Sol. Stjerner. Galakser. Små kropper av solsystemet. Solsystemets himmellegemer: ny informasjon om Saturn

Huset vi bor i er vårt solsystem. Det er ennå ikke kjent om vi er alene i universet. Himmellegemer er spredt over hele kosmos, og liv kan godt eksistere i sine andre manifestasjoner, ikke bare på jorden. Solvarme gir liv på planeten vår, siden solen er vår eneste stjerne.

Himmellegemer i systemet vårt

Solen er sentrum av systemet vårt. Bevegelsen av himmellegemer skjer rundt solen i separate baner. De lekker ikke på planeter. Solen, takket være dens reaksjoner, varmer opp planetene som kretser rundt den. Alle planeter er store og har en sfærisk form, som de har fått som et resultat av evolusjonen.

Tidligere antok astrologer at det bare var syv planeter i solsystemet. Disse er Solen, Månen, Merkur, Venus, Mars, Jupiter og Saturn.

For lenge siden, før åpningen solsystemet, trodde folk at jorden var sentrum for alt og alt kosmisk himmellegemer, inkludert solen, bevege seg rundt den. Et slikt system ble kalt geosentrisk.

På 1500-tallet fridde Nicolaus Copernicus nytt system konstruksjon av verden, kalt heliosentrisk. Copernicus uttalte at solen, ikke jorden, er i sentrum av verden. Endringen av dag og natt skjer på grunn av rotasjonen av planeten vår rundt sin egen akse.

Andre solsystemer

Oppfinnelsen av teleskopet gjorde at folk for første gang kunne se at kometer beveget seg over himmelen, nærmet seg jorden og deretter forlot den. Nesten 20 århundrer senere har forskere fastslått at kosmiske himmellegemer er i stand til å rotere ikke bare i bane rundt jorden eller solen. Denne konklusjonen fulgte da eksistensen av

Finnes det andre planetsystemer rundt andre stjerner? Dette er ennå ikke kjent med absolutt sikkerhet, men det er ingen tvil om deres eksistens.

I 1781 fulgte oppdagelsen av den store og fjerne planeten Uranus, d.v.s. Det var ikke syv planeter, og systemet med kosmisk hierarki ble revidert.

I lang tid ble det antatt at desintegrasjonen eller dannelsen av en planet mellom Mars og Jupiter fødte alle asteroider. I dag har forskere identifisert mer enn 15 000 asteroider.

Bak i fjor oppdaget himmellegemer, som er vanskelige å tilskrive noen spesiell klasse, kometer eller planeter. Disse objektene har svært langstrakte baner, men det er ingen tegn til hale- eller kometaktivitet.

To typer planeter

Planetene i systemet vårt er klassifisert i giganter og terrestrisk gruppe. Forskjellen mellom de terrestriske planetene er deres høye gjennomsnittlige tetthet og faste overflate. Kvikksølv, sammenlignet med andre planeter, har en høyere tetthet på grunn av sin jernkjerne, som utgjør 60 % av massen til hele planeten. Venus ligner på jorden i masse og tetthet.

Jorden skiller seg fra andre planeter i den ganske komplekse strukturen til mantelen, hvis dybde er 2900 km. Under den er en kjerne, antagelig metall. Mars har en relativt lav tetthet, og massen til kjernen er ikke mer enn 20%.

Himmellegemer som tilhører gruppen av gigantiske planeter har lav tetthet og en kompleks atmosfærisk kjemisk sammensetning. Disse planetene er laget av gass og kjemisk oppbygning nær solenergi (hydrogen og helium).

Små kropper av solsystemet

Introduksjon

Asteroider

Meteoritter

Små fragmenter

5. Søk etter planeter i solsystemet

Litteratur

Introduksjon

I solsystemet unntatt store planeter og deres satellitter, mange såkalte små kropper beveger seg: asteroider, kometer og meteoritter. Små kropper av solsystemet varierer i størrelse fra hundrevis av mikron til hundrevis av kilometer.

Asteroider. Fra et fysikksynspunkt er asteroider eller, som de også kalles, små planeter, tette og holdbare kropper. Basert på deres sammensetning og egenskaper kan de deles inn i tre grupper: stein, jernstein og jern. En asteroide er en kald kropp. Men den, som Månen, reflekterer sollys, og derfor kan vi observere den i form av et stjerneformet objekt. Det er her navnet "asteroide" kommer fra, som på gresk betyr stjerneformet. Siden asteroider beveger seg rundt solen, endres deres posisjon i forhold til stjernene konstant og ganske raskt. Basert på dette første tegnet oppdager observatører asteroider.

Kometer, eller "halestjerner", har vært kjent i uminnelige tider. En komet er et komplekst fysisk fenomen som kort kan beskrives ved hjelp av flere begreper. Kometens kjerne er en blanding eller, som de sier, et konglomerat av støvpartikler, vannis og frosne gasser. Forholdet mellom støv og gassinnhold i kometkjerner er omtrent 1:3. Størrelsen på kometkjerner varierer ifølge forskere fra 1 til 100 km. Muligheten for at det finnes både mindre og større kjerner diskuteres nå. Kjente korttidskometer har kjerner som varierer i størrelse fra 2 til 10 km. Størrelsen på kjernen til den lyseste kometen Haley-Bopp, som ble observert med det blotte øye i 1996, er anslått til 40 km.

En meteoroid er et lite legeme som kretser rundt solen. En meteor er en meteoroid som fløy inn i atmosfæren til en planet og ble oppvarmet til et punkt av glans. Og hvis restene falt på overflaten av planeten, kalles det en meteoritt. En meteoritt anses å ha "falt" hvis det er øyenvitner som observerte dens flukt i atmosfæren; ellers kalles det "funnet".

La oss vurdere de ovennevnte små kroppene av solsystemet mer detaljert.

Asteroider

Disse kosmiske kroppene skiller seg fra planeter først og fremst i størrelse. Dermed har den største av de små planetene, Ceres, en diameter på 995 km; den neste (i størrelse): Palada - 560 km, Hygea - 380 km, Psyche - 240 km, etc. Til sammenligning kan vi påpeke at den minste av de store planetene, Merkur, har en diameter på 4878 km, d.v.s. 5 ganger større enn diameteren til Ceres, og massene deres varierer mange hundre ganger.

Det totale antallet små planeter som er tilgjengelige for observasjon av moderne teleskoper er bestemt til å være 40 tusen, men deres totale masse er 1 tusen ganger mindre enn jordens masse.

Bevegelsen av små planeter rundt solen skjer i elliptiske baner, men mer langstrakte (gjennomsnittlig eksentrisitet til banene deres er 0,51) enn de store planetene, og helningen til deres baneplan til ekliptikken er større enn for de store planetene. planeter (gjennomsnittsvinkelen er 9,54) . Hovedtyngden av planetene kretser rundt solen mellom banene til Mars og Jupiter, og danner det såkalte asteroidebeltet. Men det er også små planeter hvis bane er nærmere Solen enn bane til Merkur. De fjerneste ligger bak Jupiter og til og med bak Saturn.

Romforskere har gitt uttrykk for ulike ideer om årsaken til den store konsentrasjonen av asteroider i det relativt trange rommet i det interplanetariske mediet mellom banene til Mars og Jupiter. En av de vanligste hypotesene for opprinnelsen til kroppene til asteroidebeltet er ideen om ødeleggelsen av den mytiske planeten Phaethon. Selve ideen om eksistensen av en planet støttes av mange forskere og ser til og med ut til å være støttet av matematiske beregninger. Men årsaken til ødeleggelsen av planeten er fortsatt uforklarlig. Det er gjort ulike forutsetninger. Noen forskere mener at ødeleggelsen av Phaeton skjedde som et resultat av kollisjonen med en stor kropp. Ifølge andre var årsakene til planetens kollaps eksplosive prosesser i innvollene. For tiden er problemet med opprinnelsen til kropper i asteroidebeltet en integrert del av et omfattende program for romforskning på internasjonalt og nasjonalt nivå.

Blant de små planetene er det en særegen gruppe kropper hvis baner krysser jordens bane, og derfor er det en potensiell mulighet for deres kollisjon med den. Planetene til denne gruppen begynte å bli kalt Apollo-objekter, eller ganske enkelt Apollo (Wetherill, 1979). Eksistensen av Apollo ble først kjent på 30-tallet av dette århundret. I 1932 ble en asteroide oppdaget. Han ble navngitt

Apollo 1932 HA. Men det vakte ikke mye interesse, selv om navnet ble et kjent navn for alle asteroider som krysser jordens bane.

I 1937 passerte et kosmisk legeme med en diameter på omtrent 1 km 800 tusen km fra jorden og to ganger avstanden fra månen. Deretter ble han kalt Hermes. Til dags dato er 31 slike kropper identifisert, og hver av dem har fått sitt eget navn. Diametrene deres varierer fra 1 til 8 km, og helningen til baneplanene deres til ekliptikken varierer fra 1 til 68. Fem av dem går i bane mellom Jorden og Mars, og de resterende 26 går i bane mellom Mars og Jupiter (Wetherill, 1979). Det antas at av 40 tusen små planeter i asteroidebeltet med en diameter på mer enn 1 km, kan det være flere hundre Apollos. Derfor er kollisjonen av slike himmellegemer med jorden ganske sannsynlig, men med veldig lange mellomrom.

Det kan antas at en av disse kosmiske kroppene en gang i århundret kan passere nær jorden i en avstand mindre enn fra oss til månen, og en gang i 250 tusen år kan den kollidere med planeten vår. Påvirkningen av en slik kropp frigjør energi lik 10 000. Hydrogenbomber hver med en kraft på 10 Mt. Dette skal danne et krater med en diameter på ca. 20 km. Men slike tilfeller er sjeldne og ukjente i menneskets historie. Hermes tilhører klasse III-asteroider, men det er mange slike kropper av større størrelse - klasse II og I. Virkningen av deres kollisjon med jorden vil naturligvis være enda mer betydelig.

Da Uranus ble oppdaget i 1781, viste dens gjennomsnittlige heliosentriske avstand seg å tilsvare Titius-Bode-regelen, og i 1789 begynte søket etter en planet som ifølge denne regelen skulle ha vært plassert mellom banene til Mars og Jupiter, ved en gjennomsnittlig avstand a = 2, 8 a.u. fra Sola. Men spredte undersøkelser av himmelen ga ikke suksess, og derfor bestemte flere tyske astronomer, ledet av K. Zach, den 21. september 1800 å organisere et kollektivt søk. De delte opp hele søket etter dyrekretskonstellasjoner i 24 seksjoner og fordelte dem mellom seg for grundig forskning. Men før de rakk å starte et systematisk søk, 1. januar 1871. Den italienske astronomen G. Piazii (1746-1826) oppdaget gjennom et teleskop et stjerneformet objekt av sjuende størrelsesorden, som sakte beveget seg over stjernebildet Tyren. Banen til objektet beregnet av K. Gaus (1777-1855) viste seg å være en planet tilsvarende Titius-Bode-regelen: semimajor akse a = 2,77 AU. og eksentrisitet e=0,080. Piatsi kalte den nyoppdagede planeten Ceres.

Den 28. mars 1802 oppdaget den tyske legen og astronomen W. Olbers (1758-1840) en annen planet (8m) nær Ceres, kalt Pallas (a = 2,77 AU, e = 0,235). 2. september 1804 ble den tredje planeten, Juno (a=2,67 AU), oppdaget, og 29. mars 1807, den 4., Vesta (a=2,36 AU). Alle nyoppdagede planeter hadde et stjerneformet utseende, uten skiver, noe som indikerer deres små geometriske dimensjoner. Derfor ble disse himmellegemene kalt små planeter eller, etter forslag fra V. Herschel, asteroider (fra den greske "aster" - stjerne og "eidos" - type).

I 1891 hadde rundt 320 asteroider blitt oppdaget ved visuelle metoder. På slutten av 1891 foreslo den tyske astronomen M. Wolf (1863-1932) en fotografisk søkemetode: med 2-3 timers eksponering ble bildene av stjerner på den fotografiske platen prikkete, og sporet av en asteroide i bevegelse ble i form av en liten strek. Fotografiske teknikker har ført til en dramatisk økning i funn av asteroider. Spesielt intensive studier av små planeter utføres nå ved Institutt for teoretisk astronomi (i St. Petersburg) og ved Krim Astrophysical Observatory ved det russiske vitenskapsakademiet.

Asteroider hvis bane er pålitelig bestemt, får et navn og et serienummer. Det er nå over 3500 slike asteroider kjent, men det er mange flere i solsystemet.

Av det angitte antallet kjente asteroider oppdaget astronomer fra Krim Astrophysical Observatory rundt 550, og udødeliggjorde navnene på kjente personer i deres navn.

Det store flertallet (opptil 98%) av kjente asteroider beveger seg mellom banene til Mars og Jupiter, i gjennomsnittlige avstander fra Solen fra 2,06 til 4,30 AU. (opplagsperioder fra 2,96 til 8,92 år). Imidlertid finnes det asteroider med unike baner, og de får maskuline navn, vanligvis fra gresk mytologi.

De tre første av disse mindre planetene beveger seg utenfor asteroidebeltet, og ved perihelium nærmer Icarus seg Solen dobbelt så nærme som Merkur, og Hermes og Adonis så nær Venus. De kan nærme seg Jorden i en avstand på 6 millioner til 23 millioner km, og Hermes i 1937 passerte nær Jorden selv i en avstand på 580 tusen km, dvs. bare en og en halv gang lenger enn månen. Ved aphelion går Hidalgo utover Saturns bane. Men Hidalgo er intet unntak. I løpet av de siste årene har rundt 10 asteroider blitt oppdaget, hvis perihelia er lokalisert i nærheten av banene til jordiske planeter, og aphelion - nær banene til Jupiter. Slike baner er karakteristiske for kometer fra Jupiter-familien og indikerer en mulig felles opprinnelse til asteroider og kometer.

I 1977 ble en unik asteroide oppdaget som kretser rundt Solen i en bane med en semi-hovedakse a = 13,70 AU. og eksentrisitet e=0,38, slik at den ved perihelion (q=8,49 AU) kommer inn i banen til Saturn, og ved aphelion (Q=18,91 AU) nærmer den seg Uranus bane. Han heter Chiron. Tilsynelatende er det andre lignende fjerne asteroider, letingen etter som fortsetter.

Lysstyrken til de fleste kjente asteroider under motstand er fra 7 m til 16 m, men det er også svakere objekter. Den lyseste (opptil 6 m) er Vesta.

Diametrene til asteroider beregnes ut fra deres lysstyrke og reflektivitet i visuelle og infrarøde stråler. Det viste seg at det ikke er så mange store asteroider. De største er Ceres (1000 km på tvers), Pallas (610 km), Vesta (540 km) og Hygia (450 km). Bare 14 asteroider har diametre på mer enn 250 km, mens resten har mindre diametre, ned til 0,7 km. Kroppene av så små størrelser kan ikke ha en kuleformet form, og alle asteroider (unntatt kanskje de største) er formløse blokker.

Massene av asteroider er ekstremt forskjellige: den største er nær 1,5 . 10 21 kg (dvs. 4 tusen ganger mindre enn jordens masse), har Ceres. Den totale massen til alle asteroider overstiger ikke 0,001 jordmasser. Selvfølgelig er alle disse himmellegemene blottet for atmosfære. Aksial rotasjon har blitt oppdaget i mange asteroider basert på regelmessige endringer i deres lysstyrke.

Spesielt er rotasjonsperioden til Ceres 9,1 timer, og for Pallas er 7,9 timer.

Icarus roterer raskest, på 2 timer 16 meter.

Studiet av reflektiviteten til mange asteroider gjorde det mulig å kombinere dem i tre hovedgrupper: mørk, lys og metallisk. Overflaten til mørke asteroider reflekterer bare opptil 5 % av sollyset som faller på den og består av stoffer som ligner på svart basalt og karbonholdige bergarter. Disse asteroidene kalles ofte karbonholdige. Lysasteroider reflekterer fra 10% til 25% av sollys, noe som gjør overflaten deres lik silisiumforbindelser - disse er steinete asteroider. Metalliske asteroider (deres absolutte minoritet) er også lette, men i sine reflekterende egenskaper ligner overflaten deres på jern-nikkel-legeringer. Denne inndelingen av asteroider bekreftes også av den kjemiske sammensetningen av meteoritter som faller på jorden. Et lite antall studerte asteroider tilhører ikke noen av de tre hovedgruppene.

Det er signifikant at absorpsjonsbåndet til vann ( = 3 µm) ble oppdaget i spektrene til karbonholdige asteroider. Spesielt består overflaten av asteroiden Ceres av mineraler som ligner jordiske leire og inneholder omtrent 10 % vann.

Med små størrelser og masser av asteroider er trykket i deres indre lavt: selv for de største asteroidene overstiger det ikke 7 10 5

8 10 5 GPa (700 - 800 atm) og kan ikke forårsake oppvarming av deres kalde, faste indre. Bare overflaten til asteroider blir veldig svakt oppvarmet av den fjerne sola, men selv denne ubetydelige energien utstråles inn i det interplanetære rommet. Overflatetemperaturen til de aller fleste asteroider, beregnet etter fysikkens lover, viste seg å være nær 150 - 170 K (-120...-100 C).

Og bare noen få asteroider som passerer nær Solen har en veldig varm overflate i slike perioder. Dermed stiger overflatetemperaturen til Ikaros til nesten 1000 K (+730 C), og med avstand fra Sola synker den kraftig igjen.

Banene til de gjenværende asteroidene er utsatt for betydelige forstyrrelser fra gravitasjonspåvirkning fra store planeter, hovedsakelig Jupiter. Små asteroider opplever spesielt sterke forstyrrelser, noe som fører til kollisjoner av disse kroppene og deres fragmentering i fragmenter av en rekke størrelser - fra hundrevis av meter i diameter til støvpartikler.

For tiden studeres den fysiske naturen til asteroider fordi den kan brukes til å spore utviklingen (utviklingen) av stoffet som solsystemet ble dannet fra.

Meteoritter

En rekke meteoroider (kosmiske fragmenter av store asteroider og kometer) beveger seg i verdensrommet nær jorden. Hastighetene deres varierer fra 11 til 72 km/s. Det hender ofte at deres bevegelsesveier krysser jordens bane og de flyr inn i atmosfæren.

Meteoritter er stein- eller jernlegemer som faller til jorden fra interplanetarisk rom. Meteoritters fall til jorden er ledsaget av lyd, lys og mekaniske fenomener. En lys ildkule kalt en ildkule suser over himmelen, ledsaget av en hale og flygende gnister. Etter at ildkulen forsvinner, er det noen sekunder senere eksplosjonslignende støt kalt sjokkbølger, som noen ganger forårsaker betydelig risting av bakken og bygninger.

Fenomenene med inntrenging av kosmiske kropper i atmosfæren har tre hovedstadier:

1. Flyvning i en sjeldne atmosfære (opp til høyder på ca. 80 km), der samspillet mellom luftmolekyler er karpuskulært. Luftpartikler kolliderer med kroppen, fester seg til den eller reflekteres og overfører deler av energien til den. Kroppen varmes opp fra det kontinuerlige bombardementet av luftmolekyler, men opplever ikke merkbar motstand, og hastigheten forblir nesten uendret. På dette stadiet blir imidlertid den ytre delen av den kosmiske kroppen oppvarmet til tusen grader eller mer. Her er den karakteristiske parameteren for problemet forholdet mellom den gjennomsnittlige frie banen og størrelsen på kroppen L, som kalles Knudsen-tallet K n. I aerodynamikk er det vanlig å ta hensyn til den molekylære tilnærmingen til luftmotstand ved K n >0,1.

2. Flyvning i atmosfæren i modusen for kontinuerlig luftstrøm rundt kroppen, det vil si når luften betraktes som et kontinuerlig medium og den atom-molekylære naturen til dens sammensetning tydeligvis ikke tas i betraktning. På dette stadiet vises en hodesjokkbølge foran kroppen, etterfulgt av en kraftig økning i trykk og temperatur. Selve kroppen varmes opp på grunn av konvektiv varmeoverføring, samt på grunn av strålingsoppvarming. Temperaturer kan nå flere titusenvis av grader, og trykk opp til hundrevis av atmosfærer. Ved kraftig bremsing oppstår betydelige overbelastninger. Deformasjoner av legemer, smelting og fordampning av overflatene deres, og massemedriving av den innkommende luftstrømmen (ablasjon) forekommer.

3. Når man nærmer seg jordoverflaten, øker lufttettheten, kroppens motstand øker, og den stopper enten praktisk talt i en eller annen høyde, eller fortsetter veien til den direkte kolliderer med jorden. I dette tilfellet er store kropper ofte delt inn i flere deler, som hver faller separat til jorden. Med sterk nedbremsing av den kosmiske massen over jorden fortsetter de medfølgende sjokkbølgene sin bevegelse til jordens overflate, reflekteres fra den og produserer forstyrrelser i de nedre lagene av atmosfæren, så vel som jordens overflate.

Fallprosessen til hver meteoroid er individuell. Det er ingen mulighet i novelle beskrive alle mulige funksjoner ved denne prosessen.

Det er betydelig flere "funne" meteoritter enn "falne". De blir ofte funnet av turister eller bønder som jobber på åkrene. Siden meteoritter er mørke i fargen og lett synlige i snøen, er antarktiske isfelt et utmerket sted å lete etter dem, hvor tusenvis av meteoritter allerede er funnet. Meteoritten ble først oppdaget i Antarktis i 1969 av en gruppe japanske geologer som studerte isbreer. De fant 9 fragmenter som lå i nærheten, men som tilhørte fire forskjellige typer meteoritter. Det viste seg at meteoritter som falt på isen inn forskjellige steder, samles der isfelt som beveger seg med en hastighet på flere meter per år stopper, hviler mot fjellkjeder. Vinden ødelegger og tørker de øvre islagene (tørr sublimering skjer - ablasjon), og meteoritter konsentrerer seg på overflaten av breen. Slik is har en blåaktig farge og er lett synlig fra luften, noe forskerne bruker når de studerer steder som er lovende for å samle meteoritter.

Et viktig meteorittfall skjedde i 1969 i Chihuahua (Mexico). Det første av mange store fragmenter ble funnet i nærheten av et hus i landsbyen Pueblito de Allende, og etter tradisjon ble alle de funnet fragmentene av denne meteoritten forent under navnet Allende. Fallet til Allende-meteoritten falt sammen med starten av Apollo-måneprogrammet og ga forskerne muligheten til å utvikle metoder for å analysere utenomjordiske prøver. De siste årene har noen meteoritter som inneholder hvitt rusk innebygd i mørkere moderbergart blitt identifisert som månefragmenter.

Allende-meteoritten er en kondritt, en viktig undergruppe av steinmeteoritter. De kalles det fordi de inneholder kondruler (fra gresk chondros, korn) - de eldste sfæriske partiklene som kondenserte seg i en protoplanetarisk tåke og deretter ble en del av senere bergarter. Slike meteoritter gjør det mulig å anslå alderen til solsystemet og dets opprinnelige sammensetning. De kalsium- og aluminiumrike inneslutningene av Allende-meteoritten, de første som kondenserer på grunn av deres høye kokepunkt, har en radioaktiv nedbrytningsalder på 4,559  0,004 milliarder år. Dette er det mest nøyaktige estimatet av alderen til solsystemet. I tillegg har alle meteoritter "historiske registreringer" forårsaket av langvarig påvirkning av galaktiske kosmiske stråler, solstråling og solvind. Ved å studere skadene forårsaket av kosmiske stråler, kan vi fortelle hvor lenge meteoritten var i bane før den kom under beskyttelse av jordens atmosfære.

Den direkte forbindelsen mellom meteoritter og sola følger av at grunnstoffsammensetningen til de eldste meteorittene - kondrittene - nøyaktig gjentar sammensetningen av solfotosfæren. De eneste grunnstoffene med forskjellig innhold er flyktige, for eksempel hydrogen og helium, som fordampet rikelig fra meteoritter under avkjøling, samt litium, som delvis ble "brent" i solen i kjernefysiske reaksjoner. Begrepene "solsammensetning" og "kondrittsammensetning" brukes om hverandre når de beskriver den ovennevnte "oppskriften på solmateriale". Steinmeteoritter hvis sammensetning er forskjellig fra solens, kalles akondritter.

Små fragmenter.

Nær-solrommet er fylt med små partikler, kildene til disse er de kollapsende kjernene til kometer og kollisjoner av kropper, hovedsakelig i asteroidebeltet. De minste partiklene nærmer seg gradvis solen som et resultat av Poynting-Robertson-effekten (den består i at trykket av sollys på en partikkel i bevegelse ikke rettes nøyaktig langs sol-partikkellinjen, men som et resultat av lysaberrasjon er bøyes tilbake og bremser derfor bevegelsen til partikkelen). Fallet av små partikler på Solen kompenseres av deres konstante reproduksjon, slik at det i ekliptikkplanet alltid er en ansamling av støv som sprer solstrålene. På de mørkeste nettene er det merkbart i form av dyrekretslyset, som strekker seg i en bred stripe langs ekliptikken i vest etter solnedgang og i øst før soloppgang. I nærheten av solen blir dyrekretsens lys til en falsk korona ( F-corona, fra falsk - falsk), som bare er synlig under en total formørkelse. Med økende vinkelavstand fra Solen avtar lysstyrken til dyrekretslyset raskt, men ved ekliptikkens antisolare punkt forsterkes den igjen og danner motstråling; dette er forårsaket av det faktum at små støvpartikler intenst reflekterer lys tilbake.

Fra tid til annen kommer meteoroider inn i jordens atmosfære. Bevegelseshastigheten deres er så høy (i gjennomsnitt 40 km/s) at nesten alle, bortsett fra de minste og største, brenner opp i en høyde på omtrent 110 km, og etterlater lange lysende haler - meteorer eller stjerneskudd. Mange meteoroider er assosiert med banene til individuelle kometer, så meteorer observeres oftere når jorden passerer i nærheten av slike baner på bestemte tider av året. For eksempel blir mange meteorer observert rundt 12. august hvert år når jorden krysser Perseid-dusjen, assosiert med partikler tapt av kometen 1862 III. En annen dusj, orionidene, rundt 20. oktober er assosiert med støv fra kometen Halley.

Partikler mindre enn 30 mikron kan bremse ned i atmosfæren og falle til bakken uten å brenne opp; slike mikrometeoritter samles inn for laboratorieanalyse. Hvis partikler på flere centimeter eller mer i størrelse består av et ganske tett stoff, brenner de heller ikke helt og faller til jordens overflate i form av meteoritter. Mer enn 90 % av dem er stein; Bare en spesialist kan skille dem fra jordiske bergarter. De resterende 10% av meteoritter er jern (de er faktisk en legering av jern og nikkel).

Meteoritter anses å være asteroidefragmenter. Jernmeteoritter var en gang en del av kjernene til disse kroppene, ødelagt av kollisjoner. Det er mulig at noen løse, flyktige meteoritter stammer fra kometer, men dette er usannsynlig; Mest sannsynlig brenner store partikler av kometer opp i atmosfæren, og bare små er bevart. Med tanke på hvor vanskelig det er for kometer og asteroider å nå Jorden, er det klart hvor nyttig det er å studere meteoritter som uavhengig "kom" til planeten vår fra dypet av solsystemet.

Kometer

Kometer er de mest effektive himmellegemene i solsystemet. Kometer er en slags kosmiske isfjell som består av frosne gasser, en kompleks kjemisk sammensetning, vannis og ildfast mineralstoff i form av støv og større fragmenter.

Selv om kometer, som asteroider, beveger seg rundt solen i koniske kurver, er utseendet deres påfallende forskjellig fra asteroider. Hvis asteroider skinner med reflektert sollys og i synsfeltet til et teleskop ligner sakte bevegelige svake stjerner, så sprer kometer intensivt sollys i noen av de mest karakteristiske delene av spekteret for kometer, og derfor er mange kometer synlige for det blotte øye, selv om diameteren til kjernene deres sjelden overstiger 1-5 km.

Kometer er av interesse for mange forskere: astronomer, fysikere, kjemikere, biologer, gassdynamikk, historikere osv. Og dette er naturlig. Tross alt fortalte kometer forskerne at solvinden blåste i det interplanetære rommet; kanskje kometer er "skyldige" for fremveksten av liv på jorden, siden de kunne ha introdusert komplekse organiske forbindelser i jordens atmosfære. I tillegg har kometer tilsynelatende verdifull informasjon om de innledende stadiene av den protoplanetariske skyen som solen og planetene også ble dannet fra.

Når du først møter en lyssterk komet, kan det virke som halen er den viktigste delen av kometen. Men hvis i etymologien til ordet "komet" halen var hovedårsaken til et slikt navn, så er halen fra et fysisk synspunkt en sekundær formasjon som utviklet seg fra en ganske liten kjerne, den viktigste delen av kometen som et fysisk objekt. Kometkjerner er hovedårsaken til resten av komplekset av kometfenomener, som fortsatt ikke er tilgjengelige for teleskopiske observasjoner, siden de er tilslørt av det lysende stoffet som omgir dem, som kontinuerlig strømmer fra kjernene. Ved å bruke høye forstørrelser kan du se inn i de dypere lagene av gassstøvskallet som lyser rundt kjernen, men det som gjenstår vil fortsatt være betydelig større enn den sanne størrelsen på kjernen. Den sentrale kondensasjonen som er synlig i den diffuse atmosfæren til kometen visuelt og på fotografier kalles den fotometriske kjernen. Det antas at i sentrum er det selve kjernen til kometen, dvs. Kometens massesenter er lokalisert.

Den disige atmosfæren som omgir den fotometriske kjernen og gradvis forsvinner, smelter sammen med bakgrunnen på himmelen, kalles koma. Komet og kjernen utgjør hodet til kometen. Langt fra solen ser hodet symmetrisk ut, men når det nærmer seg solen, blir det gradvis ovalt, deretter blir hodet enda lengre, og en hale utvikler seg fra det på siden motsatt av solen.

Så kjernen er den viktigste delen av kometen. Det er imidlertid fortsatt ingen konsensus om hva det faktisk er. Selv i Bessel og Laplace tid var det en idé om kometens kjerne som et fast legeme bestående av lett fordampende stoffer som is eller snø, som raskt forvandles til gassfasen under påvirkning av solvarme. Denne iskalde klassiske modellen av kometkjernen har blitt betydelig utvidet og utviklet nylig. Modellen av kjernen utviklet av Whipple, et konglomerat av ildfaste steinpartikler og frosne flyktige komponenter (CH4, CO2, H2O, etc.), er den mest anerkjente blant kometforskere. I en slik kjerne veksler islag av frosne gasser med støvlag. Når solens varme varmer den, bryter gasser som fordampende "tørris" ut og bærer støvskyer med seg. Dette gjør det for eksempel mulig å forklare dannelsen av gass og støvhaler i kometer, samt evnen til små kometkjerner til aktivt å frigjøre gasser.

Hodene til kometer antar en rekke former når kometer beveger seg i bane. Langt fra SOL er hodene til kometer runde, noe som forklares av den svake påvirkningen av solstråling på partiklene i hodet, og konturene bestemmes av den isotropiske utvidelsen av kometgassen til det interplanetære rommet. Dette er haleløse kometer som ligner kuleformede stjernehoper i utseende. Når den nærmer seg solen, får kometens hode form av en parabel eller kjedelinje. Den parabolske formen på hodet forklares av "fontene"-mekanismen. Dannelsen av hoder i form av en kjedelinje er assosiert med plasmanaturen til kometatmosfæren og påvirkningen av solvinden på den og magnetfeltet som overføres av den.

SMÅ KROPER AV SOLSYSTEMET

Innhold

Introduksjon

Asteroider

Meteoritter

Små fragmenter

5. Søk etter planeter i solsystemet

Litteratur

Introduksjon

I tillegg til de store planetene og deres satellitter, beveger det seg mange såkalte små kropper i solsystemet: asteroider, kometer og meteoritter. Små kropper av solsystemet varierer i størrelse fra hundrevis av mikron til hundrevis av kilometer

Asteroider. Fra et fysikksynspunkt er asteroider eller, som de også kalles, små planeter, tette og holdbare kropper. Basert på deres sammensetning og egenskaper kan de deles inn i tre grupper: stein, jernstein og jern. En asteroide er en kald kropp. Men den, som Månen, reflekterer sollys, og derfor kan vi observere den i form av et stjerneformet objekt. Det er her navnet "asteroide" kommer fra, som på gresk betyr stjerneformet. Siden asteroider beveger seg rundt solen, endres deres posisjon i forhold til stjernene konstant og ganske raskt. Observatører bruker denne første funksjonen til å oppdage asteroider.

Kometer, eller "halestjerner", har vært kjent i uminnelige tider. Comet er komplisert fysiske fenomen, som kort kan beskrives ved hjelp av flere begreper. Kometens kjerne er en blanding eller, som de sier, et konglomerat av støvpartikler, vannis og frosne gasser. Forholdet mellom støv og gassinnhold i kometkjerner er omtrent 1:3. Størrelsen på kometkjerner varierer ifølge forskere fra 1 til 100 km. Muligheten for at det finnes både mindre og større kjerner diskuteres nå. Kjente korttidskometer har kjerner som varierer i størrelse fra 2 til 10 km. Størrelsen på kjernen til den lyseste kometen Haley-Bopp, som ble observert med det blotte øye i 1996, er estimert til 40 km

La oss vurdere de ovennevnte små kroppene av solsystemet mer detaljert.

Asteroider

Det totale antallet små planeter som er tilgjengelige for observasjon av moderne teleskoper er bestemt til å være 40 tusen, men deres totale masse er 1 tusen ganger mindre enn jordens masse

Romforskere har gitt uttrykk for ulike ideer om årsaken til den store konsentrasjonen av asteroider i det relativt trange rommet i det interplanetariske mediet mellom banene til Mars og Jupiter. En av de vanligste hypotesene for opprinnelsen til kroppene til asteroidebeltet er ideen om ødeleggelsen av den mytiske planeten Phaethon. Selve ideen om eksistensen av en planet støttes av mange forskere og ser til og med ut til å være støttet av matematiske beregninger. Men årsaken til ødeleggelsen av planeten er fortsatt uforklarlig. Det er gjort ulike forutsetninger. Noen forskere mener at ødeleggelsen av Phaeton skjedde som et resultat av kollisjonen med en stor kropp. Ifølge andre var årsakene til planetens kollaps eksplosive prosesser i innvollene. For tiden er problemet med opprinnelsen til kropper i asteroidebeltet en integrert del av et omfattende romforskningsprogram på internasjonalt og nasjonalt nivå

Apollo 1932 HA. Men det vakte ikke mye interesse, selv om navnet ble et kjent navn for alle asteroider som krysser jordens bane

I 1937 passerte et kosmisk legeme med en diameter på omtrent 1 km 800 tusen km fra jorden og to ganger avstanden fra månen. Deretter ble han kalt Hermes. Til dags dato er 31 slike kropper identifisert, og hver av dem har fått sitt eget navn. Størrelsene på deres diametre varierer fra 1 til 8 km, og helningen til orbitalplanene til ekliptikken varierer fra 1 til 68. Fem av dem roterer i baner mellom Jorden og Mars, og de resterende 26 - mellom Mars og Jupiter (W) etherill, 1979). Det antas at av 40 tusen små planeter i asteroidebeltet med en diameter på mer enn 1 km, kan det være flere hundre Apollo. Derfor er kollisjonen av slike himmellegemer med jorden ganske sannsynlig, men med svært lange tidsintervaller

Den 28. mars 1802 oppdaget den tyske legen og astronomen W. Olbers (1758-1840) en annen planet (8 m) nær Ceres, kalt Pallas (a = 2,77 AU, e = 0,235). 2. september 1804 ble den tredje planeten, Juno (a=2,67 AU), oppdaget, og 29. mars 1807, den 4., Vesta (a=2,36 AU). Alle nyoppdagede planeter hadde et stjerneformet utseende, uten skiver, noe som indikerer deres små geometriske dimensjoner. Derfor ble disse himmellegemene kalt små planeter eller, etter forslag fra V. Herschel, asteroider (fra den greske "aster" - stjerne og "eidos" - type)

I 1891 hadde rundt 320 asteroider blitt oppdaget ved visuelle metoder. På slutten av 1891 foreslo den tyske astronomen M. Wolf (1863-1932) en fotografisk søkemetode: med 2-3 timers eksponering ble bildene av stjerner på den fotografiske platen prikkete, og sporet av en asteroide i bevegelse ble i form av en liten strek. Fotografiske teknikker har ført til en dramatisk økning i funn av asteroider. Spesielt intensive studier av små planeter utføres nå ved Institute of Theoretical Astronomy (i St. Petersburg) og ved Krim Astrophysical Observatory ved det russiske vitenskapsakademiet

Asteroider hvis bane er pålitelig bestemt, får et navn og et serienummer. Det er nå kjent over 3500 slike asteroider, men det er mye flere i solsystemet

Fra det angitte antallet kjente asteroider astronomer fra Krim Astrophysical Observatory oppdaget rundt 550, og udødeliggjorde navnene i navnene deres berømte mennesker

I 1977 ble en unik asteroide oppdaget som kretser rundt Solen i en bane med en semi-hovedakse a = 13,70 AU. og eksentrisitet e = 0,38, slik at den ved perihelion (q = 8,49 AU) går inn i Saturns bane, og ved aphelion (Q = 18,91 AU) nærmer den seg Uranus bane. Han heter Chiron. Tilsynelatende er det andre lignende fjerne asteroider, letingen etter som fortsetter

Lysstyrken til de fleste kjente asteroider under motstand er fra 7 m til 16 m, men det er også svakere objekter. Den lyseste (opptil 6 m) er Vesta

Diametrene til asteroider beregnes ut fra deres lysstyrke og reflektivitet i visuelle og infrarøde stråler. Det viste seg at det ikke er så mange store asteroider. De største er Ceres (1000 km på tvers), Pallas (610 km), Vesta (540 km) og Hygia (450 km). Bare 14 asteroider har diametre på mer enn 250 km, mens resten har mindre diametre, opptil 0,7 km. Kroppene av så små størrelser kan ikke ha en kuleformet form, og alle asteroider (unntatt kanskje de største) er formløse blokker

Spesielt er rotasjonsperioden til Ceres 9,1 timer, og Pallas - 7,9 timer

Icarus roterer raskest, på 2 timer 16 m

Det er signifikant at absorpsjonsbåndet til vann (l = 3 µm) ble påvist i spektrene til karbonholdige asteroider. Spesielt består overflaten av asteroiden Ceres av mineraler som ligner jordiske leire og inneholder omtrent 10 % vann

Med små størrelser og masser av asteroider er trykket i deres indre lavt: selv for de største asteroidene overstiger det ikke 7 10 5

8 10 5 GPa (700 - 800 atm) og kan ikke forårsake oppvarming av deres kalde, faste indre. Bare overflaten til asteroider blir veldig svakt oppvarmet av den fjerne sola, men selv denne ubetydelige energien utstråles inn i det interplanetære rommet. Overflatetemperaturen til de aller fleste asteroider, beregnet i henhold til fysikkens lover, viste seg å være nær 150 - 170 K (-120...-100 ° C)

Og bare noen få asteroider som passerer nær Solen har en veldig varm overflate i slike perioder. Dermed stiger overflatetemperaturen til Icarus til nesten 1000 K (+730 ° C), og med avstand fra solen synker den kraftig igjen

For tiden studeres den fysiske naturen til asteroider, fordi den kan brukes til å spore utviklingen (utviklingen) av stoffet som solsystemet ble dannet fra

Meteoritter

Meteoritter er stein- eller jernlegemer som faller til jorden fra interplanetarisk rom. Meteoritters fall til jorden er ledsaget av lyd, lys og mekaniske fenomener. En lys ildkule kalt en ildkule suser over himmelen, ledsaget av en hale og flygende gnister. Etter at bilen forsvinner, noen sekunder senere er det eksplosjonslignende støt kalt sjokkbølger, som noen ganger forårsaker betydelig risting av bakken og bygninger

Fenomenene med inntrenging av kosmiske kropper i atmosfæren har tre hovedstadier:

1. Flyvning i en sjeldne atmosfære (opp til høyder på ca. 80 km), der samspillet mellom luftmolekyler er karpuskulært. Luftpartikler kolliderer med kroppen, fester seg til den eller reflekteres og overfører deler av energien til den. Kroppen varmes opp fra det kontinuerlige bombardementet av luftmolekyler, men opplever ikke merkbar motstand, og hastigheten forblir nesten uendret. På dette stadiet, men den ytre delen kosmisk kropp varmer opp til tusen grader og over. Her er den karakteristiske parameteren for problemet forholdet mellom den gjennomsnittlige frie banen og størrelsen på kroppen L, som kalles Knudsen-tallet K n. I aerodynamikk er det vanlig å ta hensyn til den molekylære tilnærmingen til luftmotstand ved K n > 0,1

Fallprosessen til hver meteoroid er individuell. Det er ikke mulig å beskrive alle mulige trekk ved denne prosessen i en novelle.

Det er betydelig flere "funne" meteoritter enn "falne". De blir ofte funnet av turister eller bønder som jobber på åkrene. Siden meteoritter er mørke i fargen og lett synlige i snøen, flott sted De antarktiske isfeltene, hvor tusenvis av meteoritter allerede er funnet, brukes til å lete etter dem. Meteoritten ble først oppdaget i Antarktis i 1969 av en gruppe japanske geologer som studerte isbreer. De fant 9 fragmenter som lå i nærheten, men som tilhørte fire forskjellige typer meteoritter. Det viste seg at meteoritter som falt på isen forskjellige steder samles der isfelt som beveger seg med en hastighet på flere meter per år stopper, og hviler mot fjellkjeder. Vinden ødelegger og tørker de øvre islagene (tørr sublimering skjer - ablasjon), og meteoritter konsentrerer seg på overflaten av breen. Slik is har en blåaktig farge og er lett å skille fra luften, noe forskerne bruker når de studerer steder som er lovende for å samle meteoritter.

Et viktig meteorittfall skjedde i 1969 i Chihuahua (Mexico). Det første av mange store fragmenter ble funnet i nærheten av et hus i landsbyen Pueblito de Allende, og etter tradisjon ble alle de funnet fragmentene av denne meteoritten forent under navnet Allende. Fallet til Allende-meteoritten falt sammen med starten av Apollo-måneprogrammet og ga forskerne muligheten til å utvikle metoder for å analysere utenomjordiske prøver. I de senere årene har det blitt fastslått at noen meteoritter som inneholder hvite fragmenter innebygd i mørkere moderbergart er månefragmenter

Allende-meteoritten er en kondritt, en viktig undergruppe av steinmeteoritter. De kalles det fordi de inneholder kondruler (fra gresk chondros, korn) - de eldste sfæriske partiklene som kondenserte seg i en protoplanetarisk tåke og deretter ble en del av senere bergarter. Slike meteoritter gjør det mulig å anslå alderen til solsystemet og dets opprinnelige sammensetning. De kalsium- og aluminiumrike inneslutningene av Allende-meteoritten, de første som kondenserer på grunn av deres høye kokepunkt, har en radioaktiv forfallsalder på 4,559-0,004 milliarder år. Dette er det mest nøyaktige estimatet av alderen til solsystemet. I tillegg har alle meteoritter "historiske registreringer" forårsaket av langvarig påvirkning av galaktiske kosmiske stråler, solstråling og solvind. Etter å ha undersøkt skaden kosmiske stråler, kan vi si hvor lenge meteoritten holdt seg i bane før den kom under beskyttelse av jordens atmosfære

Den direkte forbindelsen mellom meteoritter og sola følger av at grunnstoffsammensetningen til de eldste meteorittene - kondrittene - nøyaktig gjentar sammensetningen av solfotosfæren. De eneste grunnstoffene med forskjellig innhold er flyktige, for eksempel hydrogen og helium, som fordampet rikelig fra meteoritter under avkjøling, samt litium, som delvis ble "brent" i solen i kjernefysiske reaksjoner. Begreper " solsammensetning" og "kondrittsammensetning" brukes om hverandre når de beskriver den ovennevnte "oppskriften på solmateriale". Steinmeteoritter hvis sammensetning er forskjellig fra solens, kalles akondritter.

Små fragmenter.

Fra tid til annen kommer meteoroider inn i jordens atmosfære. Bevegelseshastigheten deres er så høy (i gjennomsnitt 40 km/s) at nesten alle, bortsett fra de minste og største, brenner opp i en høyde på omtrent 110 km, og etterlater lange lysende haler - meteorer eller stjerneskudd. Mange meteoroider er assosiert med banene til individuelle kometer, så meteorer observeres oftere når jorden passerer i nærheten av slike baner på bestemte tider av året. For eksempel blir mange meteorer observert rundt 12. august hvert år når jorden krysser Perseid-dusjen, assosiert med partikler tapt av kometen 1862 III. En annen dusj – orionidene – rundt 20. oktober er assosiert med støv fra kometen Halley

Meteoritter anses å være asteroidefragmenter. Jernmeteoritter var en gang en del av kjernene til disse kroppene, ødelagt av kollisjoner. Det er mulig at noen løse, flyktige meteoritter stammer fra kometer, men dette er usannsynlig; Mest sannsynlig brenner store partikler av kometer opp i atmosfæren, og bare små er bevart. Med tanke på hvor vanskelig det er for kometer og asteroider å nå jorden, er det klart hvor nyttig det er å studere meteoritter som uavhengig "kom" til planeten vår fra dypet av solsystemet

Kometer

Kometer er de mest effektive himmellegemene i solsystemet. Kometer er en slags kosmiske isfjell bestående av frosne gasser, kompleks kjemisk sammensetning, vannis og ildfast mineralstoff i form av støv og større fragmenter

Kometer er av interesse for mange forskere: astronomer, fysikere, kjemikere, biologer, gassdynamikk, historikere osv. Og dette er naturlig. Tross alt fortalte kometer forskerne at solvinden blåste i det interplanetære rommet; kanskje kometer er "skyldige" for fremveksten av liv på jorden, siden de kunne ha introdusert komplekse organiske forbindelser i jordens atmosfære. I tillegg har kometer tilsynelatende verdifull informasjon om de første stadiene av den protoplanetære skyen som solen og planetene også ble dannet fra

Så kjernen er den viktigste delen av kometen. Det er imidlertid fortsatt ingen konsensus om hva det faktisk er. Selv i Bessel og Laplace tid var det en idé om kometens kjerne som et fast legeme bestående av lett fordampende stoffer som is eller snø, som raskt forvandles til gassfasen under påvirkning av solvarme. Denne iskalde klassiske modellen av kometkjernen har blitt betydelig utvidet og utviklet nylig. Modellen av kjernen utviklet av Whipple, et konglomerat av ildfaste steinpartikler og frosne flyktige komponenter (CH4, CO2, H2O, etc.), er den mest anerkjente blant kometforskere. I en slik kjerne veksler islag av frosne gasser med støvlag. Når solens varme varmer den, bryter gasser som fordampende "tørris" ut og bærer støvskyer med seg. Dette tillater for eksempel å forklare dannelsen av gass og støvhaler i kometer, samt evnen til små kometkjerner til aktivt å frigjøre gasser

Noen ganger er komethodet så lite at kometens hale ser ut til å dukke opp direkte fra kjernen. I tillegg til skiftende konturer, dukker og forsvinner forskjellige strukturformasjoner i hodene til kometer: stifter, skjell, stråler, utstrømninger fra kjernen, etc.

Store kometer med haler som strekker seg langt over himmelen har blitt observert siden antikken. Det ble en gang antatt at kometer var atmosfæriske fenomener. Denne misoppfatningen ble tilbakevist av Brahe, som oppdaget at kometen fra 1577 okkuperte samme posisjon blant stjernene når den ble observert fra forskjellige punkter, og derfor er lenger unna oss enn månen

Bevegelsen av kometer over himmelen ble først forklart av Halley (1705), som fant ut at banene deres var nær parabler. Han identifiserte 24 baner lyse kometer, og det viste seg at kometene fra 1531 og 1682 har veldig like baner. Av dette konkluderte Halley at dette er den samme kometen, som beveger seg rundt Solen i en svært langstrakt ellipse med en periode på rundt 76 år. Halley spådde at den skulle dukke opp igjen i 1758, og i desember 1758 ble den faktisk oppdaget. Halley selv levde ikke denne gangen og kunne ikke se hvor briljant spådommen hans ble bekreftet. Denne kometen (en av de lyseste) ble kalt Halleys komet

Kometer er utpekt av navnene på menneskene som oppdaget dem. I tillegg tildeles den nyoppdagede kometen en foreløpig betegnelse basert på oppdagelsesåret med tillegg av en bokstav som indikerer sekvensen for kometens passasje gjennom perihelium det året

Bare en liten del av kometer som observeres årlig er periodiske, dvs. kjent fra deres tidligere opptredener. Mest av kometer beveger seg i svært langstrakte ellipser, nesten paraboler. Deres revolusjonsperioder er ikke nøyaktig kjent, men det er grunn til å tro at de når mange millioner år. Slike kometer beveger seg bort fra solen på avstander som kan sammenlignes med interstellare. Planene til deres nesten parabolske baner er ikke konsentrert mot ekliptikkplanet og er tilfeldig fordelt i rommet. Bevegelsesretningen forover skjer like ofte som bakover

Periodiske kometer beveger seg i mindre langstrakte elliptiske baner og har helt andre egenskaper. Av de 40 kometene som er observert mer enn én gang, har 35 baner som er mindre enn 45° til ekliptikkplanet. Bare Halleys komet har en bane med en helning større enn 90^ og beveger seg derfor inn motsatt retning. Blant kometer med kort periode (dvs. med perioder på 3 - 10 år) skiller "Jupiter-familien" seg ut. stor gruppe kometer hvis aphelioner er i samme avstand fra solen som banen til Jupiter. Det antas at "Jupiter-familien" ble dannet som et resultat av planetens fangst av kometer som tidligere hadde beveget seg i mer langstrakte baner. Avhengig av den relative posisjonen til Jupiter og kometen, kan eksentrisiteten til kometens bane enten øke eller avta. I det første tilfellet er det en økning i perioden eller til og med en overgang til en hyperbolsk bane og tap av kometen av solsystemet; i det andre en nedgang i perioden

Banene til periodiske kometer er gjenstand for svært merkbare endringer. Noen ganger passerer en komet nær Jorden flere ganger, og deretter, ved tiltrekningen av de gigantiske planetene, blir den kastet inn i en mer fjern bane og blir uobserverbar. I andre tilfeller, tvert imot, blir en komet som aldri har blitt observert før synlig fordi den passerte nær Jupiter eller Saturn og brått endret bane. Bortsett fra slike brå endringer, kun kjent for et begrenset antall objekter, opplever banene til alle kometer gradvise endringer

Orbitale endringer er ikke de eneste mulig årsak forsvinningen av kometer. Det er pålitelig fastslått at kometer raskt blir ødelagt. Lysstyrken til kortperiodekometer blekner over tid, og i noen tilfeller har ødeleggelsesprosessen blitt observert nesten direkte. Et klassisk eksempel er kometen Biely. Den ble oppdaget i 1772 og observert i 1813, 1826 og 1832. I 1845 viste det seg at størrelsen på kometen ble økt, og i januar 1846. Observatører ble overrasket over å finne to veldig nære kometer i stedet for én. De relative bevegelsene til begge kometene ble beregnet, og det viste seg at kometen Biely delte seg i to for omtrent et år siden, men først ble komponentene projisert oppå hverandre, og separasjonen ble ikke umiddelbart lagt merke til. Kometen Biely ble observert en gang til, med den ene komponenten mye svakere enn den andre, og den kunne ikke bli funnet igjen. Men en meteorregn ble gjentatte ganger observert, hvis bane falt sammen med banen til kometen Biely

Når man skal avgjøre spørsmålet om kometers opprinnelse, kan man ikke klare seg uten kunnskap om den kjemiske sammensetningen av stoffet som kometkjernen er sammensatt av. Det ser ut til, hva kan være enklere? Vi må fotografere flere spektre av kometer, tyde dem – og den kjemiske sammensetningen av kometkjerner vil umiddelbart bli kjent for oss. Saken er imidlertid ikke så enkel som den ser ut ved første øyekast. Spekteret til den fotometriske kjernen kan ganske enkelt være det reflekterte solspekteret eller emisjonsmolekylspekteret. Det reflekterte solspekteret er kontinuerlig og avslører ikke noe om den kjemiske sammensetningen av regionen det ble reflektert fra - kjernen eller støvatmosfæren som omgir kjernen. Emisjonsgassspekteret inneholder informasjon om den kjemiske sammensetningen av gassatmosfæren som omgir kjernen, og forteller oss heller ikke noe om den kjemiske sammensetningen av overflatelaget til kjernen, siden molekyler som sender ut i det synlige området, som C2, CH , CH, MH, OH og andre, er sekundære dattermolekyler - "fragmenter" av mer komplekse molekyler eller molekylkomplekser som utgjør kometkjernen. Disse komplekse foreldremolekylene, som fordamper inn i det perinukleære rommet, blir raskt utsatt for den destruktive virkningen av solvind og fotoner, eller henfaller eller dissosieres til enklere molekyler, hvis emisjonsspektre kan observeres fra kometer. Foreldremolekylene produserer selv et kontinuerlig spektrum

Italieneren Donati var den første som observerte og beskrev spekteret til kometens hode. På bakgrunn av det svake kontinuerlige spekteret til kometen 1864, så han tre brede lysende bånd: blått, grønt og gult. Som det viste seg, tilhørte dette sammenløpet C2-karbonmolekyler, som fant seg i overflod i kometatmosfæren. Disse utslippsbåndene av C2-molekyler kalles svanebånd, oppkalt etter forskeren som studerte spekteret av karbon. Første spaltespektrogram av hodet Stor komet 1881 ble oppnådd av engelskmannen Heggins, som oppdaget strålingen av det kjemisk aktive cyanogenradikalet C N i spekteret

Langt fra solen, i en avstand på 11 AU, fremstår den kommende kometen som en liten tåkete flekk, noen ganger med tegn på begynnende dannelse av en hale. Spekteret oppnådd fra en komet som befinner seg på en slik avstand, og opp til en avstand på 3-4 AU, er kontinuerlig, fordi ved så store avstander er ikke emisjonsspekteret eksitert på grunn av svak foton og korpuskulær solstråling

Dette spekteret dannes som et resultat av refleksjon av sollys fra støvpartikler eller som et resultat av dets spredning på polyatomiske molekyler eller molekylære komplekser. I en avstand på ca. 3 AU. fra solen, dvs. Når kometkjernen krysser asteroidebeltet, vises det første utslippsbåndet til cyanogenmolekylet i spekteret, som observeres i nesten hele kometens hode. I en avstand på 2 AU Strålingen av triatomiske molekyler C3 og N H3 er allerede eksitert, som observeres i et mer begrenset område av kometens hode nær kjernen enn den stadig økende strålingen av C N. I en avstand på 1,8 AU karbonutslipp vises - Svanestriper, som umiddelbart blir merkbare gjennom hele kometens hode: både nær kjernen og ved grensene til det synlige hodet

Mekanismen for gløden til kometmolekyler ble dechiffrert tilbake i 1911. K. Schwarzschild og E. Kron, som ved å studere emisjonsspektrene til Halleys komet (1910), kom til den konklusjon at molekylene i kometatmosfærer resonerer ut sollys på nytt. Denne gløden ligner den resonante gløden av natriumdamp i de berømte eksperimentene til Auda, som var den første som la merke til at når den ble belyst med lys som har samme frekvens som den gule natriumdubletten, begynner natriumdampen selv å lyse med samme frekvens med et karakteristisk gult lys. Dette er en mekanisme for resonant fluorescens, som er et hyppig tilfelle av den mer generelle mekanismen for luminescens. Alle kjenner gløden til lysrør over butikkvinduer, i lysrør osv. En lignende mekanisme får gasser i kometer til å gløde.

For å forklare gløden til de grønne og røde oksygenlinjene (lignende linjer er også observert i spektrene til nordlys), ble forskjellige mekanismer brukt: elektronpåvirkning, dissosiativ rekombinasjon og fotodissipasjon. Elektronpåvirkning kan imidlertid ikke forklare den høyere intensiteten til den grønne linjen i noen kometer sammenlignet med den røde linjen. Derfor er fotodissosiasjonsmekanismen mer foretrukket, som støttes av lysstyrkefordelingen i kometens hode. Imidlertid er dette problemet ennå ikke fullstendig løst, og søket etter den sanne mekanismen for luminescens av atomer i kometer fortsetter. Spørsmålet om de overordnede, primære molekylene som utgjør kometkjernen er fortsatt uløst, og dette spørsmålet er veldig viktig, siden det er kjemien til kjernene som forhåndsbestemmer den uvanlig høye aktiviteten til kometer, som er i stand til å utvikle gigantiske atmosfærer og haler fra svært små kjerner i størrelse, størrelsen på alle kjente legemer i solsystemet

5. Søk etter planeter i solsystemet.

Det er kommet flere forslag om muligheten for at det finnes en planet nærmere Solen enn Merkur. Le Verrier (1811–1877), som forutså oppdagelsen av Neptun, undersøkte anomalier i perihelbevegelsen til Merkurs bane og forutså på grunnlag av dette eksistensen av en ny ukjent planet i banen. Snart dukket det opp en melding om hennes observasjon, og planeten fikk til og med et navn - Vulcan. Men funnet ble ikke bekreftet

I 1977 oppdaget den amerikanske astronomen Cowell en veldig svak gjenstand, som ble kalt "den tiende planeten". Men objektet viste seg å være for lite for en planet (ca. 200 km). Den fikk navnet Chiron og ble klassifisert blant asteroidene, blant hvilke den da var den fjerneste: aphelion av dens bane ble fjernet ved 18,9 AU. og berører nesten Uranus bane, og periheliumet ligger like utenfor banen til Saturn i en avstand på 8,5 AU. fra Sola. Med en banehelling på bare 7, kan den faktisk komme nær Saturn og Uranus. Beregninger viser at en slik bane er ustabil: Chiron vil enten kollidere med planeten eller bli kastet ut av solsystemet

Fra tid til annen teoretiske spådommer om eksistensen av store planeter utenfor Plutos bane, men så langt er de ikke bekreftet. Analyse av kometbaner viser at opp til en avstand på 75 AU. planeter større enn jorden utover Pluto, nei. Det er imidlertid godt mulig at det er et stort antall små planeter i dette området, som ikke er lett å oppdage. Eksistensen av denne klyngen av trans-neptunske kropper har vært mistenkt i lang tid og har til og med fått et navn - Kuiper-beltet, etter den berømte amerikanske planetfareren. Imidlertid var det først nylig at de første gjenstandene ble oppdaget i den. I 1992–1994 ble 17 mindre planeter oppdaget utenfor Neptuns bane. Av disse beveger 8 seg i avstander på 40–45 AU. fra solen, dvs. selv utenfor Plutos bane

På grunn av deres store avstand er lysstyrken til disse objektene ekstremt svak; Bare de største teleskopene i verden er egnet til å søke etter dem. Derfor er kun ca. 3 kvadratgrader av himmelsfæren systematisk undersøkt så langt, d.v.s. 0,01 % av arealet. Derfor forventes det at utenfor Neptuns bane kan det være titusenvis av gjenstander som ligner på de som er oppdaget, og millioner av mindre, med en diameter på 5–10 km. Etter anslag å dømme er denne klyngen av små kropper hundrevis av ganger mer massiv enn asteroidebeltet som ligger mellom Jupiter og Mars, men er underordnet i masse enn den gigantiske kometskyen Oort.

Objekter utenfor Neptun er fortsatt vanskelig å klassifisere som en hvilken som helst klasse av små kropper i solsystemet - asteroider eller kometkjerner. De nyoppdagede kroppene er 100–200 km store og har en ganske rød overflate, noe som indikerer dens eldgamle sammensetning og mulig tilstedeværelse av organiske forbindelser. Kuiper-belte-kropper har nylig blitt oppdaget ganske ofte (ved slutten av 1999 hadde rundt 200 av dem blitt oppdaget). Noen planetariske forskere mener at det ville være mer riktig å kalle Pluto ikke «den minste planeten», men «den største kroppen i Kuiper-beltet».

Litteratur

V.A. Brashtein "Planets and their observation" Moskva "Science" 1979

S. Dole "Planets for People" Moskva "Science" 1974

K.I. Churyumov "Kometer og deres observasjon" Moskva "Vitenskap" 1980

E.L. Krinov "Iron Rain" Moskva "Science" 1981

K.A. Kulikov, N.S. Sidorenkov "Planet Earth" Moskva "Vitenskap"

B.A. Vorontsov - Velyaminov "Essays om universet" Moskva "Vitenskap"

N.P. Erpyleev "Encyclopedic Dictionary of a Young Astronomer" Moskva "Pedagogy" 1986

E.P. Levitan "Astronomy" Moskva "Enlightenment" 1994

20. Små kropper av solsystemet

1. Asteroider

Mindre planeter, eller asteroider, går for det meste i bane mellom Mars og Jupiter og er usynlige for det blotte øye. Først mindre planet ble oppdaget i 1801, og ifølge tradisjonen ble det kalt et av navnene på gresk-romersk mytologi - Ceres. Snart ble andre små planeter funnet, kalt Pallas, Vesta Og Juno. Med bruk av fotografering begynte svakere asteroider å bli oppdaget. For tiden er mer enn 3000 asteroider kjent. Over milliarder av år kolliderer asteroider med hverandre fra tid til annen. Denne ideen antydes av det faktum at en rekke asteroider ikke er sfæriske, men uregelmessige i form. Den totale massen av asteroider er beregnet til bare 0,1 jordmasser.

Den lyseste asteroiden, Vesta, er ikke lysere enn 6. størrelsesorden. Mest stor asteroide- Ceres. Diameteren er omtrent 800 km, og utenfor Mars bane, selv med de sterkeste teleskopene, kan ingenting sees på en så liten skive. De minste kjente asteroidene har diametere på bare rundt en kilometer (fig. 56). Selvfølgelig har asteroider ingen atmosfære. På himmelen ser små planeter ut som stjerner, og det er derfor de ble kalt asteroider, som oversatt fra gammelgresk betyr "stjernelignende". De har en løkkelignende bevegelse som er karakteristisk for planeter mot bakgrunnen av stjernehimmelen. Banene til noen asteroider har uvanlig store eksentrisiteter. Som et resultat nærmer de seg ved perihelium solen nærmere enn Mars og Jorden, og Ikaros- nærmere enn Merkur (fig. 57). I 1968 nærmet Icarus seg jorden i en avstand på mindre enn 10 millioner kilometer, men dens ubetydelige tyngdekraft hadde ingen effekt på jorden. Fra tid til annen kommer Hermes, Eros og andre mindre planeter nær jorden.

Nye asteroider oppdages hvert år. Oppdageren har rett til å velge navnet på planeten han oppdager, som deretter godkjennes av en internasjonal komité. Oftest er asteroider oppkalt etter kjente forskere, helter og kunstnere. I 1978 ble altså en asteroide oppdaget, som senere fikk navnet Voronvelia til ære for forfatteren av denne læreboken.

2. Ildkuler og meteoritter

Det kalles en ildkule en sjelden hendelse- en ildkule som flyr over himmelen (fig. 58). Dette fenomenet er forårsaket av inntrengning av store faste partikler kalt meteoroider i de tette lagene av atmosfæren. Beveger seg i atmosfæren varmes partikkelen opp på grunn av bremsing og et omfattende lysende skall bestående av varme gasser dannes rundt den. Ildkuler har ofte en merkbar vinkeldiameter og er synlige selv om dagen. Overtroiske mennesker tok slike ildkuler for flygende drager med ildpustende munner. På grunn av sterk luftmotstand deler meteorkroppen seg ofte og faller til jorden i form av fragmenter med et brøl. Restene av meteoroider som faller til jorden kalles meteoritter.

Et meteoroidlegeme, som er lite i størrelse, fordamper noen ganger helt i jordens atmosfære. I de fleste tilfeller avtar massen kraftig under flyturen, og bare restene når jorden, og har vanligvis tid til å kjøle seg ned når rømningshastigheten allerede er slukket av luftmotstanden. Noen ganger faller en hel meteorregn. Under flyturen smelter meteoritter og blir dekket med en svart skorpe. En slik «svart stein» i Mekka er innebygd i tempelveggen og tjener som gjenstand for religiøs tilbedelse.

Tre typer meteoritter er kjent: stein, jern (fig. 59) og jernstein. Noen ganger blir meteoritter funnet mange år etter at de falt. Spesielt mange jernmeteoritter er funnet. I USSR er en meteoritt statens eiendom og må sendes til vitenskapelige institusjoner for studier. Meteoritters alder bestemmes av innholdet av radioaktive grunnstoffer og bly. Det varierer, men de eldste meteorittene er 4,5 milliarder år gamle. Noen av de største meteorittene har et stort krater og danner meteorittkratere, som minner om månen. Det største godt bevarte krateret ligger i Arizona (USA) (fig. 60). Diameteren er 1200 m og dybden er 200 m. Dette krateret dukket tilsynelatende opp for rundt 5000 år siden. Det er funnet spor etter enda større og eldgamle meteorittkratere. Alle meteoritter er medlemmer av solsystemet.

Å dømme etter det faktum at det er oppdaget mange små asteroider som krysser bane rundt Mars, kan man tro at meteoritter er fragmenter av de asteroidene som krysser jordens bane. Strukturen til noen meteoritter antyder at de ble utsatt for høye temperaturer og trykk og derfor kunne eksistere i dypet av en kollapset planet eller stor asteroide.

Et betydelig mindre antall mineraler ble funnet i meteoritter enn i terrestriske bergarter. Dette indikerer den primitive naturen til meteorittstoffet. Mange av mineralene som utgjør meteoritter finnes imidlertid ikke på jorden. For eksempel inneholder steinmeteoritter runde korn - kondruler, hvis kjemiske sammensetning er nesten identisk med solens. Dette eldste stoffet gir informasjon om den innledende fasen av dannelsen av planetene i solsystemet.

3. Kometer. Deres åpning og bevegelse

Når de er i verdensrommet langt fra solen, ser kometer ut som veldig svake, uklare, lyse flekker, i midten av disse er kjernen. Bare de kometene som passerer relativt nær Solen blir veldig lyse og "haler". Utseendet til en komet fra jorden avhenger også av avstanden til den, vinkelavstanden fra solen, månens lys, etc. Store kometer - tåkeformasjoner med en lang blek hale - ble ansett som varsler om forskjellige ulykker, kriger , osv. Tilbake i 1910 I tsar-Russland ble det servert bønnetjenester for å avverge «Guds vrede i form av en komet».

For første gang beregnet I. Newton banen til en komet fra observasjoner av dens bevegelse mot bakgrunnen av stjerner og var overbevist om at den, som planetene, beveget seg i solsystemet under påvirkning av solens tyngdekraft. Hans samtidige, den engelske vitenskapsmannen E. Halley(1656-1742), etter å ha beregnet banene til flere kometer som tidligere dukket opp, antydet det i 1531, 1607 og 1682. den samme kometen ble observert,

med jevne mellomrom tilbake til solen, og for første gang spådde utseendet. I 1758 (16 år etter Halleys død), som forutsagt, dukket kometen faktisk opp og ble kalt Halleys komet. Ved aphelion går den utover Neptuns bane (Fig. 61) og etter 75-76 år vender den tilbake til Jorden og Solen. I 1986 passerte den igjen på korteste avstand fra solen. For første gang ble automatiske interplanetære stasjoner utstyrt med forskjellig vitenskapelig utstyr sendt for å møte kometen.

Halley's Comet er en av de periodiske kometer. Mange kortperiodekometer er nå kjent med omløpsperioder på tre ( Kometen Encke) opptil ti år. Aphelionene deres ligger i nærheten av Jupiters bane. Kometenes tilnærming til jorden og deres fremtidige tilsynelatende vei over himmelen beregnes på forhånd med stor nøyaktighet. Sammen med dette er det kometer som beveger seg i svært langstrakte baner med lange omløpsperioder. Vi forveksler banene deres med paraboler, selv om de i virkeligheten ser ut til å være veldig langstrakte ellipser, men det er ikke lett å skille disse kurvene, og kjenner bare et lite segment av banen til kometer nær Jorden og Solen. De fleste kometer har ikke hale og er kun synlige gjennom et teleskop.

Hvert år dukker det opp informasjon om oppdagelsen av flere tidligere ukjente kometer, som er oppkalt etter navnet på forskeren som oppdaget dem. Omtrent tusen observerte kometer er katalogisert.

4. Kometers fysiske natur

Den lille kjernen, en brøkdel av en kilometer i diameter, er den eneste faste delen av kometen, og nesten all massen er konsentrert i den. Massen av kometer er ekstremt liten og påvirker ikke på noen måte bevegelsen til planetene. Planetene produserer store forstyrrelser i bevegelsen til kometer.

Kometens kjerne ser ut til å bestå av en blanding av støvkorn, faste stoffstykker og frosne gasser som karbondioksid, ammoniakk og metan. Når kometen nærmer seg solen, varmes kjernen opp og gasser og støv frigjøres fra den. De lager et gasskall - hodet til kometen. Gassen og støvet som utgjør hodet, under påvirkning av trykket fra solstråling og korpuskulære strømmer, danner halen på kometen, alltid rettet i motsatt retning av solen (fig. 62).

Jo nærmere en komet kommer Solen, jo lysere er den og jo lengre halen på grunn av dens større bestråling og intense frigjøring av gasser. Oftest er den rett, tynn og strømmet. Store og lyse kometer har noen ganger en bred viftebuet hale (fig. 63). Noen haler når avstanden fra jorden til solen, og hodet til en komet er på størrelse med solen. Med o fjerning fra solen, endres utseendet og lysstyrken til kometen i motsatt rekkefølge, og kometen forsvinner fra synet og når Jupiters bane.

Spekteret til kometens hode og hale har vanligvis lyse bånd. Analyse av spekteret viser at kometens hode hovedsakelig består av karbon og cyanogendamp, og halen inneholder ioniserte molekyler av karbon (II) monoksyd (karbonmonoksyd). Spekteret til kjernen til en komet er en kopi av solspekteret, det vil si at kjernen lyser med reflektert sollys. Hodet og halen lyser med kaldt lys, absorberer og sender ut solenergi på nytt (en type fluorescens). I jordens avstand fra solen er kometen ikke varmere enn jorden.

Den fremragende russiske vitenskapsmannen F.A. Bredikhin (1831-1904) utviklet en metode for å bestemme kraften som virker på partiklene ved krumningen av halen. Han etablerte en klassifisering av komethaler og forklarte en rekke fenomener observert i dem på grunnlag av mekanikkens og fysikkens lover. De siste årene har det blitt klart at bevegelsen av gasser i rette haler og knekk er forårsaket av samspillet mellom ioniserte molekyler av avgasser med en innfallende strøm av partikler (korpuskler) som flyr fra solen, som kalles solvinden. Påvirkning av solvind på ioner komethale overgå deres attraksjon av solen tusenvis av ganger. Økt kortbølget stråling fra solen og blodlegemer forårsaker plutselige lysutbrudd i kometer.

Og i vår tid uttrykkes noen ganger frykt blant befolkningen for at jorden skal kollidere med en komet. I 1910 gikk jorden gjennom halen til kometen Halley, som inneholder karbonmonoksid. Imidlertid kunne dens innblanding i overflateluften ikke oppdages, siden selv i kometens hode er gassene ekstremt sjeldne. En kollisjon mellom jorden og en kometkjerne er en ekstremt usannsynlig hendelse. Kanskje ble en slik kollisjon observert i 1908 som et fall Tunguska meteoritt. Samtidig skjedde det en kraftig eksplosjon i flere kilometers høyde, luftbølge som skogen falt over et enormt område.

5. Meteorer og meteorbyger

Det har lenge blitt lagt merke til at kjernene til periodiske kometer er utarmet, for hver revolusjon lyser de mindre og mindre. Delingen av kometkjerner i deler har blitt observert mer enn én gang. Denne ødeleggelsen ble forårsaket enten av tidevann eller kollisjoner med meteorittlegemer. Kometen, oppdaget av den tsjekkiske forskeren Biela tilbake i 1772, ble observert under gjentatte returer med en syvårsperiode. I 1846 gikk kjernen i oppløsning og den ble til to svake kometer, som ikke ble observert etter 1852. Da i 1872, ifølge beregninger, de forsvunne kometene skulle passere nær jorden, ble det observert en dusj av "fallende stjerner". Siden den gang, 27. november, har dette fenomenet blitt gjentatt årlig, men mindre spektakulært. Små faste partikler av en råtnet kjerne tidligere komet Bollene strekker seg langs dens bane (fig. 64), og når jorden krysser strømmen deres, flyr de inn i atmosfæren. Disse partiklene forårsaker fenomenet meteorer i atmosfæren og blir fullstendig ødelagt før de når jorden. En rekke andre er kjent meteorbyger, hvis bredde, som regel, er umåtelig større enn størrelsen på kometkjernene som genererte dem.

Halleys komet er assosiert med to meteorregn, den ene observert i mai og den andre i november.

Ved å fotografere banen til den samme meteoren på stjernehimmelen, slik den projiseres for observatører 20-30 km fra hverandre, bestemmes høyden der meteoren dukket opp. Oftere meteoroider begynner å lyse i en høyde på 100-120 km og fordampe fullstendig allerede i en høyde på 80 km. Spektrene deres viser lyse linjer av jern, kalsium, silisium osv. Å studere meteorspektrene gjør det mulig å bestemme den kjemiske sammensetningen av faste partikler som forlot kometens kjerne. Ved å fotografere flyturen til en meteor med et kamera hvis linse er blokkert av en roterende lukker, oppnås et intermitterende spor, hvorfra man kan evaluere bremsingen av meteoren med luft.

Massen av meteoroider er i størrelsesorden milligram, og størrelsen er brøkdeler av en millimeter. Det er sannsynlig at meteoroider er porøse partikler fylt med kometis som fordamper først.

Det er også mulig å bestemme hastigheten til meteorer. Meteorlegemer som tar igjen jorden har hastigheter som de flyr inn i atmosfæren med på minst 1 km/s, og de som flyr mot jorden - opptil 60-70 km/s.

Tenk på hvorfor minimums- og maksimumshastighetene der meteoroider møter jorden har akkurat disse verdiene.

De varme gassene som er igjen av meteorkroppen danner et lysende spor. En meteorpartikkel ioniserer luften langs sin vei. Et spor av ionisert luft reflekterer radiobølger. Dette gjorde det mulig å bruke radar til å studere meteorer.

Meteorer ser noen ganger ut til å dukke opp fra et område på himmelen som kalles strålen fra en meteorregn (Figur 65). Dette er perspektiveffekten. Banene til meteorer som flyr i parallelle retninger, når de fortsettes, ser ut til å konvergere i det fjerne, som skinner jernbane. Stråleren befinner seg på himmelen i retningen disse meteoroidene flyr fra. Hver strålende inntar en bestemt posisjon blant stjernebildene og deltar i den daglige rotasjonen av himmelen. Plasseringen av strålen bestemmer navnet på meteorregn. For eksempel kalles meteorer observert 10.-12. august, hvis utstråling er i stjernebildet Perseus, Perseider.

Å observere meteorregn er en viktig vitenskapelig oppgave som er ganske gjennomførbar for skolebarn. De bidrar til studiet av atmosfæren vår og substansen til oppløste kometer.

Øvelse 17

1. Etter solnedgang er det en komet i vest. Hvordan er halen rettet i forhold til horisonten?

2. Hva er hovedaksen til kometen Halleys bane hvis omløpstiden er 76 år?

3. Hvordan kan du bevise at stjerner virkelig ikke faller ned fra himmelen?

4. Ildkulen, lagt merke til i en avstand på 0,5 km fra observatøren, hadde en synlig skive som var halvparten så stor som månens. Hva var dens faktiske diameter? 5. Kan en komet, som med jevne mellomrom vender tilbake til Solen, for alltid opprettholde sitt utseende uendret?

Oppgave 10

Anta at figur 63 er en tidoblet forstørrelse av et fotografi tatt av et kamera med en linsens brennvidde på 10 cm. Estimer lengden på den direkte strålen i kometens hale i grader, vel vitende om at bildene av månen og solen (0,5°) ) på fotografisk film er lik 1/114 av brennviddelinseavstanden.