов были найдены только 13 таких активных астероидов. Таким образом, они очень редки.

Еще одно различие между астероидами и кометами - в их орбитальных моделях. Астероиды, как правило, имеют более короткие, более круговые орбиты. Кометы, как правило, имеют очень широкие и удлиненные орбиты, которые часто превышают 50,000 а.е. от Солнца (* Примечание: 1 а.е., или астрономическая единица, равна расстоянию от Земли до Солнца). Некоторые, так называемые длинные кометы, происходят из Облака Оорта и находятся на больших орбитах вокруг Солнца, которые уводят их далеко за пределы планет и возвращают обратно. Другие, называемые краткосрочными кометами, прилетают из Пояса Койпера и перемещаются по более коротким орбитам вокруг Солнца.

Отличие астероида от кометы : количество

Существует большая разница, когда дело доходит до количества. Есть один нюанс в том, что мы не знаем точно, сколько астероидов или комет есть в нашей Солнечной системе, так как многие из них никогда не видели. Астрономы обнаружили миллионы астероидов - некоторые малы, как частицы пыли, другие же измеряются сотнями километров в поперечнике. Но на момент написания статьи, астрономы обнаружили всего около 4000 комет. Тем не менее, по некоторым оценкам, только в Облаке Оорта может быть сто миллиардов комет.

МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ РЕСПУБЛИКИ КАЗАХСТАН

ВОСТОЧНО-КАЗАХСТАНСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ

ИМ. С.АМАНЖОЛОВА

Факультет экологии и естественных наук

Кафедра экологии и БЖ

РЕФЕРАТ

на тему:

Астероиды и кометы

Выполни л:

студент ЭК-08-А

Вагнер А.А.

Провери л:

доцент кафедры

экологи и и

безопас ности

жизнеде ятельности

Майоров В.Н.

г. Усть-Каменогорск, 2010 г.

ПЛАН

1. Астероиды

2. Метеориты

3. Мелкие осколки

4. Кометы

Введение

В Солнечной системе кроме больших планет и их спутников движется множество

так называемых малых тел: астероидов, комет и метеоритов. Малые тела

Солнечной системы имеют размеры от сотен микрон до сотен километров.

Астероиды. С точки зрения физики астероиды или, как их еще называют, малые

планеты - это плотные и прочные тела. По составу и свойствам их можно условно

разделить на три группы: каменные, железокаменные и железные. Астероид

является холодным телом. Но он, как, например, и Луна, отражает солнечный

свет, и поэтому мы можем наблюдать его в виде звездообразного объекта. Отсюда

и происходит название "астероид", что в переводе с греческого означает

звездообразный. Так как астероиды движутся вокруг Солнца, то их положение по

отношению к звездам постоянно и довольно быстро меняется. По этому

первоначальному признаку наблюдатели и открывают астероиды.

Кометы, или "хвостатые звезды", известны с незапамятных времен. Комета - это

сложное физическое явление, которое кратко можно описать с помощью нескольких

понятий. Ядро кометы представляет собой смесь или, как говорят, конгломерат

пылевых частиц, водяного льда и замерзших газов. Отношение содержания пыли к

газу в кометных ядрах составляет примерно 1:3. Размеры кометных ядер, по

оценке ученых, заключены в интервале от 1 до 100 км. Сейчас дискутируется

возможность существования как более мелких, так и более крупных ядер.

Известные короткопериодические кометы имеют ядра размером от 2 до 10 км.

Размер же ядра ярчайшей кометы Хейли-Боппа, которая наблюдалась невооруженным

глазом в 1996 году, оценивается в 40 км.

Метеороид – это небольшое тело, обращающееся вокруг Солнца. Метеор – это

метеороид, влетевший в атмосферу планеты и раскалившийся до блеска. А если

его остаток упал на поверхность планеты, его называют метеоритом. Метеорит

считают «упавшим», если есть очевидцы, наблюдавшие его полет в атмосфере; в

противном случае его называют «найденным».

Рассмотрим выше указанные малые тела Солнечной системы более подробно.

1. Астероиды

Эти космические тела отличаются от планет прежде всего своими размерами. Так,

самая большая из маленьких планет Церера имеет в поперечнике 995 км;

следующая за ней (по размеру): Палада-560 км, Хигея - 380 км, Психея - 240 км

и т.д. Для сравнения можно указать, что наименьшая из больших планет Меркурий

имеет диаметр 4878 км, т.е. в 5 раз превосходит - поперечник Цереры, а массы

их различаются во многие сотни раз.

Общее число малых планет, доступных наблюдению современными телескопами,

определяется в 40 тыс., но общая их масса в 1 тыс. раз меньше массы Земли.

Движение малых планет вокруг Солнца происходит по эллиптическим орбитам, но

более вытянутым (средний эксцентриситет орбит у них 0,51), чем у больших

планет, а наклон орбитальных плоскостей к эклептике у них больше, чем у

больших планет (средний угол 9,54). Основная масса планет вращается вокруг

Солнца между орбитами Марса и Юпитера, образуя так называемый пояс

астероидов. Но имеются и малые планеты, орбиты которых располагаются ближе к

Солнцу, чем орбита Меркурия. Самые же далекие находятся за Юпитером и даже за

Сатурном.

Исследователи космоса высказывают различные соображения о причине большой

концентрации астероидов в сравнительно узком пространстве межпланетной среды

между орбитами Марса и Юпитера. Одной из наиболее распространенных гипотез

происхождения тел пояса астероидов является представление о разрушении

мифической планеты Фаэтон. Сама по себе идея о существовании планеты

поддерживается многими учеными и даже как будто подкреплена математическими

расчетами. Однако необъяснимой остается причина разрушения планеты.

Высказываются различные предположения. Одни исследователи считают, что

разрушение Фаэтона произошло вследствии его столкновения с каким-то крупным

телом. По мнению других, причинами распада планеты были взрывные процессы в

ее недрах. В настоящее время проблема происхождения тел астероидного пояса

входит составным элементом в обширную программу исследований космоса на

международном и национальных уровнях.

Среди малых планет выделяется своеобразная группа тел, орбиты которых

пересекаются с орбитой Земли, а следовательно, имеется потенциальная

возможность их столкновения с нею. Планеты этой группы стали называть Apollo

object, или просто Apollo (Wetherill, 1979). Впервые о существовании Apollo

стало известно с 30-х годов текущего столетия. В 1932 г. был обнаружен

астероид. Его назвали

Apollo 1932 HA. Но он не возбудил особого интереса, хотя его название стало

нарицательным для всех астероидов, пересекающих земную орбиту.

В 1937 г. космическое тело с поперечником приблизительно в 1 км прошло в 800

тыс. км от Земли и в двукратном расстоянии от Луны. Впоследствии его назвали

Гермес. На сегодняшний день выявлено 31 такое тело, и каждое из них получило

собственное название. Размеры их поперечников колеблются от 1 до 8 км, а

наклон орбитальных плоскостей к эклиптике находиться в пределах от 1 до 68.

Пять из них вращаются на орбитах между Землей и Марсом, а остальные 26 -

между Марсом и Юпитером (Wetherill, 1979). Полагают, что из 40 тыс. Малых

планет астероидного пояса с поперечником более 1 км может оказаться несколько

сот Apollo. Поэтому столкновение таких небесных тел с Землей вполне вероятно,

но через весьма длительные интервалы времени.

Можно полагать, что раз в столетие одно из таких космических тел может пройти

вблизи Земли на расстоянии меньше, чем от нас до Луны, а раз за 250 тыс. лет

может произойти столкновение его с нашей планетой. Удар такого тела выделяет

энергию равную 10 тыс. Водородных бомб каждая мощностью 10 Мт. При этом

должен образоваться кратер диаметром около 20 км. Но такие случаи редки и за

человеческую историю неизвестны. Гермес относится к астероидам III класса, а

ведь много таких тел и более крупного размера - II и I классов. Удар при

столкновении их с Землей, естественно, будет еще более значительным.

Когда в 1781 г. был открыт Уран его средняя гелиоцентричекое расстояние

оказалось соответствующим правилу Тициуса - Бодэ, то с 1789 г. начались

поиски планеты, которая, согласно этому правилу, должна была находиться между

орбитами Марса и Юпитера, на среднем расстоянии а=2,8 а.е. от солнца. Но

несколько немецких астрономов во главе с К. Цахом решили организовать

коллективные поиски. Они разделили весь поиск зодиакальных созвездий на 24

участка и распределили между собой для тщательных исследований. Но не успели

астроном Дж. Пиации (1746-1826) обнаружил в телескоп звездообразный объект

седьмой звездной величины, медленно перемещавшийся по созвездию Тельца.

Вычисленная К. Гаусом (1777-1855) орбита объекта оказалась планетой,

соответствующей правилу Тициуса-Бодэ: большая полуось а=2,77 а.е. и

эксцентриситет е=0,080. Вновь открытую планету Пиации назвал Церерой.

вблизи Цереры еще одну планету (8m) , названную Палладой (а=2,77 а.е.,

а.е.), а 29 марта 1807 г.- 4, Веста (а=2,36 а.е.). Все вновь открытые планеты

имели звездообразный вид, без дисков, свидетельствующий об их небольших

геометрических размерах. Поэтому эти небесные тела назвали малыми планетами

или, по предложению В. Гершеля, астероидами (от греч. «астр» - звездный и

«еидос»- вид).

К 1891 г. визуальными методами было обнаружено около 320 астероидов. В конце

1891 г. немецкий астроном М. Вольф (1863-1932) предложил фотографический

метод поисков: при 2-3- часовой экспозиции изображения звезд на фотопластинке

получались точечные, а след движущегося астероида - в виде небольшой

черточки. Фотографические методы привели к резкому увеличению открытий

астероидов. Особенно интенсивные исследования малых планет проводятся сейчас

в Институте теоретической астрономии (в Петербурге) и в Крымской

астрофизической обсерватории Академии наук России.

Астероидам, орбиты которых надежно определены, присваивают имя и порядковый

номер. Таких астероидов сейчас известно свыше 3500, но в Солнечной системе

значительно больше.

Из указанного числа известных астероидов астрономы Крымской астрофизической

обсерватории открыли около 550, увековечив в их названиях имена известных

людей.

Подавляющее большинство (до 98%) известных астероидов движется между

орбитами Марса и Юпитера, на средних расстояниях от Солнца от 2,06 до 4,30

а.е. (периоды обращения от 2,96 до 8,92 года). Однако встречаются астероиды

с уникальными орбитами, и им присваиваются мужские имена, как правило из

греческой мифологии.

Первые три из этих малых планет движутся вне пояса астероидов, причем в

перигелии Икар подходит к Солнцу вдвое ближе Меркурия, а Гермес и Адонис -

ближе Венеры. Они могут сближаться с Землейна расстоянии от 6 млн. до 23 млн.

км, а Гермес в 1937 г. прошел вблизи Земли даже на расстоянии 580 тыс. км,

орбиту Сатурна. Но Гидальго не является исключением. За последние годы

открыто около 10 астероидов, перигелии которых расположены вблизи орбит

планет земной группы, а афелии - вблизи орбит Юпитера. Такие орбиты

характерны для комет семейства Юпитера и указывают на возможное общее

происхождение астероидов и комет.

В 1977 г. обнаружен уникальный астероид, который обращается вокруг Солнца по

орбите с большой полуосью а=13,70 а.е. и эксцентриситетом е=0,38, так что в

перигелии (q=8,49 а.е.) он заходит внутрь орбиты Сатурна, а в афелии (Q=18,91

а.е.) приближается к орбите Урана. Он назван Хироном. По-видимому, существуют

и другие подобные далекие астероиды, поиски которых продолжаются.

Блеск большинства известных астероидов во время противостояния от 7 m

до 16 m , но есть и более слабые объекты. Самым ярким (до 6 m

) является Веста.

Поперечники астероидов вычисляются по их блеску и отражательной способности в

визуальных и инфракрасных лучах. Оказалось, что крупных астероидов не так уж

много. Наиболее крупные - это Церера (поперечник 1000 км), Паллада (610 км),

Веста (540 км) и Гигия (450 км). Только у 14 астероидов поперечники более 250

км, а у остальных меньше, вплоть до 0,7 км. У тел таких малых размеров не

может быть сфероидальной формы, и все астероиды (кроме, может быть, наиболее

крупных) представляют собой бесформенные глыбы.

Массы астероидов крайне различные: наибольшей, близкой к 1,5 .

10 21 кг (т.е. в 4 тыс. раз меньше массы земли), обладает Церера.

Суммарная масса всех астероидов не превышает 0,001 массы Земли. Конечно, все

эти небесные тела лишены атмосферы. У многих астероидов по регулярному

изменению их блеска обнаружено осевое вращение.

В частности, период вращения Цереры равен 9,1 ч, а Паллады - 7,9 ч.

Быстрее всех вращается Икар, за 2 ч 16 м.

Изучение отражательной способности многих астероидов позволило объединить их

в три основные группы: темные, светлые и металлические. Поверхность темных

астероидов отражает всего лишь до 5% падающего на нее солнечного света и

состоит из веществ, сходными с черными базальтовыми и углистыми породами. Эти

астероиды часто называют углистыми. Светлые астероиды отражают от 10% до 25%

солнечного света, что роднит их поверхность с кремниевыми соединениями - это

каменные астероиды. Металлические астероиды (их абсолютное меньшинство) тоже

светлые, но по своим отражательным свойствам их поверхность похожа на

железоникелевые сплавы. Такое подразделение астероидов подтверждается и

химическим составом выпадающих на Землю метеоритов. Незначительное число

изученных астероидов не относится ни к одной из трех основных групп.

Показательно, что в спектрах углистых астероидов обнаружена полоса

поглощения воды (l= 3мкм). В частности, поверхность астероида Цереры состоит

из минералов, похожих на земные глины и содержащих около 10% воды.

При небольших размерах и массах астероидов давление в их недрах невелико: даже

у самых крупных астероидов оно не превышает 7 10 5

8 10 5 Гпа (700 - 800 атм) и не может вызвать разогрева их твердых

холодных недр. Лишь поверхность астероидов очень слабо нагревается далеким от

них Солнцем, но и эта незначительная энергия излучается в межпланетное

пространство. Вычисленная по законам физики температура поверхности

подавляющего большинства астероидов оказалась близкой к 150 - 170 К

(-120...-100°С).

И только у немногих астероидов, которые проходят вблизи Солнца, поверхность в

такие периоды сильно нагревается. Так, температура поверхности Икара

повышается почти до 1000 К (+730°С), а при удалении от Солнца снова резко

понижается.

Орбиты остальных астероидов подвержены значительным возмущениям от

гравитационного воздействия больших планет, главным образом Юпитера. Особенно

сильные возмущения испытывают небольшие астероиды, что приводит к

столкновениям этих тел и их дроблению на соколки самых разнообразных размеров

Б от сотен метров в поперечнике до пылинок.

В настоящее время физическая природа астероидов изучается, потому что по

ней можно проследить эволюцию (развитие) вещества, из которого сформировалась

Солнечная система.

2. Метеориты

В околоземном космическом пространстве движутся самые различные метеороиды

(космические осколки больших астероидов и комет). Их скорости лежат в

диапазоне от 11 до 72 км/с. Часто бывает так, что пути их движения

пересекаются с орбитой Земли и они залетают в её атмосферу.

Метеориты - каменные или железные тела, падающие на Землю из межпланетного

пространства. Падение метеоритов на Землю сопровождается звуковым, световым и

механическим явлением. По небу проносится яркий огненный шар называемый

болидом, сопровождаемый хвостом и разлетающимися искрами. После того как

болид исчезает, через несколько секунд раздаются похожие на взрывы удары,

называемые ударными волнами, которые иногда вызывают значительное сотрясение

грунта и зданий.

Явления вторжения космических тел в атмосферу имеют три основные стадии:

1. Полёт в разреженной атмосфере (до высот около 80 км), где взаимодействие

молекул воздуха носит карпускулярный характер. Частицы воздуха соударяются с

телом, прилипают к нему или отражаются и передают ему часть своей энергии. Тело

нагревается от непрерывной бомбардировки молекулами воздуха, но не испытывает

заметного сопротивления, и его скорость остаётся почти неизменной. На этой

стадии, однако, внешняя часть космического тела нагревается до тысячи градусов

и выше. Здесь характерным параметром задачи является отношение длины свободного

пробега к размеру тела L, которое называется числом Кнудсена K n . В

аэродинамике принято учитывать молекулярный подход к сопротивлению воздуха при

K n >0.1.

2. Полёт в атмосфере в режиме непрерывного обтекания тела потоком воздуха, то

есть когда воздух считается сплошной средой и атомно-молекулярный характер

его состава явно не учитывается. На этой стадии перед телом возникает

головная ударная волна, за которой резко повышается давление и температура.

Само тело нагревается за счет конвективной теплопередачи, а так же за счет

радиационного нагрева. Температура может достигать несколько десятков тысяч

градусов, а давление до сотен атмосфер. При резком торможении появляются

значительные перегрузки. Возникают деформации тел, оплавление и испарение их

поверхностей, унос массы набегающим воздушным потоком (абляция).

3. При приближении к поверхности Земли плотность воздуха растёт,

сопротивление тела увеличивается, и оно либо практически останавливается на

какой-либо высоте, либо продолжает путь до прямого столкновения с Землёй. При

этом часто крупные тела разделяются на несколько частей, каждая из которых

падает отдельно на Землю. При сильном торможении космической массы над Землёй

сопровождающие его ударные волны продолжают своё движение к поверхности

Земли, отражаются от неё и производят возмущения нижних слоёв атмосферы, а

так же земной поверхности.

Процесс падения каждого метеороида индивидуален. Нет возможности в кратком

рассказе описать все возможные особенности этого процесса.

«Найденных» метеоритов значительно больше, чем «упавших». Часто их находят

туристы или крестьяне, работающие в поле. Поскольку метеориты имеют темный

цвет и легко различимы на снегу, прекрасным местом для их поиска служат

ледяные поля Антарктики, где уже найдены тысячи метеоритов. Впервые метеорит

в Антарктике обнаружила в 1969 группа японских геологов, изучавших ледники.

Они нашли 9 фрагментов, лежавших рядом, но относящихся к четырем разным типам

метеоритов. Оказалось, что метеориты, упавшие на лед в разных местах,

собираются там, где движущиеся со скоростью несколько метров в год ледниковые

поля останавливаются, упираясь в горные хребты. Ветер разрушает и высушивает

верхние слои льда (происходит его сухая возгонка – абляция), и метеориты

концентрируются на поверхности ледника. Такие льды имеют голубоватый цвет и

легко различимы с воздуха, чем и пользуются ученые при изучении мест,

перспективных для сбора метеоритов.

Важное падение метеорита произошло в 1969 в Чиуауа (Мексика). Первый из

множества крупных осколков был найден вблизи дома в деревеньке Пуэблито де

Альенде, и, следуя традиции, все найденные фрагменты этого метеорита были

объединены под именем Альенде. Падение метеорита Альенде совпало с началом

лунной программы «Аполлон» и дало ученым возможность отработать методы

анализа внеземных образцов. В последние годы установлено, что некоторые

метеориты, содержащие белые обломки, внедренные в более темную материнскую

породу, являются лунными фрагментами.

Метеорит Альенде относится к хондритам – важной подгруппе каменных

метеоритов. Их называют так, потому что они содержат хондры (от греч.

chondros, зёрнышко) – древнейшие сферические частицы, сконденсировавшиеся в

протопланетной туманности и затем вошедшие в состав более поздних пород.

Подобные метеориты позволяют оценивать возраст Солнечной системы и ее

исходный состав. Богатые кальцием и алюминием включения метеорита Альенде,

первыми сконденсировавшиеся из-за своей высокой температуры кипения, имеют

измеренный по радиоактивному распаду возраст 4,559 ± 0,004 млрд. лет. Это

наиболее точная оценка возраста Солнечной системы. К тому же все метеориты

несут в себе «исторические записи», вызванные длительным влиянием на них

галактических космических лучей, солнечного излучения и солнечного ветра.

Изучив повреждения, нанесенные космическими лучами, можно сказать, как долго

метеорит пребывал на орбите до того, как попал под защиту земной атмосферы.

Прямая связь между метеоритами и Солнцем следует из того факта, что

элементный состав наиболее старых метеоритов – хондритов – точно повторяет

состав солнечной фотосферы. Единственные элементы, содержание которых

различается, – это летучие, такие, как водород и гелий, обильно испарявшиеся

из метеоритов в ходе их остывания, а также литий, частично «сгоревший» на

Солнце в ядерных реакциях. Понятия «солнечный состав» и «хондритный состав»

используют как равнозначные при описании упомянутого выше «рецепта солнечного

вещества». Каменные метеориты, состав которых отличается от солнечного,

называют ахондритами.

3. Мелкие осколки.

Околосолнечное пространство заполнено мелкими частицами, источниками которых

служат разрушающиеся ядра комет и столкновения тел, в основном, в поясе

астероидов. Самые мелкие частицы постепенно приближаются к Солнцу в результате

эффекта Пойнтинга – Робертсона (он заключается в том, что давление солнечного

света на движущуюся частицу направлено не точно по линии Солнце – частица, а в

результате аберрации света отклонено назад и поэтому тормозит движение

частицы). Падение мелких частиц на Солнце компенсируется их постоянным

воспроизводством, так что в плоскости эклиптики всегда существует скопление

пыли, рассеивающее солнечные лучи. В самые темные ночи оно заметно в виде

зодиакального света, тянущегося широкой полосой вдоль эклиптики на западе после

захода Солнца и на востоке перед его восходом. Вблизи Солнца зодиакальный свет

переходит в ложную корону (F -корона, от false – ложный), которая видна

только при полном затмении. С ростом углового расстояния от Солнца яркость

зодиакального света быстро падает, но в антисолнечной точке эклиптики она вновь

усиливается, образуя противосияние; это вызвано тем, что мелкие пылевые частицы

Интенсивно отражают свет назад.

Время от времени метеороиды попадают в атмосферу Земли. Скорость их движения

так велика (в среднем 40 км/с), что почти все они, кроме самых мелких и самых

крупных, сгорают на высоте около 110 км, оставляя длинные светящиеся хвосты –

метеоры, или падающие звезды. Многие метеороиды связаны с орбитами отдельных

комет, поэтому метеоры наблюдаются чаще, когда Земля в определенное время

наблюдается множество метеоров, поскольку Земля пересекает поток Персеиды,

связанный с частицами, потерянными кометой 1862 III. Другой поток – Ориониды

Частицы размером менее 30 мкм могут затормозиться в атмосфере и упасть на

землю, не сгорев; такие микрометеориты собирают для лабораторного анализа.

Если частицы размером в несколько сантиметров и более состоят из достаточно

плотного вещества, то они также не сгорают целиком и выпадают на поверхность

Земли в виде метеоритов. Более 90% из них каменные; отличить их от земных

пород может только специалист. Оставшиеся 10% метеоритов железные (в

действительности они состоят из сплава железа и никеля).

Метеориты считаются осколками астероидов. Железные метеориты были когда-то в

составе ядер этих тел, разрушенных соударениями. Возможно, некоторые рыхлые и

богатые летучими веществами метеориты произошли от комет, но это

маловероятно; скорее всего, крупные частицы комет сгорают в атмосфере, а

сохраняются лишь мелкие. Учитывая, как трудно достигнуть Земли кометам и

астероидам, ясно, сколь полезным является изучение метеоритов, самостоятельно

«прибывших» на нашу планету из глубин Солнечной системы.

4. Кометы

Кометы являются самыми эффективными небесными телами в Солнечной системе.

Кометы - это своеобразные космические айсберги, состоящие из замороженных

газов, сложного химического состава, водяного льда и тугоплавкого

минерального вещества в виде пыли и более крупных фрагментов.

Хотя кометы подобно астероидам движутся вокруг Солнца по коническим кривым,

внешне они разительно отличаются от астероидов. Если астероиды светят

отражённым солнечным светом и в поле зрения телескопа напоминают медленно

движущиеся слабые звёздочки, то кометы интенсивно рассеивают солнечный свет в

некоторых наиболее характерных для комет участках спектра, и поэтому многие

кометы видны невооружённым глазом, хотя диаметры их ядер редко превышают 1 -

5 км.

Кометы интересуют многих учёных: астрономов, физиков, химиков, биологов,

газодинамиков, историков и др. И это естественно. Ведь кометы подсказали

ученым, что в межпланетном пространстве дует солнечный ветер; возможно кометы

являются "виновниками" возникновения жизни на Земле, так как могли занести в

атмосферу Земли сложные органические соединения. Кроме того, кометы, по-

видимому, несут в себе ценную информацию о начальных стадиях протопланетного

облака, из которого образовались также Солнце и планеты.

При первом знакомстве с яркой кометой может показаться, что хвост - самая

главная часть кометы. Но если в этимологии слова "комета" хвост явился

главной причиной для подобного наименования, то с физической точки зрения

хвост является вторичным образованием, развившимся из довольно крохотного

ядра, самой главной части кометы как физического объекта. Ядра комет -

первопричина всего остального комплекса кометных явлений, которые до сих пор

всё ещё не доступны телескопическим наблюдениям, так как они вуалируются

окружающей их светящейся материей, непрерывно истекающей из ядер. Применяя

большие увеличения, можно заглянуть в более глубокие слои светящейся вокруг

ядра газо-пылевой оболочки, но и то, что остаётся, будет по своим размерам

всё ещё значительно превышать истинные размеры ядра. Центральное сгущение,

видимое в диффузной атмосфере кометы визуально и на фотографиях, называется

фотометрическим ядром. Считается, что в центре его находится собственно ядро

кометы, т.е. располагается центр масс кометы.

Туманная атмосфера, окружающая фотометрическое ядро и постепенно сходящая на

нет, сливаясь с фоном неба, называется комой. Кома вместе с ядром составляют

голову кометы. Вдали от Солнца голова выглядит симметричной, но с

приближением к Солнцу она постепенно становится овальной, затем голова

удлиняется ещё сильнее, и в противоположной от Солнца стороне из неё

развивается хвост.

Итак, ядро - самая главная часть кометы. Однако, до сих пор нет единодушного

мнения, что оно представляет собой на самом деле. Ещё во времена Бесселя и

Лапласа существовало представление о ядре кометы как о твердом теле,

состоящем из легко испаряющихся веществ типа льда или снега, быстро

переходящих в газовую фазу под действием солнечного тепла. Эта ледяная

классическая модель кометного ядра была существенно дополнена и разработана в

последнее время. Наибольшим признанием среди исследователей комет пользуется

разработанная Уиплом модель ядра - конгломерата из тугоплавких каменистых

частиц и замороженной летучей компоненты (СН4, СО2, Н2О и др.). В таком ядре

ледяные слои из замороженных газов чередуются с пылевыми слоями. По мере

прогревания солнечным теплом газы типа испаряющегося "сухого льда"

прорываются наружу, увлекая за собой облака пыли. Это позволяет, например,

объяснить образование газовых и пылевых хвостов у комет, а также способность

небольших ядер комет к активному газовыделению.

Головы комет при движении комет по орбите принимают разнообразные формы.

Вдали от СОЛНЦА головы комет круглые, что объясняется слабым воздействием

солнечных излучений на частицы головы, и её очертания определяются изотропным

расширением кометного газа в межпланетное пространство. Это бесхвостые

кометы, по внешнему виду напоминающие шаровые звездные скопления. Приближаясь

к Солнцу, голова кометы принимает форму параболы или цепной линии.

Параболическая форма головы объясняется "фонтанным" механизмом. Образование

голов в форме цепной линии связано с плазменной природой кометной атмосферы и

воздействием на неё солнечного ветра и с переносимым им магнитным полем.

Иногда голова кометы столь мала, что хвост кометы кажется выходящим

непосредственно из ядра. Кроме изменения очертаний в головах комет то

появляются, то исчезают различные структурные образования: галсы, оболочки,

лучи, излияния из ядра и т.п.

Большие кометы с хвостами, далеко простиравшимися по небу, наблюдались с

древнейших времен. Некогда предполагалось, что кометы принадлежат к числу

атмосферных явлений. Это заблуждение опроверг Браге, который обнаружил, что

комета 1577 года занимала одинаковое положение среди звёзд при наблюдениях из

различных пунктов, и, следовательно, отстоит от нас дальше, чем Луна.

Движение комет по небу объяснил впервые Галлей (1705г.), который нашёл, что

их орбиты близки к параболам. Он определил орбиты 24 ярких комет, причём

оказалось, что кометы 1531 и 1682 г.г. имеют очень сходные орбиты. Отсюда

Галлей сделал вывод, что эта одна и та же комета, которая движется вокруг

Солнца по очень вытянутому эллипсу с периодом около 76 лет. Галлей

предсказал, что в 1758 году она должна появиться вновь и в декабре 1758 года

она действительно была обнаружена. Сам Галлей не дожил до этого времени и не

мог увидеть, как блестяще подтвердилось его предсказание. Эта комета (одна из

самых ярких) была названа кометой Галлея.

Кометы обозначаются по фамилиям лиц, их открывших. Кроме того, вновь открытой

комете присваивается предварительное обозначение по году открытия с

добавлением буквы, указывающей последовательность прохождения кометы через

перигелий в данном году.

Лишь небольшая часть комет, наблюдаемых ежегодно, принадлежит к числу

периодических, т.е. известных по своим прежним появлениям. Большая часть

комет движется по очень вытянутым эллипсам, почти параболам. Периоды

обращения их точно не известны, но есть основания полагать, что они достигают

многих миллионов лет. Такие кометы удаляются от Солнца на расстояния,

сравнимые с межзвездными. Плоскости их почти параболических орбит не

концентрируются к плоскости эклиптики и распределены в пространстве случайным

образом. Прямое направление движения встречается так же часто, как и

обратное.

Периодические кометы движутся по менее вытянутым эллиптическим орбитам и

имеют совсем иные характеристики. Из 40 комет, наблюдавшихся более, чем 1

раз, 35 имеют орбиты, наклоненные меньше, чем на 45^ к плоскости эклиптики.

Только комета Галлея имеет орбиту с наклонением, большим 90^ и,

следовательно, движется в обратном направлении. Среди короткопериодических

(т.е. имеющих периоды 3 - 10 лет) комет выделяется "семейство Юпитера"

большая группа комет, афелии которых удалены от Солнца на такое же

расстояние, как орбита Юпитера. Предполагается, что "семейство Юпитера"

образовалось в результате захвата планетой комет, которые двигались ранее по

более вытянутым орбитам. В зависимости от взаимного расположения Юпитера и

кометы эксцентриситет кометной орбиты может, как возрастать, так и

уменьшаться. В первом случае происходит увеличение периода или даже переход

на гиперболическую орбиту и потеря кометы Солнечной системой, во втором -

уменьшение периода.

Орбиты периодических комет подвержены очень заметным изменениям. Иногда

комета проходит вблизи Земли несколько раз, а потом притяжением планет-

гигантов отбрасывается на более удаленную орбиту и становится ненаблюдаемой.

В других случаях, наоборот, комета, ранее никогда не наблюдавшаяся,

становится видимой из-за того, что она прошла вблизи Юпитера или Сатурна и

резко изменила орбиту. Кроме подобных резких изменений, известных лишь для

ограниченного числа объектов, орбиты всех комет испытывают постепенные

изменения.

Изменения орбит не являются единственной возможной причиной исчезновения

комет. Достоверно установлено, что кометы быстро разрушаются. Яркость

короткопериодических комет ослабевает со временем, а в некоторых случаях

процесс разрушения наблюдался почти непосредственно. Классическим примером

является комета Биэли. Она была открыта в 1772 году и наблюдалась в 1813,

1826 и 1832. г.г. В 1845 году размеры кометы оказались увеличенными, а в

январе 1846г. наблюдатели с удивлением обнаружили две очень близкие кометы

вместо одной. Были вычислены относительные движения обеих комет, и оказалось,

что комета Биэли разделилась на две ещё около года назад, но вначале

компоненты проектировались один на другой, и разделение было замечено не

сразу. Комета Биэли наблюдалась ещё один раз, причём один компонент много

слабее другого, и больше её найти не удалось. Зато неоднократно наблюдался

метеорный поток, орбита которого совпадала с орбитой кометы Биэли.

При решении вопроса о происхождении комет нельзя обойтись без знания

химического состава вещества, из которого сложено кометное ядро. Казалось бы,

что может быть проще? Нужно сфотографировать побольше спектров комет,

расшифровать их - и химический состав кометных ядер нам сразу же станет

известным. Однако, дело обстоит не так просто, как кажется на первый взгляд.

Спектр фотометрического ядра может быть просто отражённым солнечным или

эмиссионным молекулярным спектром. Отражённый солнечный спектр является

непрерывным и ничего не сообщает о химическом составе той области, от которой

он отразился - ядра или пылевой атмосферы, окружающей ядро. Эмиссионный

газовый спектр несёт информацию о химическом составе газовой атмосферы,

окружающей ядро, и тоже ничего не говорит нам о химическом составе

поверхностного слоя ядра, так как излучающие в видимой области молекулы,

такие как С2, СN, СH, МH, ОН и др., являются вторичными, дочерними молекулами

- "обломками" более сложных молекул или молекулярных комплексов, из которых

складывается кометное ядро. Эти сложные родительские молекулы, испаряясь в

околоядерное пространство, быстро подвергаются разрушительному действию

солнечного ветра и фотонов или распадаются или диссоциируются на более

простые молекулы, эмиссионные спектры которых и удаётся наблюдать от комет.

Сами родительские молекулы дают непрерывный спектр.

Первым наблюдал и описал спектр головы кометы итальянец Донати. На фоне

слабого непрерывного спектра кометы 1864 он увидел три широкие светящиеся

полосы: голубого, зелёного и жёлтого цвета. Как оказалось это стечение

принадлежало молекулам углерода С2, в изобилии оказавшегося в кометной

атмосфере. Эти эмиссионные полосы молекул С2 получили название полос Свана,

по имени ученого, занимавшегося исследованием спектра углерода. Первая

щелевая спектрограмма головы Большой Кометы 1881 была получена англичанином

Хеггинсом, который обнаружил в спектре излучение химически активного радикала

циана СN.

Вдали от Солнца, на расстоянии 11 а.е., приближающаяся комета выглядит

небольшим туманным пятнышком, порой с признаками начинающегося образования

хвоста. Спектр, полученный от кометы, находящейся на таком расстоянии, и

вплоть до расстояния 3-4 а.е., является непрерывным, т.к. на таких больших

расстояниях эмиссионный спектр не возбуждается из-за слабого фотонного и

корпускулярного солнечного излучения.

Этот спектр образуется в результате отражения солнечного света от пылевых

частиц или в результате его рассеивания на многоатомных молекулах или

молекулярных комплексах. На расстоянии около 3 а.е. от Солнца, т.е. когда

кометное ядро пересекает пояс астероидов, в спектре появляется первая

эмиссионная полоса молекулы циана, которая наблюдается почти во всей голове

кометы. На расстоянии 2 а.е. возбуждаются уже излучения трёхатомных молекул

С3 и NН3, которые наблюдаются в более ограниченной области головы кометы

вблизи ядра, чем все усиливающиеся излучения СN. На расстоянии 1,8 а.е.

появляются излучения углерода - полосы Свана, которые сразу становятся

заметными во всей голове кометы: и вблизи ядра и у границ видимой головы.

Механизм свечения кометных молекул был расшифрован ещё в 1911г.

К.Шварцшильдом и Е.Кроном, которые, изучая эмиссионные спектры кометы Галлея

(1910), пришли к заключению, что молекулы кометных атмосфер резонансно

переизлучают солнечный свет. Это свечение аналогично резонансному свечению

паров натрия в известных опытах Ауда, который первый заметил, что при

осещении светом, имеющим частоту желтого дублета натрия, пары натрия сами

начинают светиться на той же частоте характерным жёлтым светом. Это -

механизм резонансной флуоресценции, являющийся частым случаем более общего

механизма люминесценции. Всем известно свечение люминесцентных ламп над

витринами магазинов, в лампах дневного света и т.п. Аналогичный механизм

заставляет светиться и газы в кометах.

Для объяснения свечения зеленой и красной кислородных линий (аналогичные

линии наблюдаются и в спектрах полярных сияний) привлекались различные

механизмы: электронный удар, диссоциативная рекомбинация и фотодиссациация.

Электронный удар, однако, не в состоянии объяснить более высокую

интенсивность зелёной линии в некоторых кометах по сравнению с красной.

Поэтому больше предпочтения отдаётся механизму фотодиссоциации, в пользу

которого говорит распределение яркости в голове кометы. Тем не менее, этот

вопрос ещё окончательно не решён и поиски истинного механизма свечения атомов

в кометах продолжаются. До сих пор остается нерешённым вопрос о родительских,

первичных молекулах, из которых состоит кометное ядро, а этот вопрос очень

важен, так как именно химизм ядер предопределяет необычно высокую активность

комет, способных из весьма малых по размерам ядер развивать гигантские

атмосферы и хвосты, превосходящие по своим размерам все известные тела в

Солнечной системе.

Литература

1. В.А. Браштейн “Планеты и их наблюдение” Москва “Наука” 1979 год.

2. С. Доул “Планеты для людей” Москва “Наука” 1974 год.

3. К.И. Чурюмов “Кометы и их наблюдение” Москва “Наука” 1980 год.

4. Е.Л. Кринов “Железный дождь” Москва “Наука” 1981 год.

5. К.А. Куликов, Н.С. Сидоренков “ Планета Земля” Москва “Наука”

6. Б.А. Воронцов - Вельяминов “Очерки о Вселенной” Москва “Наука”

7. Н.П. Ерпылеев “Энциклопедический словарь юного астронома” Москва

“Педагогика” 1986 год.

8. Е.П.Левитан “Астрономия” Москва “Просвещение” 1994 год

Теплыми летними ночами приятно прогуливаться под звездным небом, рассматривать чудесные констелляции на нем, загадывать желания при виде падающей звезды. Или это пролетела комета? А может, метеорит? Наверное, среди романтиков и влюбленных больше знатоков астрономии, чем среди посетителей планетариев.

Загадочный космос

Вопросы, постоянно возникающие при созерцании требуют ответов, а небесные загадки - разгадок и научных объяснений. Вот, например, чем отличается астероид от метеорита? Не каждый школьник (и даже взрослый) сходу сможет ответить на этот вопрос. Но начнем по порядку.

Астероиды

Чтобы понять, чем отличается астероид от метеорита, нужно определиться с понятием «астероид». Это слово с древнегреческого языка переводится как «подобный звезде», поскольку эти небесные тела при наблюдении в телескоп напоминают, скорее, звезды, чем планеты. Астероиды до 2006 года часто называли малыми планетами. И действительно, движение астероидов в целом не отличается от планетарного движения, ведь оно происходит также вокруг Солнца. От обычных планет астероиды отличаются малыми размерами. Например, самый крупный астероид Церера имеет в поперечнике всего лишь 770 км.

Где же находятся эти звездоподобные космические обитатели? Большинство астероидов движутся по давно изученным орбитам в пространстве между Юпитером и Марсом. Но некоторые малые планеты все же пересекают орбиту Марса (как, например, астероид Икар) и других планет, а иногда даже подходят к Солнцу ближе, чем Меркурий.

Метеориты

В отличие от астероидов, метеориты - это не обитатели космоса, а его посланники. Каждый из землян может увидеть метеорит своими собственными глазами и потрогать его своими собственными руками. В музеях и частных коллекциях хранится большое их количество, но нужно сказать, что выглядят метеориты довольно невзрачно. В большинстве своем они являются серыми либо буровато-черными кусками камня и железа.

Итак, удалось разобраться, чем отличается астероид от метеорита. Но что же их может объединять? Считается, что метеориты представляют собой осколки мелких астероидов. Камни, носящиеся в пространстве, сталкиваются друг с другом, и осколки их порой долетают до поверхности Земли.

Самым известным в России метеоритом является Тунгусский, упавший в глухой тайге 30 июня 1908 года. В недавнем прошлом, а именно в феврале 2013 года, привлек всеобщее внимание Челябинский метеорит, чьи многочисленные осколки были найдены в районе озера Чебаркуль в Челябинской области.

Благодаря метеоритам, своеобразным гостям из космоса, ученые, а вместе с ними и все жители Земли, имеют прекрасную возможность узнать о составе небесных тел и получить представление о происхождении вселенной.

Метеоры

Слова «метеор» и «метеорит» происходят от одного греческого корня, означающего в переводе «небесный». Нам известно, и чем он отличается от метеора, не составит труда понять.

Метеор - это не конкретный небесный объект, а атмосферное явление, которое выглядит как Оно возникает, когда в атмосфере Земли сгорают осколки комет и астероидов.

Метеор - это и есть падающая звезда. Он может показаться наблюдателям, улететь обратно в космическое пространство либо сгореть в атмосфере Земли.

Разобраться, чем метеоры отличаются от астероидов и метеоритов, также несложно. Два последних небесных объекта являются конкретно осязаемыми (пусть даже теоретически в случае астероида), а метеор - свечением, возникающим в результате сгорания космических осколков.

Кометы

Не менее чудесным небесным телом, которым может любоваться земной наблюдатель, является комета. Чем отличаются кометы от астероидов и метеоритов?

Слово «комета» также древнегреческого происхождения и буквально переводится как «волосатая», «косматая». Кометы прилетают из внешней части Солнечной системы, и, соответственно, имеют иной состав, чем астероиды, сформировавшиеся рядом с Солнцем.

Помимо разницы в составе, есть и более очевидное различие в строении этих небесных тел. Комета при приближении к Солнцу, в отличие от астероида, демонстрирует туманную оболочку кому и хвост, состоящий из газа и пыли. Летучие вещества кометы по мере нагревания активно выделяются и испаряются, превращая ее в прекраснейший светящийся небесный объект.

Кроме того, астероиды движутся по орбитам, и их перемещение в космическом пространстве напоминает плавное и размеренное движение обычных планет. В отличие от астероидов, комета более экстремальна в своих перемещениях. Ее орбита сильно вытянута. Комета то близко приближается к Солнцу, то отдаляется от него на значительное расстояние.

Комета отличается от метеорита тем, что она находится в движении. Метеорит же - это результат столкновения небесного тела с земной поверхностью.

Мир небесный и мир земной

Нужно сказать, что наблюдать за ночным небом вдвойне приятнее, когда его неземные обитатели тебе хорошо знакомы и понятны. А какое удовольствие рассказывать своему собеседнику о мире звезд и необычных событиях в космическом пространстве!

И дело даже не в вопросе о том, чем отличается астероид от метеорита, а в осознании тесной связи и глубокого взаимодействия между миром земным и космическим, которые необходимо налаживать так же активно, как и отношения между одним человеком и другим.