Открытия и гипотезы, 2005 №11

Первый и наиболее крупный астероид, Церера, был открыт в 1801 году Дж. Пиацци. Этот астероид двигался по почти круговой орбите радиусом 2,8 а.е. (а.е. — астрономическая единица, среднее расстояние от Земли до Солнца, 149 500 000 км), то есть между орбитами Марса и Юпитера. Именно такое расстояние от Солнца было предсказано правилом Тициуса-Боде для еще одной гипотетической планеты Солнечной системы — Фаэтона. Вскоре были открыты еще нескольких астероидов с орбитами, проходящими между орбитами Марса и Юпитера. В 1803 году Г.В. Ольберс высказал гипотезу об образовании так называемого главного пояса астероидов (ГПА) в результате разрушения гипотетической большой планеты земной группы — Фаэтона. Сейчас известно более 9 тыс. нумерованных астероидов на самых разнообразных орбитах, и объяснить их образование разрушением планеты невозможно. Более приемлемой считается гипотеза о том, что ГПА есть несформировавшаяся планета, образованию которой помешали гравитационные возмущения Юпитера.

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. 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.

Так как комета имеет, как правило, высокоэксцентричную орбиту, то при приближении к Солнцу температура поверхности ядра повышается, льды начинают сублимировать и потоки газа выносят частицы пыли. В результате образуется так называемая газопылевая кома, которая имеет почти сферическую форму и может в миллионы раз превышать размеры самого ядра.

Благодаря огромным размерам комы отражаемый ею солнечный свет позволяет с Земли наблюдать кометы на достаточно больших расстояниях (до 5 а.е. и более) от Солнца.

Мелкие пылевые частицы очень чувствительны к давлению солнечного света. Для них давление света сравнимо с притяжением Солнца, а в некоторых случаях может и преобладать. Такие частицы покидают кометную кому, образуя хвост.

Хвост направлен в сторону, противоположную Солнцу, и его видимые размеры могут превышать размеры кометы в сотни раз, достигая 1 а.е. и более.

Согласно наиболее распространенной гипотезе, кометы являются остатками протопланетного вещества, не вошедшего в состав планет. Считается, что на окраине Солнечной системы находится так называемое Облако Оорта — склад кометных ядер.

Возмущения от близко проходящих к Солнцу звезд или газопылевых скоплений преобразуют отдельные орбиты ядер комет из Облака Оорта в орбиты, проходящие вблизи больших планет.

Большие же планеты могут еще сильнее изменить орбиты и перебросить ядра внутрь планетной системы, в которой и происходят кометные явления.

Метеороиды образуются при разрушении ядер комет и астероидов. Однако вполне вероятно, что незначительная часть современной популяции метеороидов была выброшена со спутников больших планет, с Меркурия или Марса. Как показывают наблюдения, нельзя исключить и возможность попадания в Солнечную систему метеороидов из других звездных систем.

Некоторые кратеры на поверхности спутников планет имеют диаметры до 1/3 диаметра спутника. При скорости 20 км/с столкновения астероида со спутником планеты объем кратера составит около 1500 объемов астероида. Скорости выброса вещества спутника из кратера относительно невелики, и может образоваться рой частиц с орбитой, близкой к спутнику.

Для более высоких скоростей столкновения осколки с поверхности спутника, преодолев гравитационное притяжение спутника, могут быть выброшены внутрь Солнечной системы.

По динамическим характеристикам метеороиды разделяют на два класса: спорадические и метеороиды образующие рои. Метеороидный рой — это множество частиц, двигающихся по близким орбитам.

Если метеороидный рой пересекается Землей, то при достаточно больших геоцентрических скоростях метеороидов и пространственной плотности роя мы наблюдаем явление метеорного потока. Наблюдения метеорных потоков — это практически единственный способ регистрации метеороидного роя по наземным наблюдениям. Известно около 20 метеорных потоков с часовым числом от 20 до 140 метеоров в час. Эти потоки называют главными. Разные авторы выделяют также до 6000 так называемых малых метеорных потоков или метеорных ассоциаций.

Начиная с открытия Дж. Скиапарелли, установившего сходство орбит метеорного потока Персеид и кометы 1862 III, считается, что метеороидные рои образуются при разрушении ядер комет.

Спокойный распад ядер комет на большой дуге орбиты в окрестности перигелия при сублимации замерзших газов — наиболее вероятный путь образования метеороидного роя.