ПочтаПланеты-карлики (астероиды) (Е. Л. КРИНОВ)
Е. Л. КРИНОВ
1. СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА
Читатели знают, конечно, что Земля представляет собой небесное тело — одну из девяти планет, движущихся вокруг Солнца. Двигаясь вокруг Солнца почти по круговой орбите, Земля совершает полный оборот в течение года (3651/4 суток); она находится на расстоянии в среднем 149,5 млн. км от Солнца. Земля, кроме того, вращается вокруг своей оси и каждые сутки (24 часа) завершает один поворот. Средний диаметр Земли равен 12 735 км. Вокруг Земли, в свою очередь, обращается Луна, являющаяся ее спутником. Луна находится на расстоянии в среднем 384 ООО км от Земли, имеет диаметр в 3478 км и полный оборот вокруг Земли совершает в 27х/3 суток.
Многим известна также и причина смены лунных фаз. Луна — темное небесное тело, не излучающее своего собственного света. Мы видим Луну в виде яркого небесного светила только потому, что Луна отражает падающие на ее твердую поверхность солнечные лучи. Отражательная способность лунной поверхности, или так называемое геометрическое альбедо, равно 0,07. Это значит, что только 7% падающих на лунную поверхность солнечных лучей отражается в пространство, а остальные 93% поглощаются поверхностью Луны. Для сравнения укажем, что темные земные горные породы отражают 5—8%, почва — от 10 до 20%, светлые песчаники и глины — до 30—40% солнечных лучей. Таким образом, поверхность Луны оказывается приблизительно такой же темной, как и земные горные породы. Только вследствие резкого контраста между темнотой ночй й ярким солнечным освещением поверхности Луны она кажется нам такой яркой.
Когда Луна при своем движении вокруг Земли оказывается расположенной между Солнцем и Землей; то к Земле в это время бывает обращена ее темная, не освещенная Солнцем половина поверхности (рис. 1). Поэтому мы не видим в это время Луны, наступает первая основная фаза — новолуние. Но через один-два дня, вследствие перемещения Луны по ее орбите, она расположится уже на некотором угловом расстоянии от Солнца, и на небе появляется узкий серп «молодой» Луны. Это мы видим самый край освещенной солнечными лучами поверхности Луны— край той ее половины, которая обращена к Солнцу. Лунный серп появляется в это время вскоре после захода Солнца, на фоне вечерней зари, и следом за Солнцем скрывается за горизонтом.
По мере все большего видимого удаления Луны от Солнца, серп ее становится все более широким. Наконец, Луна располагается в направлении, перпендикулярном направлению на Солнце, слева от него. В это время мы видим Луну освещенной наполовину, так как к Земле обращена половина освещенного Солнцем лунного полушария. Наступает следующая основная фаза — первая четверть (Луна отстоит в это время от Солнца на четверть круга).
П осле этого, по мере дальнейшего видимого удаления Луны от Солнца, с каждым днем становится освещенной все большая часть лунного диска. В тот момент, когда Луна займет положение в направлении, прямо противоположном Солнцу, мы увидим освещенным уже весь лунный диск—наступает полнолуние. В это время Луна в течение всей ночи видна на небе и заливает своим светом земную поверхность. Она восходит вечером на востоке и заходит под утро на западе,
.После полнолуния освещенная часть лунного диска начинает убывать, и вскоре наступает момент, когда Луна оказывается снова в перпендикулярном направлении по отношению к Солнцу, но уже справа от него. В это время мы опять увидим освещенной только половину лунного диска. Наступает новая фаза — последняя четверть.
Различие между первой и последней четвертью состоит в том, что в первом случае мы видим освещенной правую, а в последнем — левую половину лунного диска; в обоих случаях освещенная половина обращена к Солнцу. В соответствии с этим Луна в первой четверти наблюдается вечером в западной стороне неба, а в последней — утром в восточной. После последней четверти освещенная часть лунного диска, уменьшаясь с каждым днем, снова принимает форму серпа. Серп становится все более тонким, и наконец, когда Луна снова станет между Солнцем и Землей, она перестанет быть видимой, опять наступит новолуние. Полный период изменения лунных фаз равен 291/2 суткам.
Нужно понять и хорошо запомнить все сказанное относительно альбедо Луны и ее фаз, так как это поможет понять некоторые особенности астероидов и вообще ознакомиться с природой этих карликовых планет, которым по священа данная брошюра.
Теперь ознакомимся кратко со строением солнечной системы. Еще древние астрономы знали о существовании пяти ярких планет, видимых невооруженным глазом и перемещающихся по небу среди звезд. Греческое слово планета в переводе на русский язык означает — блуждающая звезда.
Рис. 2. Солнечная система
Великий польский астроном Коперник в своем бессмертном сочинении о строении солнечной системы, изданном в 1543 г., доказал, что эти планеты вместе с Землей обращаются вокруг Солнца как вокруг центрального небесного тела. Планеты расположены в порядке увеличения их расстояния от Солнпа следующим образом (рис. 2). Ближайшая к Солнцу планета — Меркурий, находящийся от Солнца, как это известно из современных измерений, на расстоянии в среднем 58 млн. км. За ним следует Венера, находящаяся на расстоянии около 108 млн. км, или 0,723 астрономической единицы (а. е.)1. Дальше следует наша Земля, потом Марс, находящийся на расстоянии около 228 млн. км (1,524 а. е.). За Марсом располагается Юпитер на расстоянии около 778 млн. км (5,203 а. е.) и, наконец, Сатурн — на расстоянии около 1426 млн. км (9,539 а. е.).
В 1781 г. астроном Вильям Гершель открыл планету Уран, расположенную за Сатурном и находящуюся на расстоянии около 2869 млн. км (19,191 а. е.) от Солнца. Орбита этой планеты была вычислена петербургским академиком Лекселем. Эта планета изредка видна невооруженным глазом (как самые слабые звезды на небе). Нужно точно знать то место на небе, где находится в данный момент эта планета, и иметь подробную звездную карту этого участка неба, чтобы найти планету Уран среди звезд. Исследуя наблюдения движений Урана, Лексель обнаружил неправильности, которые он объяснил притяжением неизвестной еще планеты, находящейся за Ураном. Необходимые вычисления для определения места расположения этой планеты на небе были сделаны астрономами Леверрье и Адамсом. По указанию Леверрье, Галле в 1846 г. нашел на небе эту планету, названную Нептуном.
Нептун находится еще дальше от Солнца, чем Уран, и расположен на расстоянии около 4495млн.км (30,071 а. е.). Наконец, в 1930 г. была открыта самая далекая планета в солнечной системе, названная Плутоном и находящаяся на среднем расстоянии 5908 млн.км(39,518 а. е.) от Солнца. Обе последние планеты не видны невооруженным глазом; Нептун можно видеть лишь в бинокль, а Плутон — только в большой телескоп, настолько мала его яркость.
Таким образом, поперечник планетной системы, определяемый диаметром орбиты самой далекой планеты — Плутона, достигает приблизительно 12 млрд. км. Замечательно, что все планеты движутся почти в одной плоскости-Следовательно, пространство, занимаемое планетными орбитами, имеет уплощенную, как бы дисковидную форму.
Планеты имеют разные размеры. Самая крупная планета — Юпитер. Его экваториальный диаметр равен 143 600 км, т. е. он в 11 74 раз больше земного. Благодаря вращению вокруг своих осей и проявлению в результате этого центробежной силы планеты получили несколько сплющенную форму, похожую на форму апельсина. Вследствие сжатия полярный диаметр Юпитера медыпе экваториального на 9500 км.
Следующей по размерам планетой является Сатурн. Его экваториальный диаметр равен 120 600 км, т. е. почти в 9х/2 раз больше земного. Сатурн обладает еще большим сжатием, чем Юпитер, и в результате этого его полярный диаметр на 12 700 км (т. е. на целый диаметр Земли) меньше экваториального. Средний диаметр Урана равен 53 400 км, а Нептуна—49 700 км, что примерно в 4 раза больше земного.
Остальные планеты имеют значительно меньшие размеры. Так, диаметр Меркурия равен всего только 5140 км, т. е. он приблизительно в полтора раза больше лунного. Средний диаметр Венеры немного меньше земного и равен 12 600 км. Диаметр Марса почти в два раза меньше диаметра Земли и равен 6860 км. Все эти планеты отличаются тем, что имеют незначительные атмосферы, вращаются медленнее других планет и обладают большей средней плотностью. Диаметр Плутона составляет около 0,8 земного диаметра, но точно еще не определен.
Таким образом, мы видим, что планеты по своим размерам распадаются на две группы: одна группа включает в себя очень крупные планеты, называемые планетами-гигантами (они располагаются за орбитой Марса). К ней принадлежат Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Другая группа объединяет планеты, значительно меньшие, но бо-лее уплотненные, и этим самым сходные с Землей, а потому и называемые планетами «земной группы». Это Меркурий, Венера, Земля и Марс.
Выдающийся астроном Кеплер в начале XVII в. установил три закона движений планет. Первый закон определяет форму планетных орбит. Закон устанавливает, что каждая планета движется вокруг Солнца по орбите, имеющей форму эллипса. Солнце при этом находится не в центре симметрии эллипса, а в точке, несколько смещенной относительно центра и называемой фокусом. В эллипсе имеются два фокуса. Они обладают тем замечательным свойством, что сумма расстояний до них от любой точки эллипса одинакова и равна большой оси эллипса (рис. 3). Отклонение положения фокуса от центра определяет так называемый эксцентриситет орбиты: чем больше эксцентриситет, тем более вытянутым является эллипс. Но так как эксцентриситеты планетных орбит очень малы, то орбиты планет мало отличаются от кругов, и этим они резко отличаются от орбит многих других небесных тел.
По второму закону Кеплера, каждая планета движется вокруг Солнца таким образом, что радиус-вектор планеты, т. е. воображаемая линия, соединяющая планету с Солнцем, в равные промежутки времени описывает равные площади. Это значит, что скорость движения планеты по орбите в разных ее участках оказывается различной. Нетрудно понять, почему это так происходит. Как было сказано, Солнце расположено не в центре эллипса (орбиты), а в его фокусе. Следовательно, одна часть планетной орбиты будет расположена ближе к Солнцу, а другая — противоположная — дальше. Поэтому, если мы мысленно представим себе два сектора на плоскости планетной орбиты с одинаковыми площадями, но расположенными в разных (противоположных) частях плоскости орбиты, то увидим, что дуги, стягивающие эти секторы по орбите, будут разные. В ближней к Солнцу части орбиты дуга будет наибольшей, а в противоположной, дальней от Солнца части — наименьшей (рис. 4). Ближайшую к Солнцу точку орбиты планеты принято называть перигелием, а наиболее удаленную — афелием.
Третий закон Кеплера определяет, что квадраты времен обращений планет вокруг Солнца пропорциональны кубам больших полуосей их орбит, т. е. кубам их средних расстояний от Солнца. Следовательно, по третьему закону Кеплера оказывается, что период обращения планеты вокруг Солнца определяется большой полуосью ее орбиты, или средним расстоянием от Солнца. Отсюда следует, что средняя скорость движения планеты по орбите будет тем меньше, чем больше ее среднее расстояние от Солнца. В соответствии с этим средняя скорость движения планет равна (в км/сек):
Меркурий..................47,8
Венера......................35,0
Земля......................29,8
Марс......................24,0
Юпитер....................13,0
Сатурн....................9,6
Уран......................6,8
Нептун....................5,4
Плутон....................4,8
Впоследствии Исаак Ньютон открыл закон всемирного тяготения, согласно которому каждые две частицы материи притягивают друг друга с силой, ирямо пропорциональной произведению их масс и обратно пропорциональной квадрату расстояния между ними. После этого законы Кеплера получили теоретическое обоснование. Ньютон показал также, что при определенных условиях небесные тела могут двигаться по орбитам, имеющим не только форму эллипса, но также и по окружностям, параболам и гиперболам, т. е. по любым коническим сечениям.
Орбиты планет Меркурия и Венеры, находящихся ближе к Солнцу, чем Земля, расположены внутри земной орбиты. Эти планеты называются нижними, в отличие от верхних, орбиты которых расположены вне земной орбиты. Это Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон.
Нетрудно понять, что нижние планеты никогда не могут наблюдаться с Земли в противоположном относительно Солнца направлении. Каждая из этих планет с Земли может наблюдаться либо вправо от Солнца, т. е. к западу от него, либо влево, т. е. к востоку. Совершая свое движение вокруг Солнца, нижняя планета не может удалиться от Солнца по небу далее определенного углового расстояния.
Положения нижних планет, при которых они удаляются на наибольшее угловое расстояние от Солнца, называются элонгациями. Если планета в момент элонгации расположена к востоку от Солнца, то элонгация называется восточной, а при расположении планеты к западу — западной элонгацией. При восточной элонгации планета наблюдается вечером, а при западной — утром. Наибольшая элонгация Меркурия составляет всего только 29°. Поэтому Меркурий можно видеть только в лучах утренней или вечерней зари в виде довольно яркой звезды. Планета бывает расположена низко над горизонтом и заходит (при восточной элонгации) вскоре после захода Солнца. При западной элонгации Меркурий восходит незадолго до восхода Солнца и с наступлением утреннего рассвета исчезает на фоне яркого неба. Вследствие быстрого перемещения по небу период видимости Меркурия длится всего лишь несколько дней. Затем планета скрывается в лучах Солнца и в течение некоторого времени остается невидимой для невооруженного глаза. В это время она находится на небе вблизи Солнца. Чтобы без телескопа найти Меркурий на небе, нужно знать даты элонгаций и его положение на небе. Такие сведения, равно как и данные о видимости других планет, помещаются в астрономических календарях, издающихся ежегодно1.
Элонгация Венеры составляет 48°, т. е. является значительно большей, чем элонгация Меркурия. Поскольку Венера удаляется от Солнца на значительно большее угловое расстояние, чем Меркурий, она может подолгу быть видимой на небе. В период восточной элонгации Венера заходит за горизонт только около полуночи, а в период западной — восходит из-за горизонта вскоре после полуночи. Венера ярко горит на темном небе, невольно привлекая к себе внимание. Недаром Венера издавна была известна в народе под названием вечерней или утренней звезды. В период наибольшего блеска Венеры, который несколько не совпадает с моментом элонгации, можно даже заметить тени от предметов, освещенных Венерой, настолько она бывает яркой. В этот период зоркий глаз наблюдателя без какого-либо инструмента может заметить Венеру даже на фоне яркого дневного неба задолго до захода Солнца или видеть ее в> течение длительного времени после восхода Солнца. Многие любители астрономии нередко практиковались в поисках Венеры на дневном небе; такие наблюдения, интересные сами по себе, полезны также и для выяснения характеристики чистоты и прозрачности атмо сферы в пунктах наблюдений. Период видимости Венеры продолжается несколько месяцев.
Нижние планеты при своем движении по орбите могут находиться между Солнцем и Землей, проходя чуть выше или чуть ниже, т. е. севернее или южнее Солнца. Эти положения называются нижними соединениями. В очень редких случаях планеты могут проходить как раз перед Солнцем и, проектируясь на солнечном диске, могут быть замечены в виде черных кружков даже в небольшую астрономическую трубу или бинокль с темным или закопченным стеклом. Нижние планеты могут, наконец, находиться и по другую сторону от Солнца, в так называемых верхних соединениях.
В верхних и нижних соединениях (за исключением случаев прохождения по диску Солнца) нижние планеты остаются невидимыми, так как скрываются в лучах Солнца.
В отличие от нижних, верхние планеты не могут наблюдаться в нижних соединениях, но, как и нижние планеты, они могут находиться за Солнцем, т. е. в верхних соединениях, когда они остаются невидимыми. Период наилучшей видимости верхних планет наступает тогда, когда планета располагается в направлении, прямо противоположном Солнцу, во время так называемых противостояний, или оппозиций (рис. 5). В период противостояния планета в продолжение всей ночи бывает видна на небе, восходя вечером на востоке и заходя под утро на западе; в полночь планета находится на юге. Во время противостояний верхние планеты находятся на самом близком расстоянии от Земли, и в это время яркость их бывает наибольшей.
В табл. 1 указаны наибольшие и наименьшие расстояния от Земли до планет.
Таблица показывает, на каких огромных расстояниях от Земли находится большинство планет. Вместе с тем из таблицы видно, что ближайшие к Земле планеты — Венера и Марс, причем Венера расположена по одну сторону от Земли (со стороны Солнца), а Марс — по другую.
Но и до этих планет, как видно из таблицы, расстояния меняются в больших пределах.
Расстояния до планет и их размеры определяют яркость планеты. Так, Марс и Венера имеют относительно небольшие размеры, но расположены на сравнительно небольшом расстоянии от Земли. Юпитер же и Сатурн, хотя и расположены на большем расстоянии, но имеют и большие размеры. В результате те и другие планеты видны на небе, как наиболее яркие звезды.
Для обозначения яркости небесных светил еще древние астрономы ввели так называемые звездные величины.
Они разделили все видимые невооруженным глазом звезды на шесть классов. Самые яркие звезды они отнесли к первой звездной величине, а самые слабые — к шестой» Звезды промежуточных яркостей были обозначены, соответственно, второй, третьей, четвертой и пятой звездными величинами. При таком подразделении звезды каждой последующей звездной величины приблизительно в 2^2 раза слабее звезд предыдущей величины Например, звезды второй величины в 2г12 раза слабее звезд первой величины и в 2 2/2 раза ярче звезд третьей величины. Для обозначения нескольких наиболее ярких звезд на небе были введены нулевые и отрицательные звездные величины. Так; например, яркость самой яркой звезды на нашем северном небе, Сириуса, равна — 1,6 звездной величины. Из сказанною видно, что чем меньше яркость звезды, тем больше ее звездная величина. Например, звезды пятой величины слабее звезд четвертой величины, и наоборот, звезды первой величины ярче звезд второй величины, и т. д.
Марс в период противостояния кажется яркой звездой —2 звездной величины и имеет красноватую окраску. Юпитер достигает яркости —2,5 звездной величины и имеет желтоватый цвет. Яркость Венеры в период ее наибольшего блеска достигает —4,4 звездной величины, а яркость Сатурна равна 0,7 звездной величины.
Если наблюдать в течение нескольких ночей положение на небе какой-либо яркой планеты, например Марса или Венеры, то можно заметить перемещение планеты среди звезд. Перемещения Юпитера или Сатурна совершаются значительно медленнее, и поэтому их смещения можно заметить через гораздо больший промежуток времени.
Наблюдая движение планеты по небу в течение всего периода ее видимости, можно заметить, что планета то движется в направлении с запада на восток (так называемым прямым движением), то на некоторый короткий промежуток времени останавливается, наступает так называемое стояние, то, наконец, она снова начинает перемещаться среди звезд, но уже в обратном направлении. Она движется, как говорят астрономы, попятным движением, т. е. в направлении с востока на запад. Пройдя некоторый путь по небу, планета снова останавливается, а потом опять перемещается прямым движением, с запада на восток. В результате в течение всего периода видимости планета опишет среди звезд петлю. Такое петлеобразное движение планет представляет собой только кажущееся явление. Оно объясняется тем, что мы наблюдаем движения планет с Земли, которая сама непрерывно совершает круговое движение вокруг Солнца.
У большинства планет имеются спутники. Они обращаются вокруг планет, подобно тому как Луна обращается вокруг Земли. У Марса имеются два спутника, размеры которых очень невелики: диаметр одного спутника, Фобоса, равен 15 км, а другого, Деймоса,— всего только 8 км. У Юпитера имеется 11 спутников, из которых четыре наибольших имеют следующие диаметры: Ио — 3730 км, Европа — 3150 км, Ганимед — 5150 км и Каллисто — 5180 км; диаметры остальных спутников составляют от
20 до 150 км.
Таким образом, два самых больших спутника по размерам заметно превосходят Луну, а два других имеют почти одинаковые с нею размеры. Юпитер со своими спутниками представляет как бы аналогию солнечной системе. В телескоп, даже с небольшим увеличением (до 40—60 раз), хорошо виден диск Юпитера с разнообразными деталями на его поверхности. Видны также и движущиеся вокруг него яркие спутники. Можно, например, наблюдать заход спутников за диск планеты или, наоборот, появление их из-за диска. Иногда удается заметить прохождение спутников перед диском планеты или исчезновение их в тени планеты (так называемые затмения спутников). Можно, наконец, наблюдать перемещающиеся по диску планеты тени спутников в виде черных точек.
Сатурн — наиболее замечательная планета солнечной системы. Вокруг него движется 9 спутников. Пять наиболее крупных из них имеют следующие размеры: Титан — 4360 км, Япет — 1800 км. Рея — 1750 км, Фетида — 1300 км и Диона — 1200 км. Самым замечательным, однако, является тонкое, но широкое кольцо, окружающее Сатурн и разделенное узкими промежутками на несколько внутренних колец. Кольцо расположено в плоскости экватора планеты. Поэтому, вследствие изменения расположения оси вращения Сатурна по отношению к Земле при его движении по орбите, кольцо бывает видимо различным образом. Когда ось Сатурна наклонена в нашу сторону на наибольший угол, кольцо бывает видимо с Земли в наибольшем раскрытии. В это время его можно заметить в телескоп даже с небольшим увеличением. Когда ось направлена перпендикулярно к направлению на Землю, кольцо бывает повернуто к нам ребром. Тогда даже в сильный телескоп нельзя заметить кольца. По современным данным, кольцо Сатурна состоит из скопления огромного количества мелких твердых частиц, движущихся вокруг планеты в плоскости ее экватора, как рой самостоятельных тел-спутников.
Мы не останавливаемся здесь на более подробном изложении строения солнечной системы. Не останавливаемся также и на природе планет и их спутников и ничего не говорим о самом главном небесном светиле нашей солнечной системы — Солнце. Читатели найдут все эти сведения в других популярных книжках по астрономии. Мы сообщили здесь главным образом только те сведения о солнечной системе и ее планетах, которые полезны для понимания дальнейшего содержания нашей брошюры, посвященной особым, карликовым планетам, так называемым астероидам.
Изучая солнечную систему, тщательно исследуя движения планет, астрономы давно уже заметили, что между орбитами Марса и Юпитера имеется непропорционально большой свободный промежуток. В связи с этим Кеплер высказывал предположение о существовании в этом промежутке еще одной неизвестной планеты. Позднее, в 1772 г., Боде указал, ^то расстояния планет от Солнца возрастают в определенном порядке (так называемое правило Тициуса-Боде), следуя формуле Рп = 0,075 X 2п + 0,4. где Р — расстояние в астрономических единицах, а п — порядковый номер планеты.
Насколько хорошо совпадают вычисленные по указанной формуле расстояния планет с истинными, показывают следующие данные:
Мы видим, что в промежутке между орбитами Марса и Юпитера, на расстоянии 2,8 а. е., под порядковым номером 5 должна находиться еще одна планета. Таким образом* предположение о существовании неизвестной планеты казалось достаточно убедительным.
Многие астрономы занялись поэтому поисками новой планеты, затратив на это много труда и времени. Однако предпринятые специальные поиски новой планеты так и не увенчались успехом; цланета, которую искали, была открыта совершенно случайно.
В конце XVIII столетия итальянский астроном Пиацци в Палермо занимался систематическими измерениями положений звезд на небе. Из ночи в ночь он производил свои наблюдения и заносил в каталог все наблюдавшиеся им звезды. На звездные карты он наносил звезды по точно измеренным их положениям. Сличая расположение звезд в одном участке неба по наблюдениям в разные ночи, он заметил, что одна звезда седьмой звездной величины (т. е. невидимая невооруженным глазом), наблюдавшаяся им в ночь на 1 января 1801 г., на следующую ночь сместилась по небу относительно соседних звезд. Заинтересовавшись этой звездой, Пиацци в течение шести недель следил за ее движением и непрерывно измерял ее положение среди соседних звезд. Потом Пиацци заболел и вследствие этого прекратил свои наблюдения. Оправившись от болезни и возобновив наблюдения, он не смог уже найти на небе эту удивительную звезду, так как она скрылась в лучах зари. Она далеко ушла от того места на небе, где ее в последний раз наблюдал Пиацци, и затерялась среди звезд*
Ее трудно было бы найти снова, но в то время немецкий математик Гаусс разработал новый способ, позволявший по трем точно измеренным положениям какого-либо небесного тела, полученным в разные ночи, вычислить его орбиту. Открытое Пиацци движущееся светило привлекло внимание Гаусса. Он произвел обработку наблюдений этого светила, сделанных Пиацци, и вычислил его орбиту. Результаты показали, что светило совершает свое движение вокруг Солнца по орбите, расположенной как раз между орбитами Марса и Юпитера и по своей форме очень похожей на орбиты больших планет.
Таким образом, оказалось, что это движущееся светило вовсе не является кометой, как думал вначале Пиацци, а представляет собой новую планету солнечной системы. По существовавшему в то время обычаю — называть иойые небесные светила именами богов иа древней мифологии, открытая планета была названа Церерой, по имени богини — покровительницы земледелия.
Когда Гаусс вычислил орбиту Цереры, то уже нетрудно было указать то место на небе, где должна была находиться эта новая планета. И действительно, ровно через год, т. е. в ночь под 1 января 1802 г., когда наступил период наилучшей видимости Цереры (ее противостояние), планета снова была найдена на небе в том самом месте, где ее и ожидали.
Итак, новая планета, которую столь упорно искали, казалось, была найдена; систематическими наблюдениями этой планеты занялся немецкий любитель астрономии Ольберс (по профессии — врач). Но, к своему удивлению, уже вскоре, 28 марта того же года, он открыл еще одну планету, названную Палладой. Вычисления орбиты Пал-лады показали, что и эта планета движется в том же промежутке между орбитами Марса и Юпитера, в котором движется и Церера. Оказались очень похожими и орбиты этих планет. Таким образом, вместо одной были открыты две планеты.
Это обстоятельство навело Ольберса на мысль о том, что обе планеты, Церера и Паллада, являются частями или осколками одной и той же более крупной планеты, некогда существовавшей в солнечной системе и затем по какой-то причине распавшейся на части. Поэтому Ольберс высказал предположение о том, что в промежутке между орбитами Марса и Юпитера должно существовать большое число осколков распавшейся планеты, которые могут быть открыты, если предпринять тщательные их поиски. В 1804 г., действительно, была открыта третья планета, названная Юноной, а в 1807 г. Ольберс открыл уже четвертую планету, названную Вестой. Орбиты и этих двух планет также оказались расположенными в том же промежутке между орбитами Марса и Юпитера. Оказалось сходство и в орбитах всех четырех планет.
Все четыре вновь открытые планеты, в отличие от больших планет, даже в сильный телескоп казались только светящимися точками, подобными «неподвижным» звездам. Поэтому они были названы общим названием астероиды, что значит «звездоподобные». Под таким названием эти планеты известны и в настоящее время. Однако очень часто их называют еще малыми планетами, так как изучение астероидов впоследствии показало, что они действительно значительно меньше не только всех больших планет солнечной системы, но и многих их крупных спутников (см. стр. 16).
В дальнейшем, на протяжении почти сорока лет, не было открыто ни одного астероида, и большой энтузиазм в поисках новых астероидов, который возник у астрономов после открытия первых четырех малых планет, постепенно пропал. Только в 1845 г. был открыт пятый астероид. Он оказался значительно более слабым по яркости, и этим отчасти объяснялось то обстоятельство, что он не был обнаружен в течение длительного времени. Через два года был открыт еще один астероид, а потом уже каждый год стали открывать по нескольку астероидов. Все вновь открывавшиеся астероиды оказывались все более и более слабыми. Для их поисков приходилось применять все более мощные телескопы.
Особенно большое развитие работы по изучению и открытию новых астероидов получили в конце прошлого столетия, когда в астрономии стала широко применяться фотография. Фотографический метод наблюдений оказался чрезвычайно плодотворным в области изучения астероидов, а особенно для их открытия.
Для изучения небесных светил при помощи фотографии были построены применяющиеся и в настоящее время специальные телескопы, называемые астрографами. Астрограф представляет собой телескоп, состоящий из двух частей: так называемой ведущей трубы (гида), в которую смотрит наблюдатель, и фотографической трубы или же специальной фотографической камеры. При помощи часового механизма, имеющегося у астрографа, последний может непрерывно поворачиваться, следуя за суточным движением звезд по небу. Поэтому, будучи направлен на какую-либо звезду или группу звезд, астрограф в результате действия часового механизма будет все время следовать за этой звездой или группой звезд. При этом свет от звезд все время, пока фотографическая камера будет открыта, будет падать на одни и те же места фотографической пластинки, помещенной в фотокамере. Чем более продолжительной будет выдержка (экспозиция), т. е. промежуток времени, в течение которого производится фотографирование, тем более слабые звезды дадут свои изображения на фотографическом снимке (негативе). Астрономам часто приходится применять очень длительные выдержки, доходящие до многих часов, чтобы получить на фотопластинках изображения очень слабых звезд. Хотя свет от таких звезд иногда бывает настолько слаб, что даже в самый сильный телескоп мы не в состоянии заметить эти звезды, тем не менее при длительных, многочасовых выдержках свет таких звезд, падая на одни и те же места фотографической пластинки, воздействует на ее светочувствительный слой и в конце концов вызывает появление на ней изображений.
Для поисков астероидов применяются особенно светосильные фотографические камеры, отличающиеся большим отверстием объектива, малым фокусным расстоянием и большим полем зрения. Благодаря этому фотографическая камера захватывает довольно большой участок неба с большим числом звезд в нем.
Поставив перед собой задачу открыть новый астероид, астроном направляет астрограф на тот или иной участок неба, пускает часовой механизм, открывает затвор фотографической камеры и начинает фотографировать звезды. Экспозиция продолжается в течение одного-двух часов, после этого затвор фотографической камеры закрывается, а экспонированная фотографическая пластинка проявляется. На полученном негативе изображения звезд получатся в виде точек разного диаметра в зависимости от их яркости. Если же в сфотографированном участке неба находился астероид, то его изображение получится в виде черточки (рис. 6). Объясняется это тем, что во время фотографирования астрограф под действием часового механизма следовал за суточным перемещением звезд, а так как выдержка была длительной, то за это время астероид успел сместиться между звездами. Поэтому на негативе и получился след астероида.
Благодаря такому различию в изображениях звезд и астероида на негативе легко обнаружить астероид даже при простом осмотре негатива глазом. Но обычно негативы просматриваются в специальном приборе. Таким образом, астероиды открываются теперь не во время наблюдений и не непосредственно на небе, а после наблюдений, может быть даже через несколько дней, и притом в лаборатории.
Нужно сказать, что теперь все более или менее яркие астероиды уже открыты и вновь открываются только очень слабые. Свет, исходящий от таких астероидов, оказывается настолько слабым, что астероид, перемещаясь непрерывно по небу в течение всей экспозиции, не оставляет заметного изображения на фотографической пластинке. Поэтому для открытия астероидов был разработан другой фотографический метод. Он заключается в следующем. Перед фотографированием ход часового механизма астрографа расстраивается таким образом, что астрограф движется не вслед за суточным движением звезд, а за предполагаемым перемещением астероида по небу. При таком способе фотографирования изображения звезд на негативе получатся в виде черточек, а астероида — в виде более или менее размытого кружка. Так как во время фотографирования свет от астероида все время падает на одно и то же место фотографической пластинки, то даже очень слабый астероид дает на ней изображение. Как и в первом способе, изображения звезд и астероида на пластинке оказываются различными, и благодаря этому имеется возможность легко обнаружить астероид на негативе.
Открыть астероид — это еще полдела. После этого необходимо произвести ряд наблюдений его в течение многих ночей для определения орбиты. Только после этого, т. е. когда будет получен достаточный наблюдательный материал, астероид не будет потерян. Поэтому вслед за открытием астрономы производят из ночи в ночь фотографирование нового астероида, следя за его перемещением по небу. Потом полученные серии фотографических снимков (негативов) подвергают соответствующим измерениям на специальных приборах, а затем — вычислительной обработке. Только в результате длительных измерений негативов и длительных вычислений получают элементы орбиты открытого астероида. Лишь тогда астероид заносят в католог, нумеруют порядковым номером и дают ему название.
После того как вычислены элементы орбиты нового астероида, уже нетрудно наперед указать его положение на небе для любого момента. Для этого вычисляют специальные таблицы-эфемериды, в которых указываются положения на небе всех известных астероидов на все периоды видимости их на данный год (обычно близ противостояний).
По поручению Международного астрономического союза, вычисление орбит новых астероидов и составление их эфемерид производится Институтом теоретической астрономии Академии Наук СССР в Ленинграде. В этой работе принимают участие также Институт физики и механики Академии Наук Латвийской ССР, астрономическая обсерватория Львовского государственного университета и кафедры астрономии Томского, Харьковского, Киевского и Ростовского государственных университетов.
Нужно сказать, что далеко не для каждого открытого астероида удается получить достаточное число фотографических снимков, чтобы можно было вычислить элементы его орбиты. Этому часто мешает наступление пасмурной погоды или какие-либо иные обстоятельства. Поэтому многие открытые астероиды снова оказываются утерянными. Для вычисления достаточно надежных элементов орбиты нужно получить по крайней мере три негатива в разные ночи, разделенные промежутками в несколько суток. Но за такой промежуток времени слабый астероид может уменьшиться в яркости и совсем затеряться среди звезд, особенно если он был открыт при неблагоприятных для наблюдений условиях.
В табл. 2 указано число астероидов, открытых и занесенных в каталог за все время, начиная с момента открытия первого астероида; числа в таблице указаны по десятилетиям, Таблица показывает, что почти с каждым новым десятилетием число виовь открытых астероидов все более и более возрастает. Между тем, число занумерованных и занесенных в каталог астероидов из десятилетия в десятилетие остается почти без изменений. Отсюда следует, что все большее число открываемых астероидов оказывается утерянным. На 1 января 1950 г. в каталог было занесено 1566 астероидов. За все же время было открыто свыше шести тысяч астероидов, но только приблизительно четвертая часть из них вошла в каталог, и только для этих астероидов удалось вычислить орбиты. Три четверти же открытых астероидов было утеряно. Вполне возможно, что многие из открытых и утерянных астероидов вновь были открыты и часть из них снова была утеряна.
Все это отчасти свидетельствует о том, что в настоящее время астрономы не справляются в полной мере с гигантской работой, которую приходится вести в связи с наблюдениями и вычислениями орбит десятков и сотен астероидов, открываемых теперь в течение года.
Можно было бы поставить вопрос о том, стоит ли заниматься такой трудоемкой работой, тратить на нее время и средства, занимать большие коллективы научных работников и вычислителей. И вот оказывается, что такая работа заслуживает большого внимания. Целью открытий и изучения астероидов является всестороннее изучение строения солнечной системы, с одной стороны, и разрешение проблемы происхождения астероидов и их роли в солнечной системе — с другой.
В настоящее время становится все более ясным, что разрешение такой важнейшей проблемы, как происхождение планет, в том числе и Земли, может быть успешно выполнено только при всестороннем изучении солнечной системы, при самом тщательном изучении таких малых тел Вселенной, как астероиды, метеориты и др. Читатели вполне понимают, конечно, насколько важно для правильного представления об окружающем нас мире точно, на диалектико-материалистической основе установить законы развития материи во Вселенной и, прежде всего, в нашей солнечной системе. Нос этим как раз и связано разрешение проблемы происхождения Земли, ее истории и эволюции.
Как было сказано, первые астероиды были названы именами древних богинь. Так были названы и многие другие, открытые позднее астероиды. Но потом астероидам начали давать названия городов, стран света, различные географические названия, имена ученых, великих людей и т. д. Так, имеются астероиды со следующими названиями: Москва, Казань, Ставрополия, Тифлис, Пулково, Симеиза, Сибирь, Арктика, Армения и т. д. Имеется астероид под названием Морозовия, названный так в честь нашего известного революционера и ученого, почетного академика Николая Александровича Морозова. Астероид Бредихина назван в честь выдающегося русского астронома, основоположника физической теории комет — Федора Александровича Бредихина. Открытый на советской астрономической обсерватории в Симеизе астрономом С. И. Белявским астероид за № 852 был назван Владиленой в честь Владимира Ильича Ленина.
Почти все названия астероидов, как это можно видеть из приведенных примеров, имеют окончания женского рода. Исключение составляет небольшое число астероидов, имеющих те или иные особенности. Названия таких астероидов для отличия имеют окончание мужского рода. Примером таких астероидов может служить астероид Эрот, с особенностями которого, равно как и с другими подобными астероидами, мы ознакомимся далее.
Наша страна по числу открываемых астероидов, а также по размаху работ, которые ведутся по наблюдениям и всестороннему изучению астероидов, уже давно занимает одно из первых мест в мире. Это и понятно, так как только в нашей стране паука занимает почетное место и ученые пользуются неограниченными возможностями для выполнения своих работ.
Умерший в 1948 г. советский астроном, директор Пулковской обсерватории проф. Г. Н. Неуймин открыл в Симеизе свыше 400 новых астероидов, из которых 63 вошли в каталог, так как для них были вычислены орбиты. Большое число новых астероидов было открыто также астрономами С. И. Белявским, В. А. Альбицким и др. Изучением движений астероидов и вычислением их орбит в течение многих лет занимаются советские астрономы И. И. Путилин, Н. С. Самойлова-Яхонтова, П. Ф. Шайн и др.
Особенно успешно открытия и наблюдения астероидов велись на протяжении последних 40 лет на Симеизской астрономической обсерватории в Крыму. По числу открытых на этой обсерватории астероидов она занимала второе место в мире. Наблюдения астероидов производились также и на других наших астрономических обсерваториях: Казанской, Московской, Пулковской и Ташкентской.
Фашистские варвары во время оккупации Крыма разрушили Симеизскую обсерваторию. Но в настоящее время эта обсерватория успешно восстановлена, и на ней вновь возобновились плодотворные работы по изучению астероидов. Теперь участие в этой работе принимают также Киевская, Львовская, Алма-Атинская и Одесская обсерватории.
Планеты-карлики (астероиды)
1. СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА
Читатели знают, конечно, что Земля представляет собой небесное тело — одну из девяти планет, движущихся вокруг Солнца. Двигаясь вокруг Солнца почти по круговой орбите, Земля совершает полный оборот в течение года (3651/4 суток); она находится на расстоянии в среднем 149,5 млн. км от Солнца. Земля, кроме того, вращается вокруг своей оси и каждые сутки (24 часа) завершает один поворот. Средний диаметр Земли равен 12 735 км. Вокруг Земли, в свою очередь, обращается Луна, являющаяся ее спутником. Луна находится на расстоянии в среднем 384 ООО км от Земли, имеет диаметр в 3478 км и полный оборот вокруг Земли совершает в 27х/3 суток.
Многим известна также и причина смены лунных фаз. Луна — темное небесное тело, не излучающее своего собственного света. Мы видим Луну в виде яркого небесного светила только потому, что Луна отражает падающие на ее твердую поверхность солнечные лучи. Отражательная способность лунной поверхности, или так называемое геометрическое альбедо, равно 0,07. Это значит, что только 7% падающих на лунную поверхность солнечных лучей отражается в пространство, а остальные 93% поглощаются поверхностью Луны. Для сравнения укажем, что темные земные горные породы отражают 5—8%, почва — от 10 до 20%, светлые песчаники и глины — до 30—40% солнечных лучей. Таким образом, поверхность Луны оказывается приблизительно такой же темной, как и земные горные породы. Только вследствие резкого контраста между темнотой ночй й ярким солнечным освещением поверхности Луны она кажется нам такой яркой.
Когда Луна при своем движении вокруг Земли оказывается расположенной между Солнцем и Землей; то к Земле в это время бывает обращена ее темная, не освещенная Солнцем половина поверхности (рис. 1). Поэтому мы не видим в это время Луны, наступает первая основная фаза — новолуние. Но через один-два дня, вследствие перемещения Луны по ее орбите, она расположится уже на некотором угловом расстоянии от Солнца, и на небе появляется узкий серп «молодой» Луны. Это мы видим самый край освещенной солнечными лучами поверхности Луны— край той ее половины, которая обращена к Солнцу. Лунный серп появляется в это время вскоре после захода Солнца, на фоне вечерней зари, и следом за Солнцем скрывается за горизонтом.
По мере все большего видимого удаления Луны от Солнца, серп ее становится все более широким. Наконец, Луна располагается в направлении, перпендикулярном направлению на Солнце, слева от него. В это время мы видим Луну освещенной наполовину, так как к Земле обращена половина освещенного Солнцем лунного полушария. Наступает следующая основная фаза — первая четверть (Луна отстоит в это время от Солнца на четверть круга).
П осле этого, по мере дальнейшего видимого удаления Луны от Солнца, с каждым днем становится освещенной все большая часть лунного диска. В тот момент, когда Луна займет положение в направлении, прямо противоположном Солнцу, мы увидим освещенным уже весь лунный диск—наступает полнолуние. В это время Луна в течение всей ночи видна на небе и заливает своим светом земную поверхность. Она восходит вечером на востоке и заходит под утро на западе,
.После полнолуния освещенная часть лунного диска начинает убывать, и вскоре наступает момент, когда Луна оказывается снова в перпендикулярном направлении по отношению к Солнцу, но уже справа от него. В это время мы опять увидим освещенной только половину лунного диска. Наступает новая фаза — последняя четверть.
Различие между первой и последней четвертью состоит в том, что в первом случае мы видим освещенной правую, а в последнем — левую половину лунного диска; в обоих случаях освещенная половина обращена к Солнцу. В соответствии с этим Луна в первой четверти наблюдается вечером в западной стороне неба, а в последней — утром в восточной. После последней четверти освещенная часть лунного диска, уменьшаясь с каждым днем, снова принимает форму серпа. Серп становится все более тонким, и наконец, когда Луна снова станет между Солнцем и Землей, она перестанет быть видимой, опять наступит новолуние. Полный период изменения лунных фаз равен 291/2 суткам.
Нужно понять и хорошо запомнить все сказанное относительно альбедо Луны и ее фаз, так как это поможет понять некоторые особенности астероидов и вообще ознакомиться с природой этих карликовых планет, которым по священа данная брошюра.
Теперь ознакомимся кратко со строением солнечной системы. Еще древние астрономы знали о существовании пяти ярких планет, видимых невооруженным глазом и перемещающихся по небу среди звезд. Греческое слово планета в переводе на русский язык означает — блуждающая звезда.
Рис. 2. Солнечная система
Великий польский астроном Коперник в своем бессмертном сочинении о строении солнечной системы, изданном в 1543 г., доказал, что эти планеты вместе с Землей обращаются вокруг Солнца как вокруг центрального небесного тела. Планеты расположены в порядке увеличения их расстояния от Солнпа следующим образом (рис. 2). Ближайшая к Солнцу планета — Меркурий, находящийся от Солнца, как это известно из современных измерений, на расстоянии в среднем 58 млн. км. За ним следует Венера, находящаяся на расстоянии около 108 млн. км, или 0,723 астрономической единицы (а. е.)1. Дальше следует наша Земля, потом Марс, находящийся на расстоянии около 228 млн. км (1,524 а. е.). За Марсом располагается Юпитер на расстоянии около 778 млн. км (5,203 а. е.) и, наконец, Сатурн — на расстоянии около 1426 млн. км (9,539 а. е.).
В 1781 г. астроном Вильям Гершель открыл планету Уран, расположенную за Сатурном и находящуюся на расстоянии около 2869 млн. км (19,191 а. е.) от Солнца. Орбита этой планеты была вычислена петербургским академиком Лекселем. Эта планета изредка видна невооруженным глазом (как самые слабые звезды на небе). Нужно точно знать то место на небе, где находится в данный момент эта планета, и иметь подробную звездную карту этого участка неба, чтобы найти планету Уран среди звезд. Исследуя наблюдения движений Урана, Лексель обнаружил неправильности, которые он объяснил притяжением неизвестной еще планеты, находящейся за Ураном. Необходимые вычисления для определения места расположения этой планеты на небе были сделаны астрономами Леверрье и Адамсом. По указанию Леверрье, Галле в 1846 г. нашел на небе эту планету, названную Нептуном.
Нептун находится еще дальше от Солнца, чем Уран, и расположен на расстоянии около 4495млн.км (30,071 а. е.). Наконец, в 1930 г. была открыта самая далекая планета в солнечной системе, названная Плутоном и находящаяся на среднем расстоянии 5908 млн.км(39,518 а. е.) от Солнца. Обе последние планеты не видны невооруженным глазом; Нептун можно видеть лишь в бинокль, а Плутон — только в большой телескоп, настолько мала его яркость.
Таким образом, поперечник планетной системы, определяемый диаметром орбиты самой далекой планеты — Плутона, достигает приблизительно 12 млрд. км. Замечательно, что все планеты движутся почти в одной плоскости-Следовательно, пространство, занимаемое планетными орбитами, имеет уплощенную, как бы дисковидную форму.
Планеты имеют разные размеры. Самая крупная планета — Юпитер. Его экваториальный диаметр равен 143 600 км, т. е. он в 11 74 раз больше земного. Благодаря вращению вокруг своих осей и проявлению в результате этого центробежной силы планеты получили несколько сплющенную форму, похожую на форму апельсина. Вследствие сжатия полярный диаметр Юпитера медыпе экваториального на 9500 км.
Следующей по размерам планетой является Сатурн. Его экваториальный диаметр равен 120 600 км, т. е. почти в 9х/2 раз больше земного. Сатурн обладает еще большим сжатием, чем Юпитер, и в результате этого его полярный диаметр на 12 700 км (т. е. на целый диаметр Земли) меньше экваториального. Средний диаметр Урана равен 53 400 км, а Нептуна—49 700 км, что примерно в 4 раза больше земного.
Остальные планеты имеют значительно меньшие размеры. Так, диаметр Меркурия равен всего только 5140 км, т. е. он приблизительно в полтора раза больше лунного. Средний диаметр Венеры немного меньше земного и равен 12 600 км. Диаметр Марса почти в два раза меньше диаметра Земли и равен 6860 км. Все эти планеты отличаются тем, что имеют незначительные атмосферы, вращаются медленнее других планет и обладают большей средней плотностью. Диаметр Плутона составляет около 0,8 земного диаметра, но точно еще не определен.
Таким образом, мы видим, что планеты по своим размерам распадаются на две группы: одна группа включает в себя очень крупные планеты, называемые планетами-гигантами (они располагаются за орбитой Марса). К ней принадлежат Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Другая группа объединяет планеты, значительно меньшие, но бо-лее уплотненные, и этим самым сходные с Землей, а потому и называемые планетами «земной группы». Это Меркурий, Венера, Земля и Марс.
Выдающийся астроном Кеплер в начале XVII в. установил три закона движений планет. Первый закон определяет форму планетных орбит. Закон устанавливает, что каждая планета движется вокруг Солнца по орбите, имеющей форму эллипса. Солнце при этом находится не в центре симметрии эллипса, а в точке, несколько смещенной относительно центра и называемой фокусом. В эллипсе имеются два фокуса. Они обладают тем замечательным свойством, что сумма расстояний до них от любой точки эллипса одинакова и равна большой оси эллипса (рис. 3). Отклонение положения фокуса от центра определяет так называемый эксцентриситет орбиты: чем больше эксцентриситет, тем более вытянутым является эллипс. Но так как эксцентриситеты планетных орбит очень малы, то орбиты планет мало отличаются от кругов, и этим они резко отличаются от орбит многих других небесных тел.
По второму закону Кеплера, каждая планета движется вокруг Солнца таким образом, что радиус-вектор планеты, т. е. воображаемая линия, соединяющая планету с Солнцем, в равные промежутки времени описывает равные площади. Это значит, что скорость движения планеты по орбите в разных ее участках оказывается различной. Нетрудно понять, почему это так происходит. Как было сказано, Солнце расположено не в центре эллипса (орбиты), а в его фокусе. Следовательно, одна часть планетной орбиты будет расположена ближе к Солнцу, а другая — противоположная — дальше. Поэтому, если мы мысленно представим себе два сектора на плоскости планетной орбиты с одинаковыми площадями, но расположенными в разных (противоположных) частях плоскости орбиты, то увидим, что дуги, стягивающие эти секторы по орбите, будут разные. В ближней к Солнцу части орбиты дуга будет наибольшей, а в противоположной, дальней от Солнца части — наименьшей (рис. 4). Ближайшую к Солнцу точку орбиты планеты принято называть перигелием, а наиболее удаленную — афелием.
Третий закон Кеплера определяет, что квадраты времен обращений планет вокруг Солнца пропорциональны кубам больших полуосей их орбит, т. е. кубам их средних расстояний от Солнца. Следовательно, по третьему закону Кеплера оказывается, что период обращения планеты вокруг Солнца определяется большой полуосью ее орбиты, или средним расстоянием от Солнца. Отсюда следует, что средняя скорость движения планеты по орбите будет тем меньше, чем больше ее среднее расстояние от Солнца. В соответствии с этим средняя скорость движения планет равна (в км/сек):
Меркурий..................47,8
Венера......................35,0
Земля......................29,8
Марс......................24,0
Юпитер....................13,0
Сатурн....................9,6
Уран......................6,8
Нептун....................5,4
Плутон....................4,8
Впоследствии Исаак Ньютон открыл закон всемирного тяготения, согласно которому каждые две частицы материи притягивают друг друга с силой, ирямо пропорциональной произведению их масс и обратно пропорциональной квадрату расстояния между ними. После этого законы Кеплера получили теоретическое обоснование. Ньютон показал также, что при определенных условиях небесные тела могут двигаться по орбитам, имеющим не только форму эллипса, но также и по окружностям, параболам и гиперболам, т. е. по любым коническим сечениям.
Орбиты планет Меркурия и Венеры, находящихся ближе к Солнцу, чем Земля, расположены внутри земной орбиты. Эти планеты называются нижними, в отличие от верхних, орбиты которых расположены вне земной орбиты. Это Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун и Плутон.
Нетрудно понять, что нижние планеты никогда не могут наблюдаться с Земли в противоположном относительно Солнца направлении. Каждая из этих планет с Земли может наблюдаться либо вправо от Солнца, т. е. к западу от него, либо влево, т. е. к востоку. Совершая свое движение вокруг Солнца, нижняя планета не может удалиться от Солнца по небу далее определенного углового расстояния.
Положения нижних планет, при которых они удаляются на наибольшее угловое расстояние от Солнца, называются элонгациями. Если планета в момент элонгации расположена к востоку от Солнца, то элонгация называется восточной, а при расположении планеты к западу — западной элонгацией. При восточной элонгации планета наблюдается вечером, а при западной — утром. Наибольшая элонгация Меркурия составляет всего только 29°. Поэтому Меркурий можно видеть только в лучах утренней или вечерней зари в виде довольно яркой звезды. Планета бывает расположена низко над горизонтом и заходит (при восточной элонгации) вскоре после захода Солнца. При западной элонгации Меркурий восходит незадолго до восхода Солнца и с наступлением утреннего рассвета исчезает на фоне яркого неба. Вследствие быстрого перемещения по небу период видимости Меркурия длится всего лишь несколько дней. Затем планета скрывается в лучах Солнца и в течение некоторого времени остается невидимой для невооруженного глаза. В это время она находится на небе вблизи Солнца. Чтобы без телескопа найти Меркурий на небе, нужно знать даты элонгаций и его положение на небе. Такие сведения, равно как и данные о видимости других планет, помещаются в астрономических календарях, издающихся ежегодно1.
Элонгация Венеры составляет 48°, т. е. является значительно большей, чем элонгация Меркурия. Поскольку Венера удаляется от Солнца на значительно большее угловое расстояние, чем Меркурий, она может подолгу быть видимой на небе. В период восточной элонгации Венера заходит за горизонт только около полуночи, а в период западной — восходит из-за горизонта вскоре после полуночи. Венера ярко горит на темном небе, невольно привлекая к себе внимание. Недаром Венера издавна была известна в народе под названием вечерней или утренней звезды. В период наибольшего блеска Венеры, который несколько не совпадает с моментом элонгации, можно даже заметить тени от предметов, освещенных Венерой, настолько она бывает яркой. В этот период зоркий глаз наблюдателя без какого-либо инструмента может заметить Венеру даже на фоне яркого дневного неба задолго до захода Солнца или видеть ее в> течение длительного времени после восхода Солнца. Многие любители астрономии нередко практиковались в поисках Венеры на дневном небе; такие наблюдения, интересные сами по себе, полезны также и для выяснения характеристики чистоты и прозрачности атмо сферы в пунктах наблюдений. Период видимости Венеры продолжается несколько месяцев.
Нижние планеты при своем движении по орбите могут находиться между Солнцем и Землей, проходя чуть выше или чуть ниже, т. е. севернее или южнее Солнца. Эти положения называются нижними соединениями. В очень редких случаях планеты могут проходить как раз перед Солнцем и, проектируясь на солнечном диске, могут быть замечены в виде черных кружков даже в небольшую астрономическую трубу или бинокль с темным или закопченным стеклом. Нижние планеты могут, наконец, находиться и по другую сторону от Солнца, в так называемых верхних соединениях.
В верхних и нижних соединениях (за исключением случаев прохождения по диску Солнца) нижние планеты остаются невидимыми, так как скрываются в лучах Солнца.
В отличие от нижних, верхние планеты не могут наблюдаться в нижних соединениях, но, как и нижние планеты, они могут находиться за Солнцем, т. е. в верхних соединениях, когда они остаются невидимыми. Период наилучшей видимости верхних планет наступает тогда, когда планета располагается в направлении, прямо противоположном Солнцу, во время так называемых противостояний, или оппозиций (рис. 5). В период противостояния планета в продолжение всей ночи бывает видна на небе, восходя вечером на востоке и заходя под утро на западе; в полночь планета находится на юге. Во время противостояний верхние планеты находятся на самом близком расстоянии от Земли, и в это время яркость их бывает наибольшей.
В табл. 1 указаны наибольшие и наименьшие расстояния от Земли до планет.
Таблица показывает, на каких огромных расстояниях от Земли находится большинство планет. Вместе с тем из таблицы видно, что ближайшие к Земле планеты — Венера и Марс, причем Венера расположена по одну сторону от Земли (со стороны Солнца), а Марс — по другую.
Но и до этих планет, как видно из таблицы, расстояния меняются в больших пределах.
Расстояния до планет и их размеры определяют яркость планеты. Так, Марс и Венера имеют относительно небольшие размеры, но расположены на сравнительно небольшом расстоянии от Земли. Юпитер же и Сатурн, хотя и расположены на большем расстоянии, но имеют и большие размеры. В результате те и другие планеты видны на небе, как наиболее яркие звезды.
Для обозначения яркости небесных светил еще древние астрономы ввели так называемые звездные величины.
Они разделили все видимые невооруженным глазом звезды на шесть классов. Самые яркие звезды они отнесли к первой звездной величине, а самые слабые — к шестой» Звезды промежуточных яркостей были обозначены, соответственно, второй, третьей, четвертой и пятой звездными величинами. При таком подразделении звезды каждой последующей звездной величины приблизительно в 2^2 раза слабее звезд предыдущей величины Например, звезды второй величины в 2г12 раза слабее звезд первой величины и в 2 2/2 раза ярче звезд третьей величины. Для обозначения нескольких наиболее ярких звезд на небе были введены нулевые и отрицательные звездные величины. Так; например, яркость самой яркой звезды на нашем северном небе, Сириуса, равна — 1,6 звездной величины. Из сказанною видно, что чем меньше яркость звезды, тем больше ее звездная величина. Например, звезды пятой величины слабее звезд четвертой величины, и наоборот, звезды первой величины ярче звезд второй величины, и т. д.
Марс в период противостояния кажется яркой звездой —2 звездной величины и имеет красноватую окраску. Юпитер достигает яркости —2,5 звездной величины и имеет желтоватый цвет. Яркость Венеры в период ее наибольшего блеска достигает —4,4 звездной величины, а яркость Сатурна равна 0,7 звездной величины.
Если наблюдать в течение нескольких ночей положение на небе какой-либо яркой планеты, например Марса или Венеры, то можно заметить перемещение планеты среди звезд. Перемещения Юпитера или Сатурна совершаются значительно медленнее, и поэтому их смещения можно заметить через гораздо больший промежуток времени.
Наблюдая движение планеты по небу в течение всего периода ее видимости, можно заметить, что планета то движется в направлении с запада на восток (так называемым прямым движением), то на некоторый короткий промежуток времени останавливается, наступает так называемое стояние, то, наконец, она снова начинает перемещаться среди звезд, но уже в обратном направлении. Она движется, как говорят астрономы, попятным движением, т. е. в направлении с востока на запад. Пройдя некоторый путь по небу, планета снова останавливается, а потом опять перемещается прямым движением, с запада на восток. В результате в течение всего периода видимости планета опишет среди звезд петлю. Такое петлеобразное движение планет представляет собой только кажущееся явление. Оно объясняется тем, что мы наблюдаем движения планет с Земли, которая сама непрерывно совершает круговое движение вокруг Солнца.
У большинства планет имеются спутники. Они обращаются вокруг планет, подобно тому как Луна обращается вокруг Земли. У Марса имеются два спутника, размеры которых очень невелики: диаметр одного спутника, Фобоса, равен 15 км, а другого, Деймоса,— всего только 8 км. У Юпитера имеется 11 спутников, из которых четыре наибольших имеют следующие диаметры: Ио — 3730 км, Европа — 3150 км, Ганимед — 5150 км и Каллисто — 5180 км; диаметры остальных спутников составляют от
20 до 150 км.
Таким образом, два самых больших спутника по размерам заметно превосходят Луну, а два других имеют почти одинаковые с нею размеры. Юпитер со своими спутниками представляет как бы аналогию солнечной системе. В телескоп, даже с небольшим увеличением (до 40—60 раз), хорошо виден диск Юпитера с разнообразными деталями на его поверхности. Видны также и движущиеся вокруг него яркие спутники. Можно, например, наблюдать заход спутников за диск планеты или, наоборот, появление их из-за диска. Иногда удается заметить прохождение спутников перед диском планеты или исчезновение их в тени планеты (так называемые затмения спутников). Можно, наконец, наблюдать перемещающиеся по диску планеты тени спутников в виде черных точек.
Сатурн — наиболее замечательная планета солнечной системы. Вокруг него движется 9 спутников. Пять наиболее крупных из них имеют следующие размеры: Титан — 4360 км, Япет — 1800 км. Рея — 1750 км, Фетида — 1300 км и Диона — 1200 км. Самым замечательным, однако, является тонкое, но широкое кольцо, окружающее Сатурн и разделенное узкими промежутками на несколько внутренних колец. Кольцо расположено в плоскости экватора планеты. Поэтому, вследствие изменения расположения оси вращения Сатурна по отношению к Земле при его движении по орбите, кольцо бывает видимо различным образом. Когда ось Сатурна наклонена в нашу сторону на наибольший угол, кольцо бывает видимо с Земли в наибольшем раскрытии. В это время его можно заметить в телескоп даже с небольшим увеличением. Когда ось направлена перпендикулярно к направлению на Землю, кольцо бывает повернуто к нам ребром. Тогда даже в сильный телескоп нельзя заметить кольца. По современным данным, кольцо Сатурна состоит из скопления огромного количества мелких твердых частиц, движущихся вокруг планеты в плоскости ее экватора, как рой самостоятельных тел-спутников.
Мы не останавливаемся здесь на более подробном изложении строения солнечной системы. Не останавливаемся также и на природе планет и их спутников и ничего не говорим о самом главном небесном светиле нашей солнечной системы — Солнце. Читатели найдут все эти сведения в других популярных книжках по астрономии. Мы сообщили здесь главным образом только те сведения о солнечной системе и ее планетах, которые полезны для понимания дальнейшего содержания нашей брошюры, посвященной особым, карликовым планетам, так называемым астероидам.
2. ОТКРЫТИЯ АСТЕРОИДОВ
Изучая солнечную систему, тщательно исследуя движения планет, астрономы давно уже заметили, что между орбитами Марса и Юпитера имеется непропорционально большой свободный промежуток. В связи с этим Кеплер высказывал предположение о существовании в этом промежутке еще одной неизвестной планеты. Позднее, в 1772 г., Боде указал, ^то расстояния планет от Солнца возрастают в определенном порядке (так называемое правило Тициуса-Боде), следуя формуле Рп = 0,075 X 2п + 0,4. где Р — расстояние в астрономических единицах, а п — порядковый номер планеты.
Насколько хорошо совпадают вычисленные по указанной формуле расстояния планет с истинными, показывают следующие данные:
Мы видим, что в промежутке между орбитами Марса и Юпитера, на расстоянии 2,8 а. е., под порядковым номером 5 должна находиться еще одна планета. Таким образом* предположение о существовании неизвестной планеты казалось достаточно убедительным.
Многие астрономы занялись поэтому поисками новой планеты, затратив на это много труда и времени. Однако предпринятые специальные поиски новой планеты так и не увенчались успехом; цланета, которую искали, была открыта совершенно случайно.
В конце XVIII столетия итальянский астроном Пиацци в Палермо занимался систематическими измерениями положений звезд на небе. Из ночи в ночь он производил свои наблюдения и заносил в каталог все наблюдавшиеся им звезды. На звездные карты он наносил звезды по точно измеренным их положениям. Сличая расположение звезд в одном участке неба по наблюдениям в разные ночи, он заметил, что одна звезда седьмой звездной величины (т. е. невидимая невооруженным глазом), наблюдавшаяся им в ночь на 1 января 1801 г., на следующую ночь сместилась по небу относительно соседних звезд. Заинтересовавшись этой звездой, Пиацци в течение шести недель следил за ее движением и непрерывно измерял ее положение среди соседних звезд. Потом Пиацци заболел и вследствие этого прекратил свои наблюдения. Оправившись от болезни и возобновив наблюдения, он не смог уже найти на небе эту удивительную звезду, так как она скрылась в лучах зари. Она далеко ушла от того места на небе, где ее в последний раз наблюдал Пиацци, и затерялась среди звезд*
Ее трудно было бы найти снова, но в то время немецкий математик Гаусс разработал новый способ, позволявший по трем точно измеренным положениям какого-либо небесного тела, полученным в разные ночи, вычислить его орбиту. Открытое Пиацци движущееся светило привлекло внимание Гаусса. Он произвел обработку наблюдений этого светила, сделанных Пиацци, и вычислил его орбиту. Результаты показали, что светило совершает свое движение вокруг Солнца по орбите, расположенной как раз между орбитами Марса и Юпитера и по своей форме очень похожей на орбиты больших планет.
Таким образом, оказалось, что это движущееся светило вовсе не является кометой, как думал вначале Пиацци, а представляет собой новую планету солнечной системы. По существовавшему в то время обычаю — называть иойые небесные светила именами богов иа древней мифологии, открытая планета была названа Церерой, по имени богини — покровительницы земледелия.
Когда Гаусс вычислил орбиту Цереры, то уже нетрудно было указать то место на небе, где должна была находиться эта новая планета. И действительно, ровно через год, т. е. в ночь под 1 января 1802 г., когда наступил период наилучшей видимости Цереры (ее противостояние), планета снова была найдена на небе в том самом месте, где ее и ожидали.
Итак, новая планета, которую столь упорно искали, казалось, была найдена; систематическими наблюдениями этой планеты занялся немецкий любитель астрономии Ольберс (по профессии — врач). Но, к своему удивлению, уже вскоре, 28 марта того же года, он открыл еще одну планету, названную Палладой. Вычисления орбиты Пал-лады показали, что и эта планета движется в том же промежутке между орбитами Марса и Юпитера, в котором движется и Церера. Оказались очень похожими и орбиты этих планет. Таким образом, вместо одной были открыты две планеты.
Это обстоятельство навело Ольберса на мысль о том, что обе планеты, Церера и Паллада, являются частями или осколками одной и той же более крупной планеты, некогда существовавшей в солнечной системе и затем по какой-то причине распавшейся на части. Поэтому Ольберс высказал предположение о том, что в промежутке между орбитами Марса и Юпитера должно существовать большое число осколков распавшейся планеты, которые могут быть открыты, если предпринять тщательные их поиски. В 1804 г., действительно, была открыта третья планета, названная Юноной, а в 1807 г. Ольберс открыл уже четвертую планету, названную Вестой. Орбиты и этих двух планет также оказались расположенными в том же промежутке между орбитами Марса и Юпитера. Оказалось сходство и в орбитах всех четырех планет.
Все четыре вновь открытые планеты, в отличие от больших планет, даже в сильный телескоп казались только светящимися точками, подобными «неподвижным» звездам. Поэтому они были названы общим названием астероиды, что значит «звездоподобные». Под таким названием эти планеты известны и в настоящее время. Однако очень часто их называют еще малыми планетами, так как изучение астероидов впоследствии показало, что они действительно значительно меньше не только всех больших планет солнечной системы, но и многих их крупных спутников (см. стр. 16).
В дальнейшем, на протяжении почти сорока лет, не было открыто ни одного астероида, и большой энтузиазм в поисках новых астероидов, который возник у астрономов после открытия первых четырех малых планет, постепенно пропал. Только в 1845 г. был открыт пятый астероид. Он оказался значительно более слабым по яркости, и этим отчасти объяснялось то обстоятельство, что он не был обнаружен в течение длительного времени. Через два года был открыт еще один астероид, а потом уже каждый год стали открывать по нескольку астероидов. Все вновь открывавшиеся астероиды оказывались все более и более слабыми. Для их поисков приходилось применять все более мощные телескопы.
Особенно большое развитие работы по изучению и открытию новых астероидов получили в конце прошлого столетия, когда в астрономии стала широко применяться фотография. Фотографический метод наблюдений оказался чрезвычайно плодотворным в области изучения астероидов, а особенно для их открытия.
Для изучения небесных светил при помощи фотографии были построены применяющиеся и в настоящее время специальные телескопы, называемые астрографами. Астрограф представляет собой телескоп, состоящий из двух частей: так называемой ведущей трубы (гида), в которую смотрит наблюдатель, и фотографической трубы или же специальной фотографической камеры. При помощи часового механизма, имеющегося у астрографа, последний может непрерывно поворачиваться, следуя за суточным движением звезд по небу. Поэтому, будучи направлен на какую-либо звезду или группу звезд, астрограф в результате действия часового механизма будет все время следовать за этой звездой или группой звезд. При этом свет от звезд все время, пока фотографическая камера будет открыта, будет падать на одни и те же места фотографической пластинки, помещенной в фотокамере. Чем более продолжительной будет выдержка (экспозиция), т. е. промежуток времени, в течение которого производится фотографирование, тем более слабые звезды дадут свои изображения на фотографическом снимке (негативе). Астрономам часто приходится применять очень длительные выдержки, доходящие до многих часов, чтобы получить на фотопластинках изображения очень слабых звезд. Хотя свет от таких звезд иногда бывает настолько слаб, что даже в самый сильный телескоп мы не в состоянии заметить эти звезды, тем не менее при длительных, многочасовых выдержках свет таких звезд, падая на одни и те же места фотографической пластинки, воздействует на ее светочувствительный слой и в конце концов вызывает появление на ней изображений.
Для поисков астероидов применяются особенно светосильные фотографические камеры, отличающиеся большим отверстием объектива, малым фокусным расстоянием и большим полем зрения. Благодаря этому фотографическая камера захватывает довольно большой участок неба с большим числом звезд в нем.
Поставив перед собой задачу открыть новый астероид, астроном направляет астрограф на тот или иной участок неба, пускает часовой механизм, открывает затвор фотографической камеры и начинает фотографировать звезды. Экспозиция продолжается в течение одного-двух часов, после этого затвор фотографической камеры закрывается, а экспонированная фотографическая пластинка проявляется. На полученном негативе изображения звезд получатся в виде точек разного диаметра в зависимости от их яркости. Если же в сфотографированном участке неба находился астероид, то его изображение получится в виде черточки (рис. 6). Объясняется это тем, что во время фотографирования астрограф под действием часового механизма следовал за суточным перемещением звезд, а так как выдержка была длительной, то за это время астероид успел сместиться между звездами. Поэтому на негативе и получился след астероида.
Благодаря такому различию в изображениях звезд и астероида на негативе легко обнаружить астероид даже при простом осмотре негатива глазом. Но обычно негативы просматриваются в специальном приборе. Таким образом, астероиды открываются теперь не во время наблюдений и не непосредственно на небе, а после наблюдений, может быть даже через несколько дней, и притом в лаборатории.
Нужно сказать, что теперь все более или менее яркие астероиды уже открыты и вновь открываются только очень слабые. Свет, исходящий от таких астероидов, оказывается настолько слабым, что астероид, перемещаясь непрерывно по небу в течение всей экспозиции, не оставляет заметного изображения на фотографической пластинке. Поэтому для открытия астероидов был разработан другой фотографический метод. Он заключается в следующем. Перед фотографированием ход часового механизма астрографа расстраивается таким образом, что астрограф движется не вслед за суточным движением звезд, а за предполагаемым перемещением астероида по небу. При таком способе фотографирования изображения звезд на негативе получатся в виде черточек, а астероида — в виде более или менее размытого кружка. Так как во время фотографирования свет от астероида все время падает на одно и то же место фотографической пластинки, то даже очень слабый астероид дает на ней изображение. Как и в первом способе, изображения звезд и астероида на пластинке оказываются различными, и благодаря этому имеется возможность легко обнаружить астероид на негативе.
Открыть астероид — это еще полдела. После этого необходимо произвести ряд наблюдений его в течение многих ночей для определения орбиты. Только после этого, т. е. когда будет получен достаточный наблюдательный материал, астероид не будет потерян. Поэтому вслед за открытием астрономы производят из ночи в ночь фотографирование нового астероида, следя за его перемещением по небу. Потом полученные серии фотографических снимков (негативов) подвергают соответствующим измерениям на специальных приборах, а затем — вычислительной обработке. Только в результате длительных измерений негативов и длительных вычислений получают элементы орбиты открытого астероида. Лишь тогда астероид заносят в католог, нумеруют порядковым номером и дают ему название.
После того как вычислены элементы орбиты нового астероида, уже нетрудно наперед указать его положение на небе для любого момента. Для этого вычисляют специальные таблицы-эфемериды, в которых указываются положения на небе всех известных астероидов на все периоды видимости их на данный год (обычно близ противостояний).
По поручению Международного астрономического союза, вычисление орбит новых астероидов и составление их эфемерид производится Институтом теоретической астрономии Академии Наук СССР в Ленинграде. В этой работе принимают участие также Институт физики и механики Академии Наук Латвийской ССР, астрономическая обсерватория Львовского государственного университета и кафедры астрономии Томского, Харьковского, Киевского и Ростовского государственных университетов.
Нужно сказать, что далеко не для каждого открытого астероида удается получить достаточное число фотографических снимков, чтобы можно было вычислить элементы его орбиты. Этому часто мешает наступление пасмурной погоды или какие-либо иные обстоятельства. Поэтому многие открытые астероиды снова оказываются утерянными. Для вычисления достаточно надежных элементов орбиты нужно получить по крайней мере три негатива в разные ночи, разделенные промежутками в несколько суток. Но за такой промежуток времени слабый астероид может уменьшиться в яркости и совсем затеряться среди звезд, особенно если он был открыт при неблагоприятных для наблюдений условиях.
В табл. 2 указано число астероидов, открытых и занесенных в каталог за все время, начиная с момента открытия первого астероида; числа в таблице указаны по десятилетиям, Таблица показывает, что почти с каждым новым десятилетием число виовь открытых астероидов все более и более возрастает. Между тем, число занумерованных и занесенных в каталог астероидов из десятилетия в десятилетие остается почти без изменений. Отсюда следует, что все большее число открываемых астероидов оказывается утерянным. На 1 января 1950 г. в каталог было занесено 1566 астероидов. За все же время было открыто свыше шести тысяч астероидов, но только приблизительно четвертая часть из них вошла в каталог, и только для этих астероидов удалось вычислить орбиты. Три четверти же открытых астероидов было утеряно. Вполне возможно, что многие из открытых и утерянных астероидов вновь были открыты и часть из них снова была утеряна.
Все это отчасти свидетельствует о том, что в настоящее время астрономы не справляются в полной мере с гигантской работой, которую приходится вести в связи с наблюдениями и вычислениями орбит десятков и сотен астероидов, открываемых теперь в течение года.
Можно было бы поставить вопрос о том, стоит ли заниматься такой трудоемкой работой, тратить на нее время и средства, занимать большие коллективы научных работников и вычислителей. И вот оказывается, что такая работа заслуживает большого внимания. Целью открытий и изучения астероидов является всестороннее изучение строения солнечной системы, с одной стороны, и разрешение проблемы происхождения астероидов и их роли в солнечной системе — с другой.
В настоящее время становится все более ясным, что разрешение такой важнейшей проблемы, как происхождение планет, в том числе и Земли, может быть успешно выполнено только при всестороннем изучении солнечной системы, при самом тщательном изучении таких малых тел Вселенной, как астероиды, метеориты и др. Читатели вполне понимают, конечно, насколько важно для правильного представления об окружающем нас мире точно, на диалектико-материалистической основе установить законы развития материи во Вселенной и, прежде всего, в нашей солнечной системе. Нос этим как раз и связано разрешение проблемы происхождения Земли, ее истории и эволюции.
Как было сказано, первые астероиды были названы именами древних богинь. Так были названы и многие другие, открытые позднее астероиды. Но потом астероидам начали давать названия городов, стран света, различные географические названия, имена ученых, великих людей и т. д. Так, имеются астероиды со следующими названиями: Москва, Казань, Ставрополия, Тифлис, Пулково, Симеиза, Сибирь, Арктика, Армения и т. д. Имеется астероид под названием Морозовия, названный так в честь нашего известного революционера и ученого, почетного академика Николая Александровича Морозова. Астероид Бредихина назван в честь выдающегося русского астронома, основоположника физической теории комет — Федора Александровича Бредихина. Открытый на советской астрономической обсерватории в Симеизе астрономом С. И. Белявским астероид за № 852 был назван Владиленой в честь Владимира Ильича Ленина.
Почти все названия астероидов, как это можно видеть из приведенных примеров, имеют окончания женского рода. Исключение составляет небольшое число астероидов, имеющих те или иные особенности. Названия таких астероидов для отличия имеют окончание мужского рода. Примером таких астероидов может служить астероид Эрот, с особенностями которого, равно как и с другими подобными астероидами, мы ознакомимся далее.
Наша страна по числу открываемых астероидов, а также по размаху работ, которые ведутся по наблюдениям и всестороннему изучению астероидов, уже давно занимает одно из первых мест в мире. Это и понятно, так как только в нашей стране паука занимает почетное место и ученые пользуются неограниченными возможностями для выполнения своих работ.
Умерший в 1948 г. советский астроном, директор Пулковской обсерватории проф. Г. Н. Неуймин открыл в Симеизе свыше 400 новых астероидов, из которых 63 вошли в каталог, так как для них были вычислены орбиты. Большое число новых астероидов было открыто также астрономами С. И. Белявским, В. А. Альбицким и др. Изучением движений астероидов и вычислением их орбит в течение многих лет занимаются советские астрономы И. И. Путилин, Н. С. Самойлова-Яхонтова, П. Ф. Шайн и др.
Особенно успешно открытия и наблюдения астероидов велись на протяжении последних 40 лет на Симеизской астрономической обсерватории в Крыму. По числу открытых на этой обсерватории астероидов она занимала второе место в мире. Наблюдения астероидов производились также и на других наших астрономических обсерваториях: Казанской, Московской, Пулковской и Ташкентской.
Фашистские варвары во время оккупации Крыма разрушили Симеизскую обсерваторию. Но в настоящее время эта обсерватория успешно восстановлена, и на ней вновь возобновились плодотворные работы по изучению астероидов. Теперь участие в этой работе принимают также Киевская, Львовская, Алма-Атинская и Одесская обсерватории.
Всего комментариев 6
Комментарии
-
3. ПОЯС АСТЕРОИДОВ
Итак, мы теперь знаем, что, кроме девяти больших планет, вокруг Солнца движется множество малых планет, или астероидов. В подавляющем большинстве орбиты астероидов расположены между орбитами Марса и Юпитера. Орбиты 1566 астероидов, известные в настоящее время, подобно воображаемой гигантской паутине опутывают это пространство солнечной системы. Но это, несомненно, только ничтожное число астероидов, огромное большинство которых пока еще не открыто. Можно представить себе поэтому, что астероиды образуют в промежутке между орбитами Марса и Юпитера своеобразный пояс или кольцо вокруг Солнца (рис. 7).
Изучение орбит астероидов показало, что, в отличие от орбит больших планет, они имеют значительно больший эксцентриситет. Иначе говоря, они имеют заметно более вытянутую форму. Поэтому расстояния от Земли до астероидов при их движении вокруг Солнца могут изменяться в еще больших пределах, чем расстояния до больших планет. В результате в периоды противостояний многие астероиды могут очень близко подходить к Земле — гораздо ближе, чем соседние с нею большие планеты Венера и Марс.
В табл. 3 приведены элементы типичных орбит наиболее ярких, а также — открытых за последнее время и интересных в том или ином отношении астероидов.
Эта таблица показывает, что в большинстве случаев орбиты астероидов расположены на расстоянии приблизительно от 2,5 до 3,0 а. е. от Солнца, т. е. приблизительно в 21/2—3 раза дальше, чем орбита Земли.
Периоды обращений астероидов весьма разнообразны» Однако только незначительное число астероидов (приблизительно 50) обращается вокруг Солнца менее, чем в 3 года, или более, чем в 7 лет.
Если же мы ознакомимся с орбитами всех астероидов, а не только указанных в таблице, то увидим, что большинство астероидов обращается в течение 5—6 лет и, соответственно этому, орбиты астероидов в большинстве случаев расположены на расстоянии от Солнца от 2,2 до 3,6 а. е., как раз там, где должна была находиться по правилу Тициуса-Боде пятая планета (см стр. 18).
Далее таблица показывает, что яркость 17 астероидов, указанных в таблице, в период противостояния доходит до седьмой-восьмой звездной величины. Таким образом, эти астероиды доступны для наблюдений в сравнительно небольшой телескоп. Нужно, впрочем, заметить, что звездyая величина, указанная в таблице, относится к таким противостояниям, когда происходит наибольшее сближение Земли с астероидом. Однако мы знаем, что орбиты астероидов имеют вытянутую форму. Вследствие этого расстояния между Землей и тем или иным астероидом в период противостояния могут изменяться в больших пределах, смотря по тому, в какой точке своей орбиты будет находиться этот астероид в период противостояния. Поэтому чаще всего яркость указанных астероидов во время противостояния будет меньше, чем это показано в таблице, на одну-две звездных величины.
Замечателен астероид Гидальго (944). Он был открыт в 1920 г., но потом утерян и после этого снова был открыт в 1934 г. советским астрономом Г. Н. Неуйминым в Симеизе. Гидальго имеет самую большую орбиту и самый продолжительный период обращения вокруг Солнца по сравнению со всеми остальными астероидами. Большая полуось орбиты Гидальго равна 5,7 а. е. Это значит, что в афелии, т. е. в самой далекой от Солнца точке своей орбиты, этот астероид оказывается почти в десять раз дальше от Солнца, чем Земля. В это время он почти достигает орбиты Сатурна. В ближайшей же к Солнцу точке своей орбиты, в перигелии, он заходит внутрь орбиты Марса и подходит к Солнцу на расстояние, лишь в полтора раза большее, чем расстояние Земли от Солнца. Свой путь вокруг Солнца по такой большой орбите астероид Гидальго совершает в течение почти 14 лет. Это самый большой период обращения у известных в настоящее время астероидов. Другой особенностью орбиты этого астероида является очень большой наклон ее по отношению к плоскости земной орбиты (или к плоскости эклиптики), достигающий 43°.
Нужно сказать, что вообще наклон орбит астероидов изменяется в очень больших пределах, хотя в среднем он составляет только 9°,7 по отношению к плоскости эклиптики. Поэтому большинство астероидов движется по небу в определенной зоне, в так называемом поясе Зодиака, в направлении с запада на восток. Пояс Зодиака содержит 12 зодиакальных созвездий; Овен, Телец, Близнецы, Рак, Лев, Дева, Весы, Скорпион, Стрелец, Козерог, Водолей и Рыбы, расположенных в указанном порядке вдоль воображаемого большого круга, проходящего через всю небесную сферу. Этот круг и есть эклиптика — видимый годичный путь Солнца по небу. В пределах пояса Зодиака происходят видимые движения по небу и всех больших планет. Таким образом, все астероиды движутся вокруг Солнца в том же направлении, в котором движутся и большие планеты.
Орбиты астероидов обладают еще тем интересным свойством, что при коротком периоде обращения вокруг Солнца они имеют малый наклон и, наоборот, при большом периоде их углы наклона заключаются в довольно широких пределах. Таким образом, наклон орбит астероидов как-то связан с величиной орбит. Чем больше орбита астероида, тем больше отклоняется ее плоскость от средней плоскости орбит больших планет.
Орбиты астероидов подвержены медленным изменениям в результате притяжений больших планет, которые оказывают на астероиды отклоняющее или, как говорят, возмущающее действие. Особенно сильное возмущающее действие оказывает ближайшая к астероидам гигантская планета Юпитер. Благодаря этому среди периодов обращений астероидов вокруг Солнца обнаруживаются ясно выраженные пробелы, совпадающие с периодами в 5,9, 4,8 и 4,0 лет. Астероиды с такими периодами отсутствуют. Эти периоды в точности соответствуют 1/2’ 2/б и 1/з периода обращения Юпитера вокруг Солнца. Кроме того, намечаются пробелы, соответствующие */4, 1/5, 3/5 и 3/7 периода обращения Юпитера.
Орбиты с указанными периодами обращений, представляющими определенные доли периода обращения Юпитера, оказываются неустойчивыми вследствие периодических сближений астероидов с Юпитером. Под влиянием накапливающегося возмущающего действия Юпитера на астероиды, последние постепенно смещаются с их первоначальных орбит и начинают совершать движения по таким орбитам, которым соответствуют периоды обращения, несоизмеримые с периодом обращения Юпитера.
Сильное возмущающее действие Юпитера на астероиды проявляется еще в одной очень интересной особенности в движениях астероидов. Существуют 14 замечательных астероидов, образующих группу, тесно связанную между собой движением вокруг Солнца. Эта группа астероидов называется Троянской, так как астероиды названы именами героев Троянской войны. Троянцы движутся вокруг Солнца таким образом, что все время остаются расположенными на одинаковом расстоянии как от Солнца, так и от Юпитера (рис. 8). Таким образом, троянцы находятся в вершине равностороннего треугольника, в двух других углах которого расположены Солнце и Юпитер. Точнее говоря, они образуют два равносторонних треугольника, так как несколько троянцев движется впереди Юпитера, а другие следуют за ним. Первые носят имена героев-ахейцев, осаждавших Трою, а последние называются именами героев самой Трои. Орбиты троянцев почти совпадают с орбитой Юпитера.
По мнению советского ученого академика В. Г. Фесенкова, такой «захват» Юпитером троянцев мог произойти вследствие существования в солнечной системе сопротивляющейся среды в виде метеорной материи, о которой подробнее будет сказано далее (см. главу 5). Когда-то троянцы были, по-видимому, обычными астероидами. Возможно, что в дальнейшем будут открыты новые астероиды, принадлежащие к Троянской группе.
Итак, вследствие возмущений орбиты астероидов претерпевают непрерывные изменения, хотя и совершающиеся чрезвычайно медленно. Поэтому современные орбиты астероидов оказываются совсем не такими, какими они были в более ранний период развития солнечной системы. Это обстоятельство ученые пытались использовать для решения вопроса о том, сколько времени прошло с момента образования астероидов, за которое орбиты астероидов, подвергаясь изменениям, приняли современный вид. Однако каких-либо определенных данных в этом отношении получить пока еще не удалось.
Но некоторые особенности распределения астероидов в общем поясе малых планет могут указывать на обстоятельства происхождения астероидов. Одной из наиболее замечательных особенностей в движении астероидов является существование тесных групп астероидов, имеющих совершенно одинаковые орбиты. В настоящее время известно 26 пар таких астероидов.
Орбиты подавляющего числа астероидов, как мы видели, расположены между орбитами Марса и Юпитера. Однако вполне возможно, что пояс астероидов распространяется далеко за пределы орбиты Юпитера и даже, может быть, Сатурна. На таком большом расстоянии от Земли открыть существование астероидов при современных инструментальных возможностях весьма затруднительно. Из таких далеких астероидов нам пока известен Гидальго, орбита которого имеет очень вытянутую форму. Вследствие этого он может приближаться к Земле на сравнительно небольшое расстояние. Вот почему он и был замечен с Земли.
С другой стороны, недавно было открыто несколько астероидов, которые при своих движениях вокруг Солнца заходят внутрь орбиты Марса (рис. 9), орбиты Земли и даже внутрь орбиты Венеры, приближаясь к орбите Меркурия. Еще в 1898 г. был открыт астероид Эрот, который в перигелии заходит внутрь орбиты Марса. Эрот имеет очень короткий период обращения, равный 1,76 года. Вместе с тем его орбита отличается большим эксцентриситетом, т. е. имеет форму сильно вытянутого эллипса.
За последние два десятка лет было открыто еще несколько интересных астероидов. Так, в 1932 г. было открыто два астероида, из которых первый, названный Амуром, приближается к Земле на расстояние около 15 млн. км. Другой астероид, Аполлон, приближается на еще меньшее расстояние, равное 3 млн. км (рис. 9). В 1936 г. был открыт астероид Адонис, а в 1937 г.— Гермес. Первый из них в момент открытия прошел на расстоянии 1,5 млн. км от Земли, а второй — всего лишь на расстоянии 1 млн. км (рис. 10). Адонис в перигелии подходит очень близко к орбите Меркурия; его орбита имеет значительно вытянутую форму с эксцентриситетом в 0,78. Гермес в период противостояния может приблизиться к Земле на расстояние в 500 тыс. км. Это расстояние только в I1/3 раза превышает расстояние Луны от Земли. Все эти астероиды очень малы. Например, диаметр Гермеса равен всего лишь 1 км. Более подробно о размерах астероидов мы будем говорить в следующей главе.
В 1948 и 1949 гг. было открыто четыре еще более замечательных астероида. Они прошли вблизи Земли и с очень большой угловой скоростью описали свои пути по небу. Вследствие быстрого перемещения по небу во время фотографирования они оставили на фотографических пластинках следы, похожие на изображения метеоров (падающих звезд), т. е. в виде длинных слабых линий (рис. 10). Эти еще более мелкие астероиды были открыты только благодаря их близкому прохождению от Земли. Поэтому есть основание предполагать, что вблизи земной орбиты движется огромное число таких крошечных планеток — астероидов, которые невозможно заметить даже в самые сильные телескопы. Такие астероиды можно открыть только в моменты значительных сближений их с Землей.
Недавно была вычислена орбита астероида Икара, одного из тех четырех, о которых сказано выше, открытого в 1949 г. Орбита показывает, что этот астероид в перигелии заходит внутрь орбиты Меркурия, а в афелии выходит за пределы орбиты Марса (рис. 11). Орбита наклонена под углом в 23° к плоскости земной орбиты и имеет самый большой эксцентриситет, равный 0,83. Таким образом, орбита Икара имеет самую вытянутую форму из всех известных орбит астероидов. Свой путь вокруг Солнца Икар совершает в течение 409 суток. Приближаясь к Солнцу во время прохождения через перигелий на расстояние менее 30 млн. км, Икар, по-видимому, настолько нагревается, что его поверхность начинает испускать собственный свет. Она начинает светиться подобно накаленному твердому телу.
Астероид Икар представляет особенно большой интерес и в другом отношении. Подходя близко к Меркурию (на расстояние менее ОД а. е.), он испытывает заметное возмущающее действие со стороны Меркурия. Это обстоятельство может быть использовано для вычисления массы Меркурия. Нужно сказать, что определение масс больших планет производится на основании изучения движений их спутников. Но так как у Меркурия нет спутников, то к нему этот метод неприменим. Приближенно масса Меркурия была определена на основании изучения движения кометы Энке, проходящей в некоторые моменты вблизи Меркурия. Астероид Икар позволяет определить массу Меркурия значительно более надежным образом, так как он чаще кометы Энке сближается с Меркурием.
Астероиды имеют значение и для решения других вопросов астрономии, непосредственно к ним не относящихся, т. е. имеют прикладное значение в астрономии.
С этой точки зрения важное значение имеет Эрот. Как мы знаем, этот астероид иногда приближается к Земле на значительно более близкое расстояние, чем ближайшая к ней планета Венера. Вследствие этого Эрот был использован для определения более точного расстояния Земли от Солнца, т. е. астрономической единицы, являющейся основной единицей измерения расстояний в солнечной системе. Расстояния в солнечной системе определяются путем измерения так называемых параллаксов небесных тел. Параллаксом называется угол, под которым с планеты можно было бы видеть радиус Земли. Его можно определить, если измерить положение планеты на небе относительно звезд из двух удаленных друг от друга обсерваторий в один и тот же момент. Разность наблюдаемых положений планеты носит название параллактического смещения.
Благодаря значительному приближению Эрота к Земле параллакс его мог быть определен с большой точностью, так как наблюдаемое параллактическое смещение Эрота среди звезд достигает значительной величины. Зная, далее, точное расстояние между пунктами наблюдений на Земле, легко вычислить и расстояние до Эрота в километрах. По элементам орбиты Эрота расстояние до него от Земли, полученное вначале в километрах, можно выразить в астрономических единицах, а отсюда найти и величину астрономической единицы в километрах. Измерения параллакса Эрота в 1900 г. и во время последнего его приближения к Земле в 1930—1931 гг. позволили получить расстояние от Земли до Солнца, т. е. определить величину астрономической единицы. Последняя оказалась равной 149 450 ООО км с вероятной ошибкой в 15 ООО км, или в 0,01%. Приближения Эрота к Земле повторяются через несколько десятков лет.
Из всего сказанного в этой главе мы видим, что, по современным данным, пояс астероидов оказывается далеко не однородным. Тщательное изучение орбит отдельных астероидов открывает все более и более сложный характер системы астероидов, что вызывает огромные трудности для выявления всех особенностей в движениях астероидов.Запись от Admin размещена 31.05.2014 в 20:00
-
Запись от Admin размещена 31.05.2014 в 20:01
-
4. ФИЗИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА АСТЕРОИДОВ
Теперь ознакомимся с результатами изучения физических свойств астероидов- Астероиды имеют самые различные размеры (табл. 3). Об этом можно судить, прежде всего, по их различной яркости. Так как видимая яркость зависит от расстояния, то производят сравнение так называемых абсолютных яркостей, т. е. относящихся к одинаковому расстоянию астероидов как от Земли, так и от Солнца, равному 1 а. е. Пока удалось измерить диаметры только четырех самых крупных астероидов, открытых первыми. Только у этих астероидов можно в сильнейшие современные телескопы различить их диски и, следовательно, измерить их угловые диаметры. Зная расстояния до астероидов, нетрудно их угловые диаметры перевести в километры. Измерения показали, что диаметры указанных астероидов равны: Цереры — 770 км, Паллады — 490 км, Весты — 386 км и Юноны — 193 км. Таким образом, мы видим, что даже эти самые крупные астероиды значительно меньше крупных спз^тников Юпитера, Сатурна, а также нашей Луны (рис. 12).
Что же касается остальных астероидов, то пока даже в самые большие телескопы в мире не удалось еще различить у них диски, настолько малы их размеры. Поэтому пока не удалось еще измерить прямым путем диаметры этих астероидов. Тем не менее, при помощи косвенного метода оказалось возможным определить размеры большого числа даже небольших астероидов. Этот косвенный метод измерений сводится к следующему.
Астероиды, подобно большим планетам и их спутникам, являются темными небесными телами. Своего собственного света они не излучают, и мы видим их в телескопы лишь потому, что они отражают падающий на их поверхность солнечный свет. Исходя из этого и зная диаметр наиболее крупных астероидов, а также их абсолютную яркость, можно легко определить отражательную способность (альбедо) этих астероидов. Нетрудно догадаться, что при одном и том же расстоянии астероида от Земли и от Солнца абсолютная яркость астероида будет тем большей, чем больше его диаметр и чем большей отражательной способностью обладает его поверхность. Измерения альбедо крупных астероидов показали, что самым темным из них является Церера. Ее поверхность, подобно Луне, отражает всего лишь 10% падающих на нее солнечных лучей. Немного светлее оказалась Паллада, отражающая 13% падающего на нее света. Еще более светлой является Юнона, отражающая 22%, а самой светлой, отражающей 48%,— Веста. По степени отражения поверхность этого астероида можно сравнить с нашим земным чистым, светлым песком.
Если бы мы могли каким-либо способом измерить альбедо остальных, более мелких астероидов, то, зная альбедо и расстояние до них от Земли, нетрудно было бы определить и размеры этих астероидов. Но, к сожалению, пока еще нет способа для прямых измерений альбедо мелких астероидов. Поэтому для определения их диаметров принимают среднее альбедо, полученное для указанных выше крупных астероидов и равное 0,24. Определения размеров астероидов по такому методу позволили получить приближенные диаметры астероидов, которые указаны в табл. 4, где дано распределение астероидов по их диаметрам.
Таблица показывает, что подавляющее большинство (три четверти всех астероидов) имеет диаметры до 80 км, а немногим меньше половины — даже еще меньшие диаметры, не превышающие и 40 км.
Самыми мелкими являются открытые за последнее время очень слабые по яркости астероиды. Так, например, диаметр астероида Альберт равен 5 км, а у открытых в 1932 г. Амура и Аполлона — всего только 2 и 1,5 км. Еще меньший диаметр, не превосходящий и 800 м, оказался у астероида Адониса, открытого в 1936 г. Но это, конечно, далеко еще не предел для наименьших размеров астероидов. В дальнейшем, несомненно, будут открыты еще более слабые по яркости и еще меньшие по размерам астероиды.
Отражательная способность астероидов, как и других небесных тел, не излучающих своего света, а также и различных земных образований характеризует, как мы видели, степень яркости их поверхностей. Но это справедливо только в том случае, если измеряется общая, или суммарная., отражательная способность (отражение во всех лучах спектра). Однако поверхности многих предметов, имея одинаковую суммарную отражательную способность или будучи одинаково яркими в смешанном (белом) свете, по-разному отражают различные лучи спектра, т. е. лучи разных цветов. Например, одна поверхность отражает главным образом красные лучи и значительно меньше — остальные лучи спектра. Другая поверхность, наоборот, сильнее отражает синие лучи и слабее — все остальные. В этом случае первая поверхность будет иметь красную окраску, а вторая — синюю.
Различной спектральной отражательной способностью и объясняется разная окраска различных поверхностей, а также небесных тел, которые светятся отраженным солнечным светом. Например, Марс потому нам кажется красноватым, что он более всего отражает красные, чем остальные лучи спектра, а Юпитер оттого имеет желтоватую окраску, что эти лучи спектра им отражаются в большей степени.
Если измерить отражательную способность какой-либо поверхности в разных лучах спектра, то по спектральной отражательной способности можно определить окраску этой поверхности. Измеряя спектральную отражательную способность небесных тел, в том числе и астероидов, и сравнивая ее со спектральной отражательной способностью разных известных нам земных образований, например горных пород, песков, глин и т. п., мы можем делать заключения о вероятной природе поверхностей исследуемых небесных тел.
Спектральная отражательная способность может быть измерена при помощи специальных приборов, называемых спектрографами. Спектрограф позволяет получить фотографические снимки спектров освещенной поверхности. Путем соответствующих измерений снимков спектров (спектрограмм) на других приборах, называемых микрофотометрами, можно определить, какие лучи спектра и в каком количестве отражает данная поверхность. Полученные в результате таких измерений числа называются спектральными коэффициентами отражения.
Если построить график, на котором по одной оси (например, по горизонтальной) отложить длины волн световых лучей, т. е. отметить места лучей разного цвета, а по другой осп (например, по вертикальной) отложить соответствующие этим лучам спектральные коэффициенты отражения изучаемой поверхности, то мы получим так называемую спектральную кривую отражения. Такая кривая наглядным образом покапывает спектральную отражательную способность изучаемой поверхности, и по виду кривой можно сделать заключение о цвете этой поверхности. Более того, сравнивая спектральную кривую изучаемой поверхности, например поверхности недоступного нам небесного тела, с подобными кривыми известных нам различных земных образований, мы можем подобрать такую кривую, которая ближе всего соответствует полученной нами кривой. На этом основании мы можем сделать предположение о том, что изучаемая нами и известная поверхность по своим физическим свойствам подобны. Изучение спектральной отражательной способности Марса показало, например, что в этом отношении его поверхность (оранжево-красные пространства) оказалась сходной с кирпично-красным песчаником из Средней Азии (рис. 13).
Нужно, впрочем, сказать, что вследствие очень малой яркости астероидов пока еще не удалось прямым путем получить спектрограммы этих небесных тел. Исключение составляет несколько самых ярких астероидов. Так, до настоящего времени спектральные исследования были произведены только для 12 астероидов ярче десятой звездной величины.
Для изучения спектральной отражательной способности слабых астероидов применяют другой, косвенный метод, позволяющий измерять так называемые показатели цвета. Эти показатели выражают цвет поверхности при помощи только одного числа.
Показатель цвета астероидов определяют следующим образом. При помощи астрографа производят фотографирование астероида на обыкновенной, так называемой не-сенсибилизированной, фотографической пластинке. Такая пластинка чувствительна только к фиолетово-синим лучам спектра и совершенно не воспринимает лучей желтого, оранжевого и красного цвета. Поэтому на такой пластинке получается изображение астероида в виде черной точки, образованной только фиолетово-синими лучами, отраженными от поверхности астероида. Полученный негатив с изображением астероида исследуют и определяют так называемую фотографическую яркость астероида, выраженную в звездных величинах.
Одновременно с фотографированием производят измерение яркости астероида непосредственно глазом при помощи особого прибора, прикрепленного к телескопу и называемого фотометром. Таким путем определяют так называемую визуальную яркость астероида. Если изучаемый астероид имеет заметную окраску, например оранжевую, то его фотографическая и визуальная яркости будут различны. Объясняется это тем, что чувствительность глаза к разным лучам спектра отличается от чувствительности фотографической пластинки. Глаз сильнее всего воспринимает желто-зеленые лучи, которые, как было сказано, совсем не воспринимаются фотографической пластинкой. Поэтому для глаза астероид, имеющий оранжевый оттенок, будет казаться более ярким и его визуальная звездная величина будет меньше, чем фотографическая.
Показателем цвета и называют разность между фотографической и визуальной звездными величинами астероида. Легко понять, что чем больше показатель цвета, тем, следовательно, краснее изучаемое небесное тело. Нужно помнить при этом, что из определения звездной величины (см. стр. 15) следует, что чем меньше яркость звезды, тем больше численное значение ее звездной величины. Например, яркость звезды пятой величины меньше яркости звезды четвертой величины, а численное значение звездной величины у первой больше, чем у второй. Поэтому, если изучаемый астероид имеет синеватую окраску, то его фотографическая яркость будет больше визуальной, а численное значение фотографической звездной величины будет, наоборот, меньше визуальной. Вычитая большее из меньшего (визуальную величину из фотографической), мы получаем отрицательный показатель цвета.
Таким образом, положительные показатели цвета указывают на красноватую окраску, а отрицательные — на синеватую. Показатель цвета, равный нулю (фотографическая и визуальная звездные величины равны), указывает на белый или серый цвет поверхностей астероидов.
Чтобы иметь возможность сравнивать спектральную отражательную способность астероидов, для которых имеются только определения показателей цвета, со спектральной отражательной способностью тех или иных земных образований, необходимо их спектральные кривые отражения выразить в показателях цвета. Это достигается очень просто путем соответствующего пересчета.
Для определения показателей цвета слабых астероидов применяют и другой способ, состоящий в сравнении цвета астероида с цветом определенных звезд, для которых с достаточной точностью измерены показатели цвета.
Можно еще отметить, что теперь вместо измерений визуальной яркости астероида при помощи фотометра обычно наряду с фотографированием на обыкновенной фотографической пластинке фотографируют еще на так называемой ортохроматической фотопластинке, чувствительной, кроме фиолетово-синих, еще и к зелено-желтым лучам спектра. Для устранения действия фиолетово-синих лучей на пластинку применяют желтый светофильтр, поглощающий эти лучи. При таких условиях на пластинке получается изображение астероида в желто-зеленых лучах, соответствующее фотовизуальной звездной величине, практически совпадающей с визуальной, полученной путем измерения глазом на фотометре.
В настоящее время разными астрономами определены показатели цвета более чем для сотни астероидов. Большая работа по исследованию показателей цвета астероидов была проделана советским ученым, астрономом Пулковской обсерватории А. Н. Дейчем.
В Советском Союзе недавно были произведены измерения спектральной отражательной способности большого числа различных земных образований, в том числе горных пород, песков, глин, различных типов почвы и т. д. Эта работа выполнялась в течение ряда лет, причем измерения производили в естественной обстановке. Полученные для указанных объектов спектральные коэффициенты отра жения были затем пересчитаны на показатели цвета.
Сравнение показателей цвета астероидов с показателями цвета земных образований показало, что астероиды отличаются почти полным отсутствием каких-либо цветовых оттенков. Поверхности астероидов, таким образом, в общем серые, и по сравнению с ними все земные образования имеют больший или меньший желтовато-коричневатый оттенок. Среди земных образований таких чисто серых, как поверхности астероидов, почти не встречается.
Эту особенность астероидов можно объяснить следующим образом. Вследствие наличия у Земли мощной атмосферной оболочки, содержащей в себе большое количество кислорода, отдельные составные части ее коры, вступая в соединение с кислородом, подвергаются более или менее значительным окислительным процессам. Последние, и вызывают появление окраски, главным образом желтоватокоричневатых оттенков. Астероиды же, совершенно лишенные атмосферных оболочек, сохраняют свои поверхности неокрашенными и имеют нейтрально-серый цвет.
Нужно, однако, отметить, что и среди астероидов в отдельных случаях наблюдались отклонения, и некоторые немногочисленные астероиды оказались синеватыми или красноватыми. Однако эти единичные случаи, как справедливо отмечает А. Н. Дейч, являются скорее результатом неточности измерений показателей цвета, чем отражением действительной окраски поверхностей этих астероидов.
Астероиды имеют еще одну интересную особенность.
Еще в 1900 г. при систематических наблюдениях астероида Эрота, производившихся с целью измерений его параллакса (см. стр. 39), было открыто изменение его яркости. Наблюдения показали, что яркость Эрота подвержена большим изменениям, причем в определенные моменты она ослабевала в 4 раза (на 1,5 звездной величины). Колебания яркости совершались периодически, и за промежуток времени в 5 час. 16 мин. яркость дважды достигала максимума и дважды — минимума. Еще более удивительным оказалось то, что в некоторые периоды колебания яркости Эрота прекращались, и его яркость в течение длительного времени оставалась постоянной. Для объяснения этого загадочного явления были высказаны разные предположения.
В настоящее время указанное явление разгадано полностью. Оно обусловлено тем, что Эрот имеет непра-вильную форму. Во время противостояния Эрота в 1931 г., когда он находился на наименьшем от Земли расстоянии, в сильные телескопы удалось действительно обнаружить неправильную, как бы грушеобразную форму астероида. Удалось даже измерить период вращения его вокруг своей оси. Он оказался равным 5 час. 17 мин., т. е. почти в точном согласии с периодом изменения яркости, равным 5 час. 16 мин.
Расчеты, основанные на периодах колебания яркости, показали, что Эрот должен иметь форму бруска, длиной в 32 км и толщиной в 6 км. Ось вращения его направлена перпендикулярно к его длинной стороне. При движении Эрота вокруг Солнца его ось меняет по отношению к Земле свое расположение. Вследствие этого в момент, когда Эрот расположен на своей орбите так, что его ось вращения направлена перпендикулярно к Земле, мы видим с Земли попеременно то его длинную сторону, то короткую (торцовую). Поэтому бывает видна то большая, то меньшая часть поверхности Эрота, а вместе с этим в наш телескоп попадает то больше, то меньше лучей, отраженных ею. В результате этого и происходит колебание его яркости. При другом взаимном положении Земли и Эрота ось вращения его может быть направлена на Землю. Тогда с Земли все время будет видна одна и та же площадь поверхности Эрота (его длинная сторона), и вследствие этого яркость Эрота будет оставаться постоянной. При ином направлении относительно Земли оси вращения Эрота будут происходить более или менее значительные, непрерывно меняющиеся по силе, колебания яркости.
После открытия изменений яркости Эрота было замечено, что яркость и многих других астероидов также оказывается непостоянной и подвержена большим или меньшим изменениям.
Вопросом изменения яркости астероидов много занимались советские ученые С. К. Всехсвятский, Ю. В. Филиппов, А. Н. Дейч, В. П. Цесевич и др. Были изучены характер и периодичность изменений яркости астероидов, определены пределы колебаний яркости и выяснены некоторые другие вопросы, связанные с этим явлением. Мы можем теперь считать, что колебания яркости астероидов в основном вызываются действительно неправильной их формой. Только таким образом проще всего объяснить колебания яркости большинства астероидов.
Таким образом теперь установлено, что большинство астероидов — не шарообразные тела, подобные другим небесным телам, например большим планетам или их спутникам, а имеет неправильные, как бы обломочные формы. Они, следовательно, представляют собой нечто вроде отдельных скал, поперечником в километры и меньше, носящихся в межпланетном пространстве вокруг Солнца. Самые малые астероиды, число которых очень велико (однако мы пока не можем наблюдать их с Земли даже в самые сильные телескопы вследствие их удаленности и очень малой яркости), представляют собой глыбы или камни в десятки и меньше метров в поперечнике. Такие камни в огромном количестве носятся в межпланетном простран-стве и могут проходить вблизи Земли. Это подтверждается! открытием за последние годы очень слабых астероидов,, которые прошли мимо Земли на близком от нее расстоянии.
Вполне можно допустить возможность столкновения Земли с мелкими астероидами — камнями. Но может ли представлять опасность для нас и нашей Земли такое столкновение? Произойдет ли при этом на Земле какая-либо катастрофа?
Теперь можно совершенно уверенно ответить на поставленные вопросы и утверждать, что столкновение с астероидами не может вызвать какой-либо катастрофы, и вот почему. Прежде всего, совершенно точно известно,, что все более или менее крупные астероиды теперь полностью открыты и что они движутся вокруг Солнца по таким орбитам, которые расположены между орбитами Марса и Юпитера и не пересекаются с орбитой Земли. Таким образом, возможность столкновения Земли с такими астероидами совершенно исключается. Столкновение возможно только с мелкими астероидами.
Но что может произойти при столкновении с таким астероидом? Оказывается, произойдет только падение на Землю камня или железной массы, при котором могут случиться только местные разрушения, гораздо меньших размеров, чем, например, разрушения от землетрясений, извержений вулканов или других стихийных бедствий на Земле.
Уже были случаи столкновений Земли с астероидами. Одно такое столкновение произошло совсем недавно.
Многие наши читатели слышали, наверное, о том, что 12 февраля 1947 г. в Приморском крае упал гигантский метеорит, получивший название Сихотэ-Алинского1. Комитет по метеоритам Академии Наук СССР в течение четырех лет занимался изучением обстановки падения этого метеорита и сбором его частей, которые оказались железными. На место падения ежегодно отправлялись специальные экспедиции, обеспеченные необходимым снаряжением и научным оборудованием. К настоящему времени удалось собрать около 40 т метеоритного вещества, но это далеко не все, что выпало на Землю. По подсчетам ученых, общий вес осколков упавшего метеорита составляет около 100 т. Но при влете в земную атмосферу метеорит представлял собой одно сплошное тело, диаметром в несколько метров и весом свыше 1000 т. Таким образом, это — один из мелких астероидов.
Вследствие огромного давления, которое возникло в земной атмосфере в результате его влета со скоростью около 15 км в секунду, метеорит еще в воздухе раздробился на тысячи частей, рассеявшихся по тайге на площади в несколько квадратных километров. Крупные части, весом в несколько тонн (или даже десятков тонн), при падении на землю и ударе о скальные породы еще раз раскалывались на тысячи осколков, весом от долей грамма до нескольких сотен килограммов. Вместе с тем они дробили скальные породы и образовали в них воронки. Экспедициями было обнаружено на площади около 3/4 кв. км свыше ста воронок, диаметром от одного до 28 м (рис. 14).
Метеорит упал в тайгу, но деревья оказались поврежденными только в непосредственной близости от крупных воронок, в радиусе не далее двух-трех десятков метров.Запись от Admin размещена 01.06.2014 в 07:46
-
Таковы разрушения, которые были причинены падением этого гигантского метеорита и в то же время — мелкого астероида.
Нужно сказать, что падения таких метеоритов, как Сихотэ-Алинский, представляют собой явление чрезвычайно редкое, совершающееся не чаще, чем раз в несколько сотен лет. Более подробные сведения о Сихотэ-Алинском метеорите читатель найдет в специальной брошюре, где описан этот метеорит (см. список литературы).
В настоящее время на всем земном шаре открыто около десятка так называемых метеоритных кратеров, образовавшихся еще в древности в результате падений на Землю метеоритов-астероидов. Самый крупный кратер, расположенный в пустынной местности в США, так называемый Каньон Диабло, или Аризонский, имеет диаметр 1207 м и глубину 174 м (рис. 15). Обнаружена группа метеоритных кратеров и в нашей стране, на острове Саарема (в Эстонской ССР). Здесь имеется 7 кратеров, из которых наибольший имеет диаметр 110 м. Несомненно, что многие метеоритные кратеры на Земле еще не обнаружены, а многие с течением веков уже исчезли в результате выветривания земной поверхности.
Тунгусский метеорит, упавший в Центральной Сибирй в 1908 г., очевидно, также представлял собой один из небольших астероидов. Но размеры этого астероида значительно превосходили размеры Сихотэ-Алинского метеорита-астероида. Вследствие этого Тунгусский метеорит достиг земной поверхности с космической скоростью и при ударе о поверхность Земли вызвал взрыв. При этом сам метеорит, повидимому, полностью превратился в раскаленный газ, а вокруг места его падения от взрывной волны образовался вывал леса в радиусе нескольких десятков километров (рис. 16).
Таким образом, мы можем считать, что на протяжении всей истории Земли неоднократно происходили ее столкновения с мелкими астероидами, но никогда они не сопровождались какими-либо катастрофическими последствиями для всей Земли.
Итак, изучение физических свойств астероидов, исследование их формы и определение размеров приводят нас к заключению о том, что между астероидами и метеоритами существует теснейшая связь. Более того, все данные говорят о том, что самые малые астероиды представляют собой гигантские метеориты, а крупные метеориты являются самыми малыми астероидами.
Метеоритами называются железные или каменистые массы, падающие время от времени из межпланетного пространства на поверхность Земли. Изучение движений метеоритов в земной атмосфере и за ее пределами, а также вычисление элементов орбит некоторых метеоритов, выполненное за последнее время, показывают, что метеориты движутся в межпланетном пространстве приблизительно по таким же орбитам, как и астероиды (рис. 17). Таким образом, и в этом отношении мы находим подтверждение существования связи астероидов с метеоритами. Следовательно, устанавливается вполне определенное единство между астероидами и метеоритами, исчезает граница между этими двумя группами космических тел. А если это так, то всестороннее изучение метеоритов — этих единственных космических тел, доступных для непосредственного изучения с помощью современных точных методов и аппаратуры, может в той или иной степени раскрыть нам и природу астероидов.
Что же показывает изучение метеоритов, о чем говорят нам их химико-минералогический состав и структура, их физические свойства?
Мы остановимся здесь только на таких характерных особенностях метеоритов, которые могут обрисовать основные черты астероидов. Читатели, интересующиеся метеоритами, найдут более подробные сведения в другой нашей брошюре, посвященной метеоритам (см. список литера-туры).
Поскольку среди метеоритов мы встречаем три более или менее обособленных класса — железные, железокаменные и каменные, мы можем предполагать, что и среди астероидов существуют подобные же типы. В связи с этим интересно рассмотреть средний химический состав метеоритов.
Железные метеориты в основном составлены из никелистого железа с незначительными примесями некоторых других минералов. Каменные метеориты состоят главным образом из безводных силикатов с большей или меньшей примесью никелистого железа, рассеянного в них мельчайшими включениями. Железо-каменные метеориты приблизительно наполовину (по весу) сложены из никелистого железа, а остальная часть их состоит из силикатов. Осо бая группа железо-каменных метеоритов, называемая палласитами, отличается замечательной структурой. Палласиты представляют собой как бы железную губку, ячейки которой заполнены стеклообразным минералом желто -зеленого цвета — оливином.
В табл. 5 указан средний химический состав метеоритов разных классов.
Метеориты разных классов, естественно, имеют и различный удельный вес: для железных метеоритов он равен 7,72, для железо-каменных (мезосидеритов) — 5;60 для палласитов — 4,74 и для каменных — 3,54.
Одной из характерных особенностей метеоритов является недостаток кислорода по сравнению с земными горными породами. Отметим при этом, что присутствующий в метеоритах кислород находится в соединениях с другими элементами и образует разные минералы.
Другая особенность метеоритов состоит в том, что в каменных метеоритах в основном присутствуют безводные силикаты — минералы энстатит, бронзит, гиперстен и оливин. В образовании этих минералов вода не принимала участия. Следовательно, каменные метеориты резко отличаются от большинства земных горных пород отсутствием в них минералов, содержащих химически связанную воду. Исключение составляют только единичные метеориты, в которых впервые только теперь петрографом JI. Г. Квашой, работающей под руководством академика А. Н. За варицкого, была открыта кристаллизационная вода. В метеоритах не были обнаружены и продукты выветривания — глинистые минералы, а также какие-либо органические вещества.
По своему минералогическому составу каменные метеориты имеют большое сходство с глубинными горными породами, базальтами и перидотитами, залегающими под верхним корковым покровом Земли. Однако большинство каменных метеоритов отличается от горных пород своей внутренней микроструктурой, значительной пористостью и особенно присутствием в этих метеоритах округлых шариков, похожих на дробинки и называемых хондрами. Хондры имеют размеры от микроскопических зерен до крупных горошин и образованы теми же минералами, которые составляют и всю основную массу метеорита.
Особенностью железных метеоррггов является обязательное присутствие никеля в количестве от 5 до 25—30 % и редко более, а также — кобальта в среднем в количестве 0,50-0,60%.
Таковы главнейшие особенности метеоритов в отношении их состава и структуры.
Для изучения метеоритов с точки зрения сравнения их о небесными телами, например с астероидами, большое значение имеет измерение спектральной отражательной способности их поверхностей. Впервые такие измерения были произведены в нашей стране. Позднее аналогичные измерения были выполнены ивСША. Результаты измерений показали, что поверхность каменных метеоритов имеет в общем серый цвет, и в этом отношении метеориты больше похожи на астероиды, чем на какие-либо земные образования.
Отличие метеоритов от астероидов заключается лишь в незначительном повышении у них отражательной способности в оранжево-красных лучах спектра. Однако это явление вполне можно объяснить окислительными процессами, которые возникают в метеоритах после их падений на Землю. Таким образом, появление некоторого желтоватого оттенка у метеоритов следует приписать вторичным явлениям, возникающим на Земле. Следовательно, можно предполагать, что поверхности метеоритов, носящихся в межпланетном пространстве, имеют точно такой же серый цвет, как и поверхности астероидов.
Хотя цвет метеоритов оказался одинаковым, но далеко не одинакова у них суммарная отражательная способность, или альбедо, их поверхностей. Исследования показали, что самые темные метеориты, так называемые черные углистые хондриты, отражают всего лишь 4% падающего на них света, а самые светлые, белые метеориты отражают около 40—50%, т. е. в десять раз больше по сравнению с черными. Другие метеориты отражают свет в пределах между указанными крайними значениями. Таким образом, и в этом отношении метеориты имеют большое сходство с астероидами. Как мы видели, и астероиды отражают свет в пределах от 10% (Церера) до 48% (Веста),
Попутно можно отметить, что вследствие таких боль-ших колебаний в отражательной способности метеоритов и астероидов использование среднего альбедо для определений диаметров слабых астероидов, как это делается до сих пор (см. стр. 43), может привести в некоторых случаях к очень большим неточностям» Действительные размеры могут быть гораздо большими у таких темных астероидов, как черные метеориты, и наоборот: они будут значительно меньшими у астероидов, отражательная способность которых очень высока (как у белых метеоритов).
Среди каменных метеоритов довольно часто встречаются такие, которые состоят из двух резко различных по цвету веществ: из темносерого (почти черного) и светлосерого. Такие метеориты имеют пятнистый вид. Если исследовать спектральную отражательную способность отдельно у темносерого и светлосерого вещества, то мы не обнаружим какого-либо различия в цветовых оттенках. Следовательно, указанные вещества отличаются только величиной альбедо.
Признаки наличия пятнистости можно усмотреть также и у астероидов. Они выражаются в мелких колебаниях яркости, которые, как мы отмечали, теперь обнаружены у многих астероидов. Конечно, главной причиной изменений яркости (по крайней мере у некоторых астероидов), в первую очередь таких изменений, которые показывают определенную периодичность, является неправильная форма самих планет, как мы это уже отмечали. Но небольшие и неправильные колебания яркости, наблюдаемые у многих астероидов, вполне возможно, вызываются пятнистостью их поверхностей.
Итак, мы видим, что изучение вещественного состава метеоритов также дает нам основание заключить о теснейшей связи астероидов с метеоритами. Точнее говоря, оно позволяет считать, что астероиды и метеориты представляют единый комплекс небесных тел. Между ними существует только формальное различие. Астероиды — это более крупные тела, наблюдаемые с Земли в телескопы в виде небесных тел. Метеориты же вследствие своих малых размеров не видны с Земли ни в какие телескопы и познаются нами только при их движении в земной атмосфере или после их падения на Землю.
В заключение этой главы укажем, что метеориты имеют весьма различные размеры. Крупнейшие метеориты весят десятки тонн, а самые маленькие — доли грамма. Нужно учесть при этом, что земной поверхности достигают в виде метеоритов только части первоначальных метеорных тел, вторгающихся в атмосферную оболочку Земли из межпланетного пространства. Вследствие огромного сопротивления земной атмосферы, которое испытывают метеорные тела, влетающие в атмосферу с огромной космической скоростью, поверхность их быстро нагревается до многих тысяч градусов. Вследствие этого вещество метеорного тела вскипает и превращается в раскаленный газ. Пока метеорное тело проносится через атмосферу, значительная часть его вещества переходит в газообразное состояние или разбрызгивается на мельчайшие капельки. Таким образом, Земли достигает только сравнительно небольшая часть метеорного тела, вероятно не более 1/10 доли первоначальной массы (в зависимости от первоначальной скорости).Запись от Admin размещена 01.06.2014 в 07:50
-
5. МЕТЕОРНАЯ МАТЕРИЯ В МЕЖПЛАНЕТНОМ ПРОСТРАНСТВЕ
Читатели неоднократно, наверное, наблюдали в темные безлунные ночи полет по небу падающих звезд, или, как их называют астрономы, метеоров (рис. 18). Явления метеоров вызываются вторжением с космической скоростью крошечных метеорных частиц, имеющих размеры от ничтожных пылинок до крупинок весом в доли грамма. Влетая в атмосферу, такая частица вследствие сопротивления воздуха мгновенно нагревается и полностью превращается в раскаленный газ, рассеивающийся в воздухе. Наиболее часто метеоры наблюдаются в августе и вообще в осенние месяцы.
Метеоры показывают нам, что межпланетное пространство, кроме астероидов и таких метеорных тел, которые выпадают на Землю в виде метеоритов, заполнено бесчисленным множеством мельчайших твердых частичек, которые вызывают в земной атмосфере явления метеоров.
Лауреат Сталинской премии, член-корреспондент Академии Наук СССР С. В. Орлов пришел к заключению, что и эти крошечные частицы входят в тот единый комплекс метеорных тел, который, как мы видели в предыдущей главе, заключает в себе астероиды и метеориты. Вместе с тем С. В. Орлов считает, что между метеоритами и такими частицами существует как бы непрерывный переход. Он отмечает: «...между огромными метеоритами и микроскопическими кусочками материи, производящими всем известное явление падающих звезд, или метеоров, нет качественного различия»1. Иными словами, в межпланетном пространстве существует метеорная материя, состоящая из частиц самых различных размеров, начиная от микроскопических частиц, диаметром в один микрон (т. е. одну тысячную миллиметра) до таких крупных тел, как самые крупные астероиды, диаметров в сотни километров.
Исходя из этого, С. В. Орлов произвел подсчет числа астероидов и метеорных тел и определил их общую массу. Прежде всего он показал, что в настоящее время все астероиды от четвертой до восьмой абсолютной звездной величины уже полностью открыты. Подсчитав число открытых астероидов в интервалах, равных одной звездной величине, и зная средний размер астероида в каждом таком интервале, он получил суммарные объемы всех астероидов в каждом интервале. Полученные им числа приведены в табл. 6.
Эта таблица показывает одну замечательную особенность. Оказывается, что суммарный объем всех астероидов в каждой группе, т. е. в пределах одной звездной величины, постоянен и в среднем равен 1,3-1023 куб. см, или 130 млн. куб. км. Это означает, что, несмотря на увеличение числа астероидов с каждой следующей звездной величиной, их общий объем и масса остаются постоянными.
Основываясь на этой закономерности, можно подсчитать число астероидов в каждом следующем интервале, равном попрежнему одной звездной величине, распространяя такой подсчет на астероиды слабее восьмой абсолютной звездной величины. В подсчет, следовательно, войдут и еще не открытые астероиды, В конечном счете можно подсчитать общее число астероидов, ограничив такой подсчет каким-либо нижним пределом размера астероидов. Сделав подсчет, С. В. Орлов установил, что всех астероидов до восемнадцатой абсолютной звездной величины должно быть 250 млн. Астероиды восемнадцатой абсолютной звездной величины имеют диаметр около 1 км, т. е. по размерам равны астероиду Адонису (см. стр. 30). Таким образом, мы видим, что в настоящее время открыто только очень ничтожное число всех существующих астероидов.
Общее число астероидов, существующих в солнечной системе, пытались определить и другие ученые. Так, например, по подсчетам Хаббла, число астероидов до 15-й абсолютной звездной величины оказалось 30 ООО, а по таким же подсчетам, сделанным Бааде, оно оказалось 44 ООО. Оба ученых свои подсчеты произвели по фотографическим пластинкам, на которых засняты только отдельные области пояса Зодиака. Астероиды, находившиеся вне этого. пояса, в данные подсчеты не вошли.
Поэтому подсчет С. В. Орлова более полон и включает слабые астероиды. В результате общее число, по его подсчетам, оказалось во много раз большим, чем по подсчетам Хаббла и Бааде. Тем не менее, даже и по значительно преуменьшенным подсчетам этих ученых, число астероидов все же оказывается очень большим.
Исходя из допущения о единстве всего комплекса метеорных тел, в том числе и микроскопических пылинок, С. В. Орлов распространил свой подсчет еще дальше, вплоть до частиц поперечником в 1 микрон. Такие частицы, если бы мы могли их видеть, имели бы яркость всего только 62,5 абсолютной звездной величины. Но, конечно, не только такие, но и значительно более крупные, начиная с девятнадцатой-двадцатой абсолютной звездной величины, мы уже не можем видеть ни в какие сильные телескопы. В результате подсчета, который охватывает метеорные тела в пределах от 4,5 до 62,5 абсолютной звездной величины, т. е. включает 58 звездных величин, С. В. Орлов определил общую массу всей метеорной материи в солнеч ной -системе. Поскольку для каждого интервала в одну звездную величину, как было установлено для крупных астероидов, суммарный объем постоянен и равен 1,3* •10*23 куб. см, то общий объем всех астероидов и метеорных тел, заполняющих все 58 интервалов, будет равен 1,3-1023-58 куб. см. При средней плотности астероидов, равной 3,7, общая масса всех астероидов и метеорных тел оказывается равной 3-1025 г, что соответствует 1/200 массы Земли. Такая масса могла бы составить тело шарообразной формы, радиусом в 1220 км, т. е. значительно меньшее, чем Луна, радиус которой равен 1740 км.
Разумеется, подсчеты С. В. Орлова будут справедливы лишь в том случае, если закономерность, обнаруженная им для самых ярких астероидов (четвертой — восьмой абсолютных звездных величин) и выражающаяся в постоянстве суммарных объемов астероидов в каждом интервале, действительно имеет место для всего комплекса астероидов и метеорных тел. Если же окажется, что эта закономерность для более слабых астероидов нарушается, результаты этих подсчетов могут сильно измениться.
Изучение метеоров, особенно успешно производившееся в нашей стране за советский период (И. С. Астапович, В. В. Федынский, К. П. Станюкович и др.), привело к выявлению многих новых метеорных потоков. Такие метеорные потоки наблюдаются в определенные дни года и в определенных участках неба. Во время действия какого-либо метеорного потока метеоры бывают особенно обильны. Иногда без труда можно заметить в течение часа десятки метеоров, как бы вылетающих из одной точки неба. Изредка, приблизительно раз в несколько лет, случаются настолько обильные потоки, что метеоры сотнями и даже тысячами в минуту разлетаются по небу, создавая впечатление своеобразного звездного дождя. Такой очень эффектный звездный дождь наблюдался, например, в ночь с 9 на 10 октября 1933 г. Он повторился в ту же ночь в 1946 г. Но так как в 1946 г. звездный дождь начался под утро, уже на рассвете, он был значительно менее эффектным.
Метеорные потоки свидетельствуют о том, что в межпланетном пространстве существуют метеорные рои или скопления мельчайших частиц, движущихся вокруг Солнца по определенным орбитам. Частицы роя при этом как бы рассыпаны по всей орбите, образуя в отдельных участках ее более или менее плотные сгущения (рис. 19). Когда Земля при своем годичном движении пересекает орбиту какого-либо метеорного роя, мы и наблюдаем метеорный поток. Прохождение Земли через отдельные сгущения метеорных роев вызывает звездный дождь.
Нужно сказать, что Земля пересекает только ничтожное число орбит метеорных роев, существующих в солнечной системе. Несомненно, что общее число метеорных роев должно быть огромно.
Существование в солнечной системе скопления метеорной материи подтверждается не только падением на Землю метеоритов или явлениями метеоров и метеорных потоков. Оно подтверждается также и другим, более частым явлением — зодиакальным светом.
Зодиакальный свет представляет собой слабое свечение на небе, имеющее конусообразное очертание (рис. 20), Он наблюдается в конце зимы и ранней весной на западе тотчас же после потухания вечерней зари, а осенью — на востоке перед появлением утренней зари. Конус зодиакального света, в зависимости от широты места, более или менее наклонен над горизонтом. Особенно ярким зодиакальный свет бывает на экваторе. Тем не менее, и в наших южных районах яркость его может достигать такой силы, что он невольно обращает на себя внимание; он бывает значительно ярче Млечного пути.
Изучением зодиакального света в течение многих лет занимался академик В. Г. Фесенков, опубликовавший недавно результаты своих исследований в специальной монографии. В. Г. Фесенков показал, что зодиакальный свет вызывается отражением солнечных лучей от мельчайших твердых частичек — метеорных тел, образующих в солнечной системе скопление метеорной материи. Таким образом, в явлении зодиакального света мы непосредственно видим самое скопление метеорной материи. Это скопление имеет сплюснутую форму и простирается от Солнца вплоть до самых далеких планет. Наибольшего сгущения метеорная материя достигает в промежутке между орбитами Марса и Юпитера, т. е. в поясе астероидов.
На основании изучения яркости зодиакального света В. Г. Фесенков пришел к заключению о том, что между астероидами, с одной стороны, и небольшими метеорными телами, с другой — существует разрыв. Таким образом, по выводам В. Г. Фесенкова (в противоположность выводам С. В. Орлова о постепенном переходе от астероидов к метеорным телам размером с пылинку), такого закономерного перехода не существует. Астероиды представляют собой более или менее обособленную группу тел. Из этого не следует, конечно, вывод о том, что между астероидами и метеорными телами нет тесной генетической связи. Своими исследованиями академик В. Г» Фесенков также доказывает существование такой связи. Вопрос заключается толь^ ко в том, что, по данным В. Г. Фесенкова, астероиды в среде метеорной материи выделяются отдельной группой более крупных тел; таким образом, между астероидами и малыми метеорными телами существует некоторый разрыв в отношении их размеров. Для окончательного решения этого важного вопроса нужны дальнейшие наблюдения и исследования, а также теоретическая разработка.
Из всего сказанного видно, что скопление метеорной материи имеет сложную структуру» С одной стороны, существуют астероиды — карликовые планеты, которые, тем не менее, имеют относительно крупные размеры. Они движутся по определенным, более или менее устойчивым орбитам. Некоторые, более мелкие астероиды образуют так называемые семейства — их орбиты очень сходны между собой. Другие астероиды, троянцы, движутся еще более правильно, находясь всегда на одинаковом расстоянии от Юпитера. С другой стороны, существуют метеорные тела ничтожных размеров, образующие метеорные рои. Наряду с роями существуют и отдельные самостоятельные частицы, которые, вторгаясь в земную атмосферу, вызывают явления так называемых спорадических метеоров. Те метеорные тела, которые вызывают падения метеоритов на Землю, несомненно, примыкают к астероидам.
Нам в настоящее время известны орбиты только очень небольшого числа метеоритов, и на основании этих данных мы не можем решить, образуют ли и метеориты рои в межпланетном пространстве, или же они движутся совершенно независимо, как самостоятельные тела.
На основании современных данных мы можем предста вить себе только грубую схему структуры скопления мете орной материи в межпланетном пространстве. Дальнейшие всесторонние исследования метеорной материи, успешно выполняющиеся в настоящее время в Советском Союзе, постепенно откроют нам многие другие структурные особенности и характерные черты метеорной материи и, несомненно, приведут к получению полного представления об этом особом образовании в солнечной системе. К этому направлены исследования астероидов, успешно выполняемые в настоящее время советскими учеными.Запись от Admin размещена 01.06.2014 в 10:03
-
6. ПРОИСХОЖДЕНИЕ АСТЕРОИДОВ
Как мы видели, еще при открытии первых астероидов Ольберс высказал гипотезу о том, что астероиды представляют собой осколки одной когда-то распавшейся на части планеты, существовавшей в солнечной системе и совершавшей свое движение вокруг Солнца между орбитами Марса и Юпитера.
С того времени, как была высказана эта гипотеза, прошло полтораста лет. За этот срок было открыто несколько тысяч астероидов. Более полутора тысяч астероидов вошли в каталог, и для них определены орбиты. При изучении движений астероидов, потребовавшем больших усилий и времени от астрономов как в отношении наблюдений, так и в вычислительных работах, были выявлены очень сложные движения астероидов. Наконец, получены и некоторые надежные данные о физических свойствах астероидов. Однако вопрос о происхождении астероидов, а равным образом об их роли в образовании и эволюции всей солнечной системы до сих пор остается не решенным.
В настоящее время, как 'это ни удивительно, наиболее отвечающей современным данным об астероидах в отношении их происхождения является все та же гипотеза Ольберса, правда, несколько более развитая. Большинство советских ученых считает, что астероиды, равно как и те метеорные тела, которые вызывают падения метеоритов, являются осколками одной планеты, существовавшей в солнечной системе.
Посмотрим, какие же доказательства в пользу этой гипотезы имеются в нашем распоряжении.
Прежде всего, как мы установили, астероиды, начиная даже с довольно крупных, если не с самых крупных, не представляют собой тел с какой-либо законченной формой, например шарообразной, как большие планеты или их спутники. Астероиды имеют неправильную, как бы обломочную форму. Уже одно это наводит на мысль о том, что они действительно представляют собой обломки какого-то большого небесного тела.
С другой стороны, изучение крупных метеоритов, которые, как, например, Сихотэ-Алинский, по мнению многих советских ученых (В. Г. Фесенков, С. В, Орлов и др.), представляют собой самые мелкие астероиды, приводит нас к следующему заключению.
Метеориты, как и астероиды, также имеют неправильные обломочные формы. Особенно интересной оказалась внутренняя структура метеоритов. Детальное изучение, успешно выполняемое в настоящее время академиком А. Н. Заварицким и его сотрудницей JI. Г. Квашой, привело к установлению очень важных структурных особенностей в метеоритах. Эти особенности также позволяют заключить, что метеориты представляют собой обломки планеты.
Академик А. Н. Заварицкий объясняет происхождение метеоритов распадом материнской планеты, радиус которой он принимает равным приблизительно 3000 км и массу — около х/15 массы Земли (рис. 21). «Снаружи эта планета,— отмечает А. Н. Заварицкий,— была одета твердой корой... Толщина твердого «базальтового» слоя, составляя около 1,5% радиуса, была приблизительно 40—45 км. Этот слой сменялся вниз оболочкой, отвечающей перидотитовоп оболочке Земли, и в своей самой верхней части эта оболочка была также кристаллической, входя в состав твердой коры. В более нижних частях перидотитовая оболочка была стекловатой или жидкой, или потенциально жидкой, удерживаемой в твердом состоянии высоким давлением. Такое же состояние, может быть, можно принимать и для железного ядра, радиус которого можно оценить величиной 1000—1200 км (0,4 радиуса планеты)...
Материнская планета в том виде, как она сейчас представлена, подвергается распаду. Твердая кора распадается на твердые угловатые обломки разных размеров без их расплавления. Перидотитовая оболочка, за исключением самых верхних слоев, а, вероятно, также и железное ядро распались, превратившись в туман мелких капелек; при этом не происходило существенного перемешивания вещества; сохранилась даже зональность первоначального состава. Туман силикатовых и железных капелек находился в газовой атмосфере. Распад, естественно, вел к расширению всего тела и быстрому охлаждению и застыванию капелек, в первую очередь силикатовых, превращавшихся в хондры; из железной части могли расти крупные кристаллы...
Раздробленный и распыленный при распаде материал материнской планеты и будущих метеоритов сбивался в комья, которые не раз ломались и опять сбивались, и возникающие тела метеоритов уходили по своим орбитам от места возникновения».
К таким же выводам о том, что метеориты являются осколками более крупного тела, еще раньше пришел другой советский ученый — проф. П. Н. Чирвинский, основывающийся в своих выводах на изучении минералогического состава метеоритов.
С. В. Орлов, приняв плотность астероидов и метеорных тел равной в среднем 3,7, подсчитал диаметр материнской планеты, породившей астероиды pi метеорные тела. Он оказался равным 2500 км. С. В. Орлов назвал эту гипотетическую планету Фаэтоном, по имени сына древнегj бога Солнца, который, как об этом повествует древняя мифология, на колеснице своего отца захотел проехать по небесному своду, но не смог сдержать буйных огненных коней и разбился. Таким образом, предложенное Орловым название как бы отражает судьбу этой планеты.
С. В. Орлов считает, что астероиды и метеорные тела, являясь осколками одной планеты, и в наше время подвергаются дальнейшему дроблению вследствие взаимных столкновений, происходящих при их движениях вокруг Солнца. В результате таких столкновений астероиды распадаются на части, порождая группы более мелких астероидов, имеющих сходные орбиты. При столкновениях и распаде образуется, кроме того большое количество мелких осколков и пыли, порождающих особые небесные тела-кометы, или «хвостатые звезды», которые время от времени появляются на небе. Но о кометах мы расскажем в другой нашей брошюре.
Итак, на основании всего сказанного мы можем считать, что астероиды и метеорные тела являются обломками планеты, распавшейся на части. Мы принимаем это пока лишь как наиболее достоверную гипотезу; окончательно этот вопрос еще не решен. Метеорные тела, в том числе и астероиды, мы не можем рассматривать как случайное скопление тел: все они, несомненно, тесным образом связаны между собой единством своего происхождения.
И. В. Сталин учит, что «...диалектика рассматривает природу не как случайное скопление предметов, явлений, оторванных друг от друга, изолированных друг от друга и не зависимых друг от друга,— а как связное, единое целое, где предметы, явления органически связаны друг с другом, зависят друг of друга и обусловливают друг друга». Только на основе этого положения диалектичеcкого материализма мы сумеем окончательно разрешить вопрос о происхождении астероидов. Ибо, учит далее И. В. Сталин, «...нет в мире непознаваемых вещей, а есть только вещи, еще не познанные, которые будут раскрыты и познаны силами науки и практики»2.
Перед советскими учеными все еще стоит задача — решить окончательно, являются ли астероиды и другие ма-лые тела солнечной системы действительно осколками одного более крупного небесного тела.
Если астероиды и метеорные тела действительно являются осколками планеты, то перед нами встает другой важный вопрос: каково значение этого факта, факта распада планеты, в эволюции солнечной системы? Если распад действительно произошел, то в этом, конечно, проявилось вполне закономерное явление в эволюции солнечной системы.
Диалектический материализм учит нас, что материя находится в непрерывном развитии, одна форма ее стареет, разрушается, другая возникает.
«В противоположность метафизике,—пишет И. В. Сталин,— диалектика рассматривает природу не как состояние покоя и неподвижности, застоя и неизменяемости, а как состояние непрерывного движения и изменения, непрерывного обновления и развития, где всегда что-то возникает и развивается, что-то разрушается и отживает свой век»3
С помощью диалектического материализма советские ученые работают над решением проблемы происхождения метеоритов и астероидов и сумеют установить, образовались ли астероиды, а вместе с ними и более мелкие метеорные тела, из той же первичной материи, из которой образовались большие планеты, В этом случае необходимо вскрыть закономерности, при которых образовались планеты, узнать условия, при которых происходило их зарождение и дальнейшее их развитие. Или, наоборот, астероиды свидетельствуют о происшедшем распаде когда-то существовавшей планеты. В этом последнем случае очень важно выяснить, при каких условиях может возникнуть такой распад и насколько устойчивы планеты в настоящее время. На последний вопрос данные современной науки отвечают вполне определенно — планеты в настоящее время находятся в устойчивом состоянии, и поэтому распад какой-либо планеты при современных условиях произойти не может.Запись от Admin размещена 01.06.2014 в 10:06
