Небесні тіла сонячної системи астероїди комети. Астрономія. Комети. Газові гіганти та Плутон

Комети - космічні сніжки, що складаються із заморожених газів, скель та пилу та розміром приблизно з невелике місто. Коли орбіта комети приносить її близько до Сонця, вона нагрівається і викидає пил і газ, унаслідок чого вона стає яскравішою, ніж більшість планет. Пил та газ утворюють хвіст, який тягнеться від Сонця на мільйони кілометрів.

10 фактів, які необхідно знати про комети

1. Якби Сонце було б таким самим великим як вхідні двері, Земля була б розміром з монетку, карликова планета Плутон виявиться розміром з шпилькову головку, а найбільша комета Пояса Койпера (яка має близько 100 км у поперечнику, що становить приблизно одну двадцяту Плутона ) буде розміром з порошинку.
2. Короткоперіодичні комети (комети, які здійснюють повний оберт навколо Сонця менш ніж за 200 років) проживають у крижаному регіоні, відомому як Пояс Койпера, розташованому за орбітою Нептуна. Довгі комет(комети з довгими, непередбачуваними орбітами) беруть початок у далеких куточках Хмари Оорта, яка розташована на відстані до 100 тисяч а.
3. Дні на кометі змінюються. Наприклад, день на кометі Галлея коливається від 2,2 до 7,4 земної доби (час, необхідний для того, щоб комети здійснила повний оберт навколо своєї осі). Комета Галлея робить повний оберт навколо Сонця (рік на кометі) за 76 земних років.
4. Комети – космічні сніжки, що складаються із заморожених газів, скель та пилу.
5. Комета розігрівається в міру наближення до Сонця і створює атмосферу або кому. Ком може мати сотні тисяч кілометрів у діаметрі.
6. Комети немає супутників.
7. Комети немає кілець.
8. Понад 20 місій було спрямовано вивчення комет.
9. Комети не можуть підтримувати життя, але, можливо, принесли воду та органічні сполуки – будівельні блоки життя – через зіткнення із Землею та іншими об'єктами в нашій Сонячній системі.
10. Комета Галлея вперше згадується в Байє від 1066 року, в якій розповідається про повалення короля Гарольда Вільгельмом Завойовником у битві при Гастінгсі.

Комети: Брудні сніжки Сонячної системи

Комети У наших подорожах через Сонячну систему нам можемо пощастити зіткнутися з гігантськими кулями льоду. Це комети Сонячної системи. Деякі астрономи називають комети "брудними сніжками" або "крижаними кулями бруду", тому що вони складаються в основному з льоду, пилу та уламків скель. Лід може складатися як із крижаної води так і із заморожених газів. Астрономи вважають, що комети можуть складатися з первісного матеріалу, що ліг в основу формування Сонячної системи.

Хоча більшість дрібних об'єктів у нашій Сонячній системі є дуже недавні відкриття, комети були добре відомі з давніх часів. Китайці мають записи комет, які датуються 260 р. до н.е. Це тому, що комети є єдиними з малих тіл у Сонячній системі, які можна побачити неозброєним оком. Комети, які проходять орбітою навколо Сонця, є досить захоплююче видовище.

Хвіст комети

Комети насправді невидимі доти, доки вони не починають наближатися до Сонця. У цей момент вони починають нагріватися і починається дивовижне перетворення. Пил і гази, що замерзли в кометі, починають розширюватися і вириваються із вибуховою швидкістю.

Тверду частину комети називають ядром комети, тоді як хмара пилу та газу навколо нього відома як кома комети. Сонячні вітри підхоплюють матеріал у комі, залишаючи хвіст за кометою завдовжки кілька мільйонів миль. У міру освітленням Сонця цей матеріал починає світитися. Зрештою формується знаменитий хвіст комети. Комети та їх хвости часто часто можна побачити із Землі та неозброєним поглядом.

Космічний телескоп Хаббл зняв комету Шумейкера-Леві 9 у момент падіння її на поверхню Юпітера.

Деякі комети можуть мати до трьох окремих хвостів. Один з них складатиметься в основному з водню, і є невидимим для ока. Інший хвіст пилу світиться яскраво-білий, а третій хвіст плазми зазвичай прийматиме блакитне свічення. Коли Земля проходить через ці стежки пилу, залишені кометами, пил надходить у повітря і створює метеорні потоки.

Активні струмені на кометі Хартлі 2

Деякі комети летять орбітою, що проходить навколо Сонця. Вони відомі як періодичні комети. Періодична комета втрачає значну частину свого матеріалу щоразу, коли проходить поруч із Сонцем. Зрештою, після того, як весь цей матеріал губиться, вони перестануть стають активними і блукають Сонячною системою, як темний кам'яна куляз пилом. Комета Галлея, ймовірно, найвідоміший приклад періодичної комети. Комета змінює свій зовнішній вигляд кожні 76 років.

Історія комет
Раптова поява цих загадкових об'єктів у давнину часто розглядали як погане знамення та попередження стихійних лихв майбутньому. Зараз ми знаємо, що більшість комет знаходяться в щільній хмарі, розташованій на краю нашої Сонячної системи. Астрономи називають його Хмара Оорта. Вони вважають, що гравітація від випадкового проходження зірок або інших об'єктів може збити деякі з комет з Хмари Оорта та відправити їх у подорож у внутрішню частину Сонячної системи.

Манускрипт із зображенням комет у давніх китайців

Комети можуть зіткнутися і з Землею. У червні 1908 року щось вибухнуло високо в атмосфері над селищем Тунгускі в Сибіру. Вибух мав силу 1000 бомб, скинутих на Хіросіму та зрівняв дерева із землею на сотні миль. Відсутність будь-яких фрагментів метеорита навела вчених на думку, що це, можливо, була невелика комета, яка вибухнула під час удару з атмосферою.

Комети, можливо, також відповідали за зникнення динозаврів, і багато астрономів вважають, що давні впливи комет принесло більшу частину води на нашу планету. Хоча існує ймовірність, що Земля знову може бути збита великою кометою в майбутньому, шанси на те, що ця подія відбудеться протягом нашого життя більше, ніж один мільйон.

на Наразікомети просто продовжують бути об'єктами здивування в нічному небі.

Найбільш відомі комети

Комета ISON

Комета ISON була предметом найбільш скоординованих спостережень за історію вивчення комет. Протягом року, більше десятка космічних апаратіві численні наземні спостерігачі збирали те, що, як вважають, було найбільшим збором даних про комету.

Відома у каталозі як C/2012 S1, комета ISONрозпочала свою подорож до внутрішньої частини Сонячної системи близько трьох мільйонів років тому. Вона вперше була помічена у вересні 2012 року, перебуваючи на відстані 585000000 миль. Це була її перша подорож навколо Сонця, тобто вона була зроблена з первозданної матерії, що виникла в перші дні формування Сонячної системи. На відміну від комет, які зробили кілька проходів через внутрішню Сонячну систему, верхні шари комети ISON ніколи не піддавалися нагріванню Сонцем. Комета представляла своєрідну капсулу часу, в якій був відбитий момент формування нашої Сонячної системи.

Вчені з усього світу розпочали безпрецедентну кампанію спостереження, з використанням багатьох наземних обсерваторій та 16 космічних апаратів (усі, крім чотирьох, успішно вивчали комету).

28 листопада 2013 року вчені спостерігали, як комета ISON була розірвана гравітаційними силами Сонця.

Російські астрономи Віталій Невський та Артем Новичонок виявили комету за допомогою 4-метрового телескопа в Кисловодську, Росія.

ISON носить ім'я програми обстеження нічного неба, яка відкрила її. ISON – це група обсерваторій у десяти країнах, які об'єднані для виявлення, моніторингу та відстеження об'єктів у космосі. Мережа керується Інститутом прикладної математики Російської Академії наук.

Комета Енке

Комета 2Р/ЕнкеКомета 2Р/Енке – це невелика комета. Її ядро ​​має розмір приблизно 4,8 км (2,98 миль) у діаметрі, що становить близько однієї третини від розміру об'єкта, який, ймовірно, призвів до загибелі динозаврів.

Період обігу комети навколо Сонця становить 3,30 років. Комета Енке має найкоротший період звернення серед будь-якої відомої комети в межах нашої Сонячної системи. Енку в минулому пройшла перигелій (найближчу точку до Сонця) у листопаді 2013 року.

Фотографія комети, зроблена телескопом Спітцер

Комета Енке є батьківською кометою метеорного потоку Тауриди. Тауриди, пік яких у жовтні/листопаді кожного року, - це швидкі метеори (104,607.36 км/год або 65 000 миль на годину), відомі своїми болідами. Боліди - це метеори, які такі ж яскраві або навіть яскравіші, ніж планета Венера (якщо дивитися в ранкове чи вечірнє небо з видимою величиною яскравості -4). Вони можуть створювати великі вибухи світла та квітів та існувати довше, ніж середній метеорний потік. Це з тим, що боліди походять із більших частинок матеріалу комети. Часто цей особливий потік болідів виникає під час або близько дня Хеллоуїна, що робить їх відомими як Боліди Хеллоуїна.

Комета Енке наблизилася до Сонця в 2013 році, коли багато говорили і представляли комету Айсон, і через це була сфотографована обома космічними апаратами MESSENGER і STEREO.

Комета 2Р/Енке була вперше виявлена ​​П'єром Ф.А. Мішеном 17 січня 1786 року. Інші астрономи знаходили цю комету в наступних проходженнях, але ці спостереження були визначені як і сама комета, поки Йоганн Франц Енке не обчислив її орбіту.

Комети, як правило, названі на ім'я їхнього першовідкривача (їй) або за назвою обсерваторії / телескопа, що використовуються у відкриття. Тим не менш, цю комету не названо на честь її першовідкривача. Натомість її назвали на честь Йоганна Франца Енке, який розрахував орбіту комети. Літера Р показує, що 2Р/Енке є періодичною кометою. Періодичні комети мають період обігу менше ніж 200 років.

Комета D/1993 F2 (Шумейкер - Леві)

Комета Шумейкер-Леві 9 була захоплена гравітацією Юпітера, розлетілася, а потім врізалася в гігантську планету в липні 1994 року.

Коли комета була відкрита в 1993 році, вона вже була роздроблена на більш ніж 20 осколків, що подорожують навколо планети дворічною орбітою. Подальші спостереження показали, що комета (вважається, що була єдиною кометою на той час), близько підійшла до Юпітера в липні 1992 року і була роздроблена приливними силами в результаті потужної силою тяжіння планети. Комета, як гадають, оберталася на орбіті Юпітера близько десяти років до своєї загибелі.

Руйнування комети на безліч частин було рідкістю, і спостереження захопленої на орбіті комети біля Юпітера було ще незвичнішим, але найбільше і рідкісне відкриття було у тому, що фрагменти врізалися в Юпітер.

НАСА мав космічний апарат, який спостерігав - вперше в історії - зіткнення між двома тілами в Сонячній системі.

Орбітальному апарату Галілей НАСА (тоді ще на шляху до Юпітера) вдалося встановити прямий краєвид на частини комети, помічені від A до W, які стикалися з хмарами Юпітера. Зіткнення почалися 16 липня 1994 року та закінчилися 22 липня 1994 року. Багато наземних обсерваторій та орбітальних космічних апаратів, включаючи космічний телескопХаббла, Улісс і Вояджер 2 також вивчили зіткнення та їх наслідки.

Слід від падіння комети на поверхні Юпітера

«Вантажний потяг» із фрагментів розбився на Юпітері із силою 300 млн. атомних бомб. Вони створили величезні струмені диму, які були від 2000 до 3000 кілометрів (1200 - 1900 миль) заввишки, і нагріли атмосферу до дуже спекотних температур, рівних від 30000 до 40000 градусів за Цельсієм (53 000 - 7). Комета Шумейкерів-Леві 9 залишила темні, кільчасті шрами, які зрештою були стерті вітрами Юпітера.

Коли зіткнення відбувалося у реальному часі, це було більше, ніж просто шоу. Це дало вченим можливість поглянути по-новому на Юпітер, комету Шумейкер-Леві 9 і космічні зіткнення в цілому. Дослідники змогли вивести склад та структуру комети. Зіткнення також залишило пил, який знаходиться у верхній частині хмар Юпітера. Спостерігаючи за пилом, що розповсюджується планетою, вчені вперше змогли відстежити напрямок висотних вітрів на Юпітері. І, порівнюючи зміни у магнітосфері із змінами в атмосфері після удару, вчені змогли вивчити співвідношення між ними.

Вчені підрахували, що комета спочатку була близько 1,5 - 2 кілометри (0,9 - 1,2 миль) завширшки. Якби об'єкт подібного розміру вразив Землю, це мало б руйнівні наслідки. Зіткнення може відправити пил і уламки в небо, створюючи туман, який охолодив би атмосферу і поглинав сонячне світло, огортаючи всю планету темнотою. Якщо туман триватиме досить довго, життя рослин помре – разом із людьми та тваринами, які залежать від них, щоб вижити.

Такі види зіткнень були частішими в ранній Сонячній системі. Ймовірно, зіткнення комет відбувалися, головним чином тому, що Юпітер бракувало водню та гелію.

В даний час зіткнення такого масштабу, ймовірно, відбуваються лише раз на кілька століть - і становлять реальну загрозу.

Комета Шумейкерів-Леві 9 була виявлена ​​Кароліною та Юджином Шумейкерами та Девідом Леві у зображенні, отриманому 18 березня 1993 року у 0,4-метровому телескопі Шмідта на горі Паломар.

Комета була названа на честь першовідкривачів. Комета Шумейкерів-Леві 9 була дев'ятою короткоперіодичною кометою, відкритою Юджином та Кароліною Шумейкерами та Девідом Леві.

Комета Темпеля

Комета 9P/ТемпеляКомета 9P/Темпеля обертається навколо Сонця в поясі астероїдів, розташованому між орбітами Марса і Юпітера. Востаннє комета пройшла свій перигелій (найближча до Сонця точка) у 2011 році та повернеться знову у 2016 році.

Комета 9P/Темпеля відноситься до сімейства комет Юпітера. Комети сімейства Юпітера – це комети, у яких орбітальний період не перевищує 20 років і орбіти проходять поруч із газовим гігантом. Кометі 9P/Темпеля потрібно 5,56 років, щоб зробити один повний період навколо Сонця. Однак орбіта комети поступово змінюється з часом. Коли комету Темпеля вперше виявили, її орбітальний період становив 5,68 року.

Комета Темпеля – невелика комета. Її ядро ​​має близько 6 км (3,73 миль) у діаметрі, що приблизно становить половину розміру об'єкта, падіння якого призвело до загибелі динозаврів.

Було відправлено дві місії для вивчення цієї комети: Deep Impact у 2005 році та Stardust у 2011 році.

Можливий слід зіткнення на поверхні комети Темпеля

Deep Impact направила ударний снаряд на поверхню комети, ставши першим космічним апаратом, здатним витягти матеріал із поверхні комети. Внаслідок зіткнення виділилося відносно мало води та багато пилу. Це говорить про те, що комета – далеко не «брила льоду». Результат дії ударного снаряда було пізніше зафіксовано космічним апаратом Stardust.

Комета 9P/Темпеля була виявлена ​​Ернстом Вільгельмом Леберехтом Темпелем (відомішим як Вільгельм Темпель) 3 квітня 1867 року.

Комети, як правило, названі на ім'я їхнього першовідкривача або ім'ям обсерваторії/телескопа, що використовується у відкриття. Оскільки Вільгельм Темпель виявив цю комету, її назвали на його честь. Літера «Р» означає, що комета 9P/Темпеля є короткоперіодичною кометою. Короткоперіодичні комети мають орбітальний період менше 200 років.

Комета Бореллі

Комета 19P/Бореллі Подібне до курячої ніжки, невелике ядро ​​комети 19P/Бореллі має близько 4,8 км (2,98 миль) у діаметрі, що становить близько третини розміру об'єкта, падіння якого призвело до загибелі динозаврів.

Комета Бореллі обертається навколо Сонця у поясі астероїдів і є членом сімейства комет Юпітера. Комети сімейства Юпітера – це комети, у яких орбітальний період не перевищує 20 років і орбіти проходять поруч із газовим гігантом. Їй потрібно близько 6,85 років для того, щоб зробити один повний оберт навколо Сонця. Свій останній перигелій (найближча до Сонця точка) комета пройшла у 2008 році та повернеться знову у 2015 році.

Космічний апарат Deep Space 1 пролетів поряд із кометою Бореллі 22 вересня 2001 року. Подорожуючи зі швидкістю 16,5 км (10,25 миль) за секунду, Deep Space 1 пролетів на відстані 2200 км (1367 миль) вище за ядро ​​комети Бореллі. Цей космічний корабель зробив найкраще фотографіїядра комети весь час.

Комета 19Р/Бореллі була виявлена ​​Альфонсом Луї Ніколя Борреллі 28 грудня 1904 року в Марселі, Франція.

Комети, як правило, названі на ім'я їхнього першовідкривача або ім'ям обсерваторії/телескопа, що використовується у відкриття. Альфонс Борреллі виявив цю комету і тому вона названа на його честь. Літера «Р» означає, що 19P/Бореллі є короткоперіодичною кометою. Короткоперіодичні комети мають орбітальний період менше 200 років.

Комета Хейла-Боппа

Комета C/1995 O1 (Хейла-Боппа) Також відома як Велика Комета 1997 року, комета C/1995 O1 (Хейла-Боппа) є досить великою кометою, розміри ядра якої досягають 60 км (37 миль) у діаметрі. Це приблизно в п'ять разів більше за передбачуваний об'єкт, падіння якого призвело до загибелі динозаврів. Через свої великі розміри, ця комета була видна неозброєним оком протягом 18 місяців у 1996 та 1997 роках.

Кометі Хейла-Боппа потрібно близько 2534 років для того, щоб зробити один повний оберт навколо Сонця. Комета пройшла свій останній перигелій (найближча до Сонця точка) 1 квітня 1997 року.

Комета C/1995 O1 (Хейла-Боппа) була виявлена ​​в 1995 році (23 липня), незалежно один від одного Аланом Хейлом та Томасом Боппем. Комета Хейла-Боппа була відкрита на дивовижній відстані 7,15 а. Один а.е дорівнює приблизно 150 млн. км (93 мільйони миль).

Комети, як правило, названі на ім'я їхнього першовідкривача або ім'ям обсерваторії/телескопа, що використовується у відкриття. Оскільки Алан Хейл і Томас Бопп виявили цю комету, вона названа на їхню честь. Літера "С" означає. Комета C/1995 O1 (Хейла-Боппа) є довгоперіодичною кометою.

Комета Вільда

Комета 81P/Вільда81P/Вільда ​​(Вільд 2) являє собою невелику кометуз формою сплющеної кулі та розміром близько 1,65 х 2 х 2,75 км (1,03 х 1,24 х 1,71 миль). Її період звернення навколо Сонця – 6,41 років. Комета Вільда ​​востаннє пройшла перигелій (найближчу точку до Сонця) у 2010 році та повернеться знову у 2016 році.

Комета Вільда ​​відома як нова періодична комета. Комета обертається навколо Сонця між Марсом і Юпітером, але вона не завжди подорожувала таким шляхом орбіти. Спочатку орбіта цієї комети проходила між Ураном та Юпітером. 10 вересня 1974 гравітаційні взаємодії між цією кометою і планетою Юпітером змінило орбіту комети в нову форму. Пауль Вільд виявив цю комету під час першого обертання навколо Сонця на новій орбіті.

Анімоване зображення комети

Оскільки Вільда ​​є новою кометою(у неї не було стільки орбіт навколо Сонця на близькій відстані), це ідеальний зразок для відкриття чогось нового про ранню Сонячну систему.

НАСА використовували цю особливу комету, коли у 2004 році вони призначили місію Стардаст летіти до неї та зібрати частинки коми – перший збір такого роду позаземних матеріалів далі за орбіту Місяця. Ці зразки були зібрані в аерогелевий колектор, коли апарат пролітав за 236 км (147 миль) від комети. Зразки потім повернули на Землю в капсулі, подібної до Аполлону, в 2006 році. У цих зразках вчені виявили гліцин: фундаментальний будівельний блок життя.

Комети, як правило, називаються на ім'я їхнього першовідкривача (їй) або за назвою обсерваторії / телескопа, що використовуються у відкритті. Оскільки Пауль Вільд виявив цю комету, її назвали на його честь. Літера "Р" означає, що 81P/Вільда ​​(Вільд 2) є "періодичною" кометою. Періодичні комети мають період обігу менше ніж 200 років.

Комета Чурюмова-Герасименка

Комета 67P/Чурюмова-Герасименко може потрапити в історію як перша комета, на яку приземляться роботи із Землі і які супроводжуватимуть її на всій орбіті. Космічний апарат Розетта, що носить посадковий модуль Філа, планує зближення з цією кометою у серпні 2014 року, щоб супроводжувати її на своєму шляху до внутрішньої Сонячної системи та назад. Розетта є місією Європейського космічного агентства (ЄКА), яку НАСА забезпечує основними інструментами та підтримкою.

Комета Чурюмова-Герасименко робить петлю навколо Сонця по орбіті, що перетинає орбіти Юпітера і Марса, наближаючись, але не виходячи на орбіту Землі. Як і більшість комет сімейства Юпітера, вона, як вважають, випала з Пояса Койпера, областю за орбітою Нептуна, внаслідок одного чи кількох зіткнень чи гравітаційних ривків.

Поверхня комети 67P/Чурюмова-Герасименко крупним планом

Аналіз орбітальної еволюції комети вказує на те, що до середини 19 століття найближча відстань до Сонця становила 4,0 а. (близько 373 млн. миль або 600 мільйонів кілометрів), що становить приблизно дві третини шляху від орбіти Марса до Юпітера. Так як комета занадто далека від тепла Сонця, у неї не виріс ком (оболонка) або хвіст, тому комету не видно з Землі.

Але вчені підрахували, що в 1840 досить близька зустріч з Юпітером, мабуть, відправила комету летіти глибше всередину Сонячної системи, аж до приблизно 3,0 а. (близько 280 мільйонів миль або 450 мільйонів кілометрів) від Сонця. Перігелій Чурюмова-Герасименко (найближче наближення до Сонця) знаходився трохи ближче до Сонця протягом наступного століття, а потім Юпітер дав кометі інший гравітаційний удар у 1959 році. З того часу перигелій комети зупинився на 1,3 а.о., що становить близько 27 мільйонів миль (43 мільйони кілометрів) поза земної орбіти.

Розміри комети 67P/Чурюмова-Герасименко

Ядро комети вважається досить пористим, що дає йому густину набагато нижче, ніж у води. При нагріванні Сонцем комета, як вважають, випромінює приблизно вдвічі більше кількостіпилу у вигляді газу. Маленькою деталлю, відомою про поверхню комети, є те, що посадковий майданчик для Філи не буде обраний до того, як Розетта не обстежить її зблизька.

Під час останніх візитів до нашої частини Сонячної системи комета була недостатньо яскравою, щоб побачити із Землі без телескопа. На цей прихід ми зможемо побачити феєрверк крупним планом завдяки очам наших роботів.

Виявлено 22 жовтня 1969 р. в обсерваторії Алма-Ати, СРСР. Клим Іванович Чурюмов знайшов зображення цієї комети під час розгляду фотопластинки іншої комети (32P/Комас Сола), зробленої Світланою Івановою Герасименко 11 вересня 1969 року.

67P вказує на те, що це була 67-та відкрита періодична комета. Чурюмов та Герасименко – це імена першовідкривачів.

Комета Сайдінг-Спрінг

Комета Макнота Комета C/2013 A1 (Сайдінг-Спрінг) прямує на польоті до Марсу, що голить, 19 жовтня 2014 року. Очікується, що ядро ​​комети пронесеться поруч із планетою на відстані в космічну волосину, що становить 84000 миль (135000 км), це приблизно одна третина відстані від Землі до Місяця і одна десята відстані, на якій будь-яка відома комета пролітала повз Землю. Це як чудову можливість вивчення, і потенційну небезпеку для космічних апаратів у цій галузі.

Оскільки комета підійде до Марса майже лоба в лоб, і оскільки Марс летить по власній орбіті навколо Сонця, вони пройдуть повз один одного з величезною швидкістю - близько 35 миль (56 кілометрів) на секунду. Але комета може мати настільки великий ком, що Марс може летіти через високошвидкісні частки пилу та газу протягом кількох годин. Марсіанська атмосфера, ймовірно, захистить марсоходи на поверхні, але космічний на орбіті апарат буде під масованим обстрілом частинок, що рухаються вдвічі-втричі швидше, ніж метеорити, удари яких космічний апарат зазвичай витримує.

Космічний апарат НАСА передав на Землю перші фотографії комети Сайдінг-Спрінг

«Наші плани щодо використання космічного апарату на Марсі, щоб спостерігати за кометою Макнота, будуть скоординовані з планами, як орбітальні апарати зможуть знаходитись осторонь потоку і в разі потреби будуть захищені», - сказав Річ Журек, головний вчений програми з вивчення Марса в Лабораторія реактивного руху НАСА.

Один із способів захисту орбітальних апаратів полягає у позиціонуванні їх позаду Марса під час найризикованіших несподіваних зустрічей. Інший спосіб полягає в тому, що космічний апарат «ухиляється» від комети, прагнучи захистити найбільш вразливе обладнання. Але такі маневри можуть викликати зміни орієнтації сонячних батарей або антен таким чином, що це стане на заваді здатності апаратів генерувати живлення та мати зв'язок із Землею. "Ці зміни вимагатимуть величезну кількість випробувань", - сказав Сорен Медсен, головний інженер програми вивчення Марса в Лабораторії реактивного руху. «Дуже багато приготувань потрібно зробити зараз, щоб підготувати себе на випадок, якщо у травні ми дізнаємося, що демонстраційний політ буде ризикованим».

Комета Сайдінг-Спрінг випала з Хмари Оорта - величезної сферичної області довгоперіодичних комет, що огинає Сонячну систему. Щоб отримати уявлення про те, як далеко це, розглянемо таку ситуацію: Вояджер-1, який подорожує в космосі з 1977 року, знаходиться набагато далі, ніж будь-яка з планет, і навіть вийшов із геліосфери, величезного міхура магнетизму та іонізованого газу, випромінює Сонцем. Але кораблю знадобиться ще 300 років, щоб досягти внутрішнього «краю» Хмари Оорта, і на його поточній швидкості мільйон миль на день потрібно ще близько 30000 років, щоб закінчити проходити через хмару.

Іноді деякий гравітаційний вплив - можливо від проходження повз зірку - підштовхує комету звільнитися від свого неймовірно величезного та далекого сховища, і вона впаде на Сонце. Це те, що мало статися з кометою Макнота кілька мільйонів років тому. Весь цей час падіння було спрямоване до внутрішньої частини Сонячної системи, і воно дає нам лише один шанс у його вивченні. За оцінками її наступний візит буде приблизно через 740 тисяч років.

"С" вказує на те, що комета не є періодичною. 2013 рік А1 показує, що вона була першою кометою, відкритою в першій половині січня 2013 року. Сайдінг-Спрінг – це назва обсерваторії, де вона була виявлена.

Комета Джакобіні-Циннера

Комета 21P/Джакобіні-Циннера – це невелика комета з діаметром 2 км (1,24 милі). Період обігу навколо Сонця становить 6,6 року. Востаннє комета Джакобіні – Циннера пройшла перигелій (найближча точка до Сонця) 11 лютого 2012 року. Наступне проходження перигелію буде у 2018 році.

Щоразу, коли комета Джакобіні - Циннера повертається до внутрішньої Сонячної системи, її ядро ​​розпорошує лід і каміння в космос. Цей потік уламків призводить до щорічного метеоритного дощу: драконіди, які відбуваються щороку на початку жовтня. Драконіди випромінюються із північного сузір'я Дракона. Протягом багатьох років потік слабкий, і цей період видно дуже мало метеоритів. Тим не менш, періодично в записах є згадки про метеорні бурі драконід (іноді звані джакобініди). Метеорний шторм спостерігається, коли тисяча чи більше метеорів видно протягом години дома спостерігача. Під час свого піку в 1933 році, 500 метеорів драконіда було помічено протягом хвилини в Європі. 1946 року був також непоганим роком для драконід, у США протягом однієї хвилини було помічено близько 50 -100 метеорів.

Кома та ядро ​​комети 21P/Джакобіні-Циннера

У 1985 році (11 вересня) повторно визначена місія, названа ICE (Міжнародний кометний дослідник, формально - Міжнародний дослідник Сонця та Землі -3, ), була призначена для збору даних цієї комети. ICE був першим космічним апаратом, що летів за кометою. ICE пізніше приєднався до знаменитої «армади» космічних апаратів, відправлених до комети Галлея у 1986 році. Ще одна місія, названа Sakigaki, з Японії, була призначена на політ за цією кометою у 1998 році. На жаль, космічному апарату не вистачало палива, щоб досягти комети.

Комета Джакобіні - Циннера була виявлена ​​20 грудня 1900 року Мішелем Джакобіні в обсерваторії Ніцци у Франції. Відомості про цю комету були пізніше відновлені Ернстом Циннером у 1913 (23 жовтня).

Комети, як правило, називаються на ім'я їхнього першовідкривача (їй) або за назвою обсерваторії / телескопа, що використовуються у відкриття. Оскільки Мішель Джакобіні та Ернст Циннер виявили та відновили цю комету, вона названа на честь них. Літера "Р" означає, що комета Джакобіні - Циннера є "періодичною" кометою. Періодичні комети мають період обігу менше ніж 200 років.

Комета Тетчер

Комета C/1861 G1 (Тетчер) Кометі C/1861 G1 (Тетчер) потрібно 415,5 року, щоб зробити один повний оборот навколо Сонця. Комета Тетчер пройшла свій останній перигелій (найближча до Сонця точка) у 1861 році. Комета Тетчер є довгоперіодичною кометою. Довгоперіодичні комети мають орбітальний період понад 200 років.

Коли комета проходять навколо Сонця, пил, який вони випромінюють, поширюється на пильний слід. Щороку, коли Земля проходить через цей слід комети, космічний сміття стикається з нашою атмосферою, де воно розпадається і створює вогняні барвисті смуги в небі.

Шматки космічного сміття, що виходять із комети Тетчер і взаємодіють із нашою атмосферою, створюють метеорний потік Ліриди. Цей щорічний метеорний потік відбувається кожного квітня. Ліриди є одними із найстаріших відомих метеорних потоків. Перший задокументований метеорний потік ліриди сягає 687 р. до н.е.

Комети, як правило, названі на ім'я їхнього першовідкривача або ім'ям обсерваторії/телескопа, що використовується у відкриття. Так як А. Е. Тетчер виявив цю комету, вона названа на його честь. Літера "С" означає, що комета Тетчер є довгоперіодичною кометою, тобто її орбітальний період становить понад 200 років. 1861 є роком її відкриття. "G" означає першу половину квітня, а "1" означає, що Тетчер була першою кометою, відкритою в цьому періоді.

Комета Свіфта-Туттля

Комета Свіфта-Туттля Комете 109Р/Свіфта-Туттля потрібно 133 роки, щоб зробити один повний оберт навколо Сонця. Комета пройшла свій останній перигелій (найближча до Сонця точка) у 1992 році і повернеться знову у 2125 році.

Комета Свіфта-Туттля вважається великою кометою – її ядро ​​має 26 км (16 миль) у поперечнику. (Тобто більш ніж удвічі більше розміру передбачуваного об'єкта, падіння якого призвело до загибелі динозаврів.) Шматки космічного сміття, що викидаються з комети Свіфта-Туттля та взаємодіють з нашою атмосферою, створюють популярний метеорний потік Персеїди. Цей щорічний метеорний потік відбувається кожний серпень і досягає свого піку в середині місяця. Джованні Скіапареллі був першим, хто зрозумів, що джерелом персеїд є ця комета.

Комета Свіфта-Туттля була виявлена ​​в 1862 незалежно один від одного Льюїсом Свіфтом і Горацієм Туттлем.

Комети, як правило, названі на ім'я їхнього першовідкривача або ім'ям обсерваторії/телескопа, що використовується у відкриття. Оскільки Льюїс Свіфт і Горацій Туттль виявили цю комету, вона названа на їхню честь. Літера "Р" означає, що комета Свіфта-Туттля є короткоперіодичною кометою. Короткоперіодичні комети мають орбітальний період менше 200 років.

Комета Темпеля-Туттля

Комета 55P/Темпеля-Туттля є невеликою кометою, ядро ​​якої становить 3,6 км (2,24 миль) у поперечнику. Їй потрібно 33 роки, щоб зробити один повний оберт навколо Сонця. Комета Темпеля-Туттля пройшла свій перигелій (найближчу до Сонця точку) у 1998 році і повернеться знову у 2031 році.

Шматки космічного сміття, що виходять із комети, взаємодіють із нашою атмосферою та створюють метеорний потік Леоніди. Як правило, це слабкий метеорний потік, пік якого припадає на середину листопада. Щороку Земля проходить через це сміття, яке при взаємодії з нашою атмосферою розпадається і створює вогняні барвисті смуги на небі.

Комета 55P/Темпеля-Туттля у лютому 1998 року

Кожні 33 років, або близько того, метеорний потік Леоніди перетворюється на справжній метеорний шторм, протягом якого в атмосфері Землі згоряє щонайменше 1000 метеорів на годину. Астрономи 1966 року спостерігали захоплююче видовище: в атмосферу Землі врізалися залишки комети зі швидкістю тисячі метеорів за хвилину під час 15-хвилинного періоду. Останній метеорний шторм Леоніди пройшов 2002 року.

Комета Темпеля-Туттля була виявлена ​​двічі самостійно - в 1865 і 1866 Ернст Темпелем і Горацієм Таттлем відповідно.

Комети, як правило, названі на ім'я їхнього першовідкривача або ім'ям обсерваторії/телескопа, що використовується у відкриття. Оскільки Ернст Темпель та Горацій Туттль виявили її, комета названа на їхню честь. Літера "Р" означає, що комета Темпеля-Туттля є короткоперіодичною кометою. Короткоперіодичні комети мають орбітальний період менше 200 років.

Комета Галлея

Комета 1P/Галлея, мабуть, є самою відомою кометою, за якою спостерігають уже протягом тисячоліть. Вперше комета згадує Галлеєм у гобелені Байє, в якому розповідається про битву при Гастінгсі 1066 року.

Кометі Галлея потрібно близько 76 років, щоб зробити один повний оберт навколо Сонця. Востаннє комета була помічена із Землі 1986 року. У тому ж році міжнародна армада космічних апаратів зійшлися на комети, щоб зібрати якомога більше даних про неї.

Комета Галлея у 1986 році

Комета не прилетить до Сонячної системи раніше 2061 року. Щоразу, коли комета Галлея повертається до внутрішньої Сонячної системи, її ядро ​​розпорошує лід і камінь у космос. Цей потік сміття призводить до двох слабких метеорним потокам: ця-Акваріди у травні та Оріоніди у жовтні

Розміри комети Галлея: 16 х 8 х 8 км (10 х 5 х 5 миль). Це один із найпохмуріших об'єктів у Сонячній системі. Комета має альбедо 0,03, що означає, що вона відображає лише 3% світла, що падає на неї.

Перші спостереження комети Галлея губляться у часі понад 2200 років тому. Проте, в 1705 році, Едмонд Галлей вивчав орбіти раніше спостережуваних комет і відзначив деякі, які, як виявилося, з'являлися знову і знову кожні 75-76 років. На підставі подібності орбіт, він запропонував, що це була насправді та сама комета, і правильно передбачив наступне повернення 1758 року.

Комети, як правило, названі на ім'я їхнього першовідкривача або ім'ям обсерваторії/телескопа, що використовується у відкриття. Едмонд Галлей правильно пророкував повернення цієї комети – перше у своєму роді передбачення і саме тому комета названа у його. Літера "Р" означає, що комета Галлея є короткоперіодичною кометою. Короткоперіодичні комети мають орбітальний період менше 200 років.

Комета С/2013 US10 (Каталіна)

Комета С / 2013 US10 (Каталіна) є кометою з Хмари Оорта, відкрита 31 жовтня 2013 року в обсерваторії Catalina Sky Survey з видимою зірковою величиною 19, використовуючи 0,68-метровий (27 дюймовий) телескоп Шмідта-Кассгрена. Станом на вересень 2015 року комета має видиму зіркову величину 6.

При виявленні Каталіни 31 жовтня 2013 року за попереднього визначення її орбіти були використані спостереження іншого об'єкта, зроблені 12 вересня 2013 року, що дало неправильний результат, який передбачає орбітальний період комети, що дорівнює лише 6 рокам. Але 6 листопада 2013 року за більш тривалого спостереження дуги від 14 серпня до 4 листопада стало очевидним, що перший результат 12 вересня було отримано на іншому об'єкті.

На початок травня 2015 року комета мала видиму зіркову величину 12 і мала віддалення 60 градусів від Сонця, оскільки вона пересунулася далі у південній півкулі. Комета прийшла до сонячного з'єднання 6 листопада 2015 року, коли вона мала зіркову величину близько 6. Комета підійшла до перигелію (найближче наближення до Сонця) 15 листопада 2015 року на відстані 0,82 а. від Сонця і мала швидкість 46,4 км/с (104,000 миль на годину) стосовно Сонця, що трохи більше, ніж швидкість видалення Сонця на такій відстані. Комета Каталіна перетнула небесний екватор 17 грудня 2015 року і стала об'єктом північної півсфери. 17 січня 2016 комета пройде в 0,72 астрономічної одиниці (108,000,000 км; 67,000,000 миль) від Землі і повинна мати зіркову величину 6, і знаходиться в сузір'ї Великої Ведмедиці.

Об'єкт С/2013 US10 є динамічно новим. Він прийшов із Хмари Оорта зі слабко пов'язаної хаотичної орбіти, яка може легко обурюватися галактичними припливами та попутними зірками. Перед входом до планетарної області (в районі 1950 року), комета С/2013 US10 (Каталіна) мала орбітальний період у кілька мільйонів років. Після виходу з планетарної області (близько 2050 року) вона буде на траєкторії викиду.

Комета Каталіна носить ім'я обсерваторії Catalina Sky Survey, яка відкрила її 31 жовтня 2013 року.

Комета C/2011 L4 (PANSTARRS)

C/2011 L4 (PANSTARRS) – це неперіодична комета, відкрита у червні 2011 року. Неозброєним оком її змогли помітити лише у березні 2013 року, коли вона перебувала поблизу перигелію.

Її виявили за допомогою телескопа Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System), розташованого поблизу вершини Халікан на острові Мауї на Гаваях. Комета C/2011 L4 певно знадобилася мільйони років, щоб дістатися з хмари Oorta. Після виходу з планетарної області Сонячної системи, орбітальний період пост-перигелія (епоха 2050) оцінюється приблизно 106000 років. Створене з пилу та газу, ядро ​​цієї комети становить близько 1 км (0.62 милі) у діаметрі.

Комета C/2011 L4 була на відстані 7.9 а. від Сонця і мала блиск у 19 зв. вел., коли її виявили у червні 2011 року. Але вже на початку травня 2012 року вона пожвавішала до 13.5 зв. вел., і це було помітно візуально при використанні великого аматорського телескопа з темного боку. Станом на жовтень 2012 року кома (розширення розрідженої пилової атмосфери) становила близько 120 000 кілометрів (75 000 миль) у діаметрі. Без оптичної допомоги C/2011 L4 була помічена 7 лютого 2013 року та мала 6 зв. вів. Комету PANSTARRS спостерігали з обох півкуль у перші тижні березня, а найближче до Землі вона пройшла 5 березня 2013 року на відстані 1.09 а. До перигелії (максимальне наближення до Сонця) вона наблизилася 10 березня 2013 року.

Попередні оцінки передбачали, що C/2011 L4 буде яскравішим, маючи приблизно 0 зв. вів. (Зразкова яскравість Альфа Центаври А або Веги). Оцінки жовтня 2012 року передбачали, що вона могла бути яскравішою, маючи -4 зв. вів. (Приблизно відповідає Венері). У січні 2013 року стався помітний спад освітлення, який дав привід припустити, що воно може бути яскравішим, маючи лише +1 зв. вів. У лютому крива блиску показала подальше уповільнення, припускаючи перигелію +2 зв. вів.

Тим не менш, дослідження з використанням вікової кривої світла вказує на те, що комета C/2011 L4 зазнала «випадку гальмування», коли знаходилася на відстані 3.6 а. від Сонця і мала 5.6 а. Швидкість зростання яскравості зменшилася, а зоряна величина в перигелії була передбачена як +3.5. Для порівняння, на такій відстані перигелії комета Галлея матиме -1.0 зв. вів. У тому ж дослідженні зробили висновок, що C/2011 L4 – дуже молода комета і належить до класу «дитячих» (тобто ті, чий фотометричний вік менший за 4 роки комети).

Зображення комети Panstarrs, зроблене в Іспанії

Комета C/2011 L4 досягла перигелію в березні 2013 року, і, згідно з оцінками різних спостерігачів з усієї планети, мала фактичний пік +1 зв. вів. Однак її низьке розташування над обрієм ускладнює можливість отримати певні дані. Цьому сприяли відсутність відповідних опорних зірок та непрохідність диференціальних поправок атмосферної екстинкції. Станом на середину березня 2013 через яскравість сутінків і низького становища в небі, C/2011 L4 найкраще було видно в бінокль через 40 хвилин після заходу Сонця. 17-18 березня комета була неподалік зірки Альгеніб з 2.8 зв. вів. 22 квітня поряд з Бета Кассіопеї, а 12-14 травня недалеко від Гамма Цефея. Комета C/2011 L4 продовжувала рухатись на північ до 28 травня.

Комета PANSTARRS має ім'я телескопа Pan-STARRS, за допомогою якого вона була відкрита в червні 2011 року.

Вступ

Астероїди

Метеорити

Дрібні уламки

5. Пошук планет у Сонячній системі

Література

Вступ

У Сонячній системі крім великих планетта їх супутників рухається безліч так званих малих тіл: астероїдів, комет та метеоритів. Малі тіла Сонячної системи мають розміри від сотень мікронів до сотень кілометрів

Астероїди. З погляду фізики астероїди або, як їх ще називають, малі планети – це щільні та міцні тіла. За складом та властивостями їх можна умовно розділити на три групи: кам'яні, залізокам'яні та залізні. Астероїд є холодним тілом. Але він, як, наприклад, і Місяць, відбиває сонячне світло, тому ми можемо спостерігати його у вигляді зіркоподібного об'єкта. Звідси і походить назва "астероїд", що в перекладі з грецької означає зіркоподібну. Так як астероїди рухаються навколо Сонця, то їхнє становище по відношенню до зірок постійно і досить швидко змінюється. За цією первісною ознакою спостерігачі і відкривають астероїди.

Комети, або "хвостаті зірки", відомі з давніх-давен. Комета – це складне фізичне явище, яке коротко можна описати за допомогою кількох понять. Ядро комети є сумішшю або, як кажуть, конгломератом пилових частинок, водяного льоду і замерзлих газів. Відношення вмісту пилу до газу кометних ядрах становить приблизно 1:3. Розміри кометних ядер, за оцінкою вчених, укладено в інтервалі від 1 до 100 км. Зараз дискутується можливість існування як дрібніших, і більших ядер. Відомі короткоперіодичні комети мають ядра розміром від 2 до 10 км. Розмір ядра найяскравішої комети Хейлі-Боппа, яка спостерігалася неозброєним оком у 1996 році, оцінюється в 40 км.

Метеороїд – це невелике тіло, що обертається навколо Сонця. Метеор - це метеороїд, що влетів в атмосферу планети і розжарився до блиску. А якщо його залишок упав на поверхню планети, його називають метеоритом. Метеорит вважають «упавшим», якщо є очевидці, які спостерігали його політ в атмосфері; в іншому випадку його називають «знайденим»

Розглянемо вище вказані малі тіла Сонячної системи докладніше

Астероїди

Ці космічні тіла відрізняються від планет насамперед своїми розмірами. Так, найбільша з невеликих планет Церера має в діаметрі 995 км; наступна за нею (за розміром): Палада-560 км, Хігея - 380 км, Психея - 240 км і т.д. Порівняйте можна зазначити, що найменша з великих планет Меркурій має діаметр 4878 км, тобто. в 5 разів перевищує - діаметр Церери, а маси їх різняться в багато сотень разів.

Загальна кількість малих планет, доступних спостереженню сучасними телескопами, визначається 40 тис., але їх загальна маса в 1 тис. разів менше маси Землі

Рух малих планет навколо Сонця відбувається за еліптичними орбітами, але більш витягнутими (середній ексцентриситет орбіт у них 0,51), ніж у великих планет, а нахил орбітальних площин до еклептики у них більше, ніж у великих планет (середній кут 9,54) . Основна маса планет обертається навколо Сонця між орбітами Марса та Юпітера, утворюючи так званий пояс астероїдів. Але є й малі планети, орбіти яких розташовуються ближче до Сонця, ніж орбіта Меркурія. Найдальші ж знаходяться за Юпітером і навіть за Сатурном

Дослідники космосу висловлюють різні міркування про причину великої концентрації астероїдів у порівняно вузькому просторі міжпланетного середовища між орбітами Марса та Юпітера. Однією з найпоширеніших гіпотез походження тіл пояса астероїдів є уявлення про руйнування міфічної планети Фаетон. Сама собою ідея існування планети підтримується багатьма вченими і навіть ніби підкріплена математичними розрахунками. Однак незрозумілою залишається причина руйнування планети. Висловлюються різні припущення. Одні дослідники вважають, що руйнація Фаетона відбулася через його зіткнення з якимось великим тілом. На думку інших, причинами розпаду планети були вибухові в її надрах. В даний час проблема походження тіл астероїдного поясу входить складовим елементом у велику програму досліджень космосу на міжнародному та національних рівнях

Серед малих планет виділяється своєрідна група тіл, орбіти яких перетинаються з орбітою Землі, отже, є потенційна можливість зіткнення із нею. Планети цієї групи стали називати Apollo object або просто Apollo (Wetherill, 1979). Вперше про існування Apollo стало відомо з 30-х років цього століття. У 1932 р. було виявлено астероїд. Його назвали

Apollo 1932 HA. Але він не порушив особливого інтересу, хоча його назва стала номінальною для всіх астероїдів, що перетинають земну орбіту

У 1937 р. космічне тіло з поперечником приблизно 1 км пройшло 800 тис. км від Землі й у дворазовому відстані від Місяця. Згодом його назвали Гермесом. На сьогоднішній день виявлено 31 таке тіло, і кожне з них отримало власну назву. Розміри їх діаметрів коливаються від 1 до 8 км, а нахил орбітальних площин до екліптики перебувати не більше від 1 до 68. П'ять їх обертаються на орбітах між Землею і Марсом, інші ж 26 - між Марсом і Юпітером (W etherill , 1979). Вважають, що з 40 тис. малих планет астероїдного пояса з діаметром більше 1 км може виявитися кілька сотень Apollo. Тому зіткнення таких небесних тіл із Землею цілком ймовірне, але через досить тривалі інтервали часу

Можна вважати, що раз на сторіччя одне з таких космічних тіл може пройти поблизу Землі на відстані менше, ніж від нас до Місяця, а раз за 250 тис. років може статися його зіткнення з нашою планетою. Удар такого тіла виділяє енергію рівну 10 тис. водневих бомб кожна потужністю 10 Мт. У цьому повинен утворитися кратер діаметром близько 20 км. Але такі випадки рідкісні та за людську історію невідомі. Гермес відноситься до астероїдів III класу, а багато таких тіл і більшого розміру - II і I класів. Удар при зіткненні їх із Землею, природно, буде ще більшим

Коли в 1781 р. був відкритий Уран його середня геліоцентриче відстань виявилася відповідним правилу Тіціуса - Боде, то з 1789 р. почалися пошуки планети, яка, згідно з цим правилом, повинна була знаходитися між орбітами Марса і Юпітера, на середній відстані а = 2, 8 а. від сонця. Але розрізнені огляди неба не давали успіху, і тому 21 вересня 1800 р. кілька німецьких астрономів на чолі з К. Цахом вирішили організувати колективні пошуки. Вони розділили весь пошук зодіакальних сузір'їв на 24 ділянки та розподілили між собою для ретельних досліджень. Але не встигли вони надійти до систематичних розшуків, як 1 січня 1871р. італійський астроном Дж. Піації (1746-1826) виявив у телескоп зіркоподібний об'єкт сьомої зіркової величини, що повільно переміщався сузір'ям Тельця. Обчислена К. Гаусом (1777-1855) орбіта об'єкта виявилася планетою, що відповідає правилу Тіціуса-Боде: велика піввісь а = 2,77 а. та ексцентриситет е=0,080. Знов відкриту планету Піації назвав Церерою

28 березня 1802 р. німецький лікар та астроном В.Ольберс (1758-1840) виявив поблизу Церери ще одну планету (8 m), названу Палладою (а=2,77 а.е., е=0,235). 2-го вересня 1804 р. було відкрито третю планету, Юнона (а=2,67 а.е.), а 29 березня 1807 р.- 4, Веста (а=2,36 а.е.). Всі знову відкриті планети мали зіркоподібний вигляд, без дисків, що свідчить про їх невеликі геометричні розміри. Тому ці небесні тіла назвали малими планетами або, на пропозицію В. Гершеля, астероїдами (від грец. «Астр» - зірковий і «єїдос»-вид)

До 1891 візуальними методами було виявлено близько 320 астероїдів. Наприкінці 1891 р. німецький астроном М. Вольф (1863-1932) запропонував фотографічний метод пошуків: при 2-3-годинної експозиції зображення зірок на фотопластинці виходили точкові, а слід астероїда, що рухається, - у вигляді невеликої рисочки. Фотографічні методи призвели до різкого збільшення відкриттів астероїдів. Особливо інтенсивні дослідження малих планет проводяться зараз в Інституті теоретичної астрономії (Петербурзі) і в Кримській астрофізичній обсерваторії Академії наук Росії

Астероїдам, орбіти яких надійно визначені, надають ім'я та порядковий номер. Таких астероїдів зараз відомо понад 3500, але у Сонячній системі значно більше

Із зазначеного числа відомих астероїдівастрономи Кримської астрофізичної обсерваторії відкрили близько 550, увічнивши в їхніх назвах імена відомих людей

Переважна більшість (до 98%) відомих астероїдів рухається між орбітами Марса та Юпітера, на середніх відстанях від Сонця від 2,06 до 4,30 а. (Періоди звернення від 2,96 до 8,92 року). Однак зустрічаються астероїди з унікальними орбітами, і їм надаються чоловічі імена, як правило, з грецької міфології

Перші три з цих малих планет рухаються поза поясом астероїдів, причому в перигелії Ікар підходить до Сонця вдвічі ближче Меркурія, а Гермес і Адоніс - ближче Венери. Вони можуть зближуватися із Землею з відривом від 6 млн. до 23 млн. км, а Гермес в 1937 р. пройшов поблизу Землі навіть з відривом 580 тис. км, тобто. всього лише в півтора рази далі за Місяць. Гідальго в афелії йде за орбіту Сатурна. Але Гідальго не є винятком. За Останніми рокамивідкрито близько 10 астероїдів, перигелії яких розташовані поблизу орбіт планет земної групи, а афелії - поблизу орбіт Юпітера. Такі орбіти характерні комет сімейства Юпітера і вказують на можливе загальне походження астероїдів і комет

У 1977 р. виявлено унікальний астероїд, який обертається навколо Сонця по орбіті з великою піввіссю а = 13,70 а. і ексцентриситетом е=0,38, отже у перигелії (q=8,49 а.е.) він заходить усередину орбіти Сатурна, а афелії (Q =18,91 а.е.) наближається до орбіті Урана. Він названий Хірон. Очевидно, існують інші подібні далекі астероїди, пошуки яких тривають.

Блиск більшості відомих астероїдів під час протистояння від 7 m до 16 m, але є й слабші об'єкти. Найяскравішим (до 6 м) є Веста

Поперечники астероїдів обчислюються за їх блиском і відбивною здатністю у візуальних та інфрачервоних променях. Виявилося що великих астероїдівне так вже й багато. Найбільші - це Церера (діаметр 1000 км), Паллада (610 км), Веста (540 км) і Гігія (450 км). Тільки в 14 астероїдів діаметри понад 250 км, а в інших менше, аж до 0,7 км. У тіл таких малих розмірів не може бути сфероїдальної форми, і всі астероїди (крім, можливо, найбільших) є безформними брилами.

Маси астероїдів дуже різні: найбільшої, близької до 1,5 . 10 21 кг (тобто в 4 тис. разів менше маси землі), має Церера. Сумарна маса всіх астероїдів вбирається у 0,001 маси Землі. Звичайно, всі ці небесні тіла не мають атмосфери. У багатьох астероїдів щодо регулярної зміни їх блиску виявлено осьове обертання

Зокрема, період обертання Церери дорівнює 9,1 год, а Палади – 7,9 год.

Найшвидше обертається Ікар, за 2 год 16 м

Вивчення відбивної здатності багатьох астероїдів дозволило об'єднати їх у три основні групи: темні, світлі та металеві. Поверхня темних астероїдів відображає лише до 5% падаючого на неї сонячного світла і складається з речовин, подібними до чорних базальтових і вуглистих пород. Ці астероїди часто називають кутистими. Світлі астероїди відбивають від 10% до 25% сонячного світла, що ріднить їхню поверхню з кремнієвими сполуками – це кам'яні астероїди. Металеві астероїди (їх абсолютна меншість) теж світлі, але за своїми відбивними властивостями їхня поверхня схожа на залізонікелеві сплави. Такий підрозділ астероїдів підтверджується і хімічним складом метеоритів, що випадають на Землю. Незначна кількість вивчених астероїдів не відноситься до жодної з трьох основних груп

Показово, що у спектрах кутистих астероїдів виявлено смугу поглинання води (l = 3мкм). Зокрема, поверхня астероїда Церери складається з мінералів, схожих на земні глини, що містять близько 10% води.

При невеликих розмірах і масах астероїдів тиск у їх надрах невеликий: навіть у найбільших астероїдів він не перевищує 7 10 5

8 10 5 Гпа (700 - 800 атм) і може викликати розігріву їх твердих холодних надр. Лише поверхню астероїдів дуже слабко нагрівається далеким від них Сонцем, але ця незначна енергія випромінюється в міжпланетний простір. Обчислена за законами фізики температура поверхні переважної більшості астероїдів виявилася близькою до 150 - 170 К (-120...-100°С)

І лише в небагатьох астероїдів, які проходять поблизу Сонця, поверхня у такі періоди сильно нагрівається. Так, температура поверхні Ікара підвищується майже до 1000 К (+730 ° С), а при віддаленні від Сонця знову різко знижується

Орбіти інших астероїдів схильні до значних обурень від гравітаційного впливу великих планет, головним чином Юпітера. Особливо сильні обурення відчувають невеликі астероїди, що призводить до зіткнень цих тіл і їх подрібнення на шпильки найрізноманітніших розмірів - б від сотень метрів у поперечнику до порошин.

В даний час фізична природа астероїдів вивчається, тому що по ній можна простежити еволюцію (розвиток) речовини, з якої сформувалася Сонячна система

Метеорити

У навколоземному космічному просторі рухаються різні метеороїди (космічні уламки великих астероїдів і комет). Їхні швидкості лежать у діапазоні від 11 до 72 км/с. Часто буває так, що шляхи їхнього руху перетинаються з орбітою Землі і вони залітають у її атмосферу

Метеорити – кам'яні чи залізні тіла, що падають на Землю з міжпланетного простору. Падіння метеоритів на Землю супроводжується звуковим, світловим та механічним явищем. По небу проноситься яскрава вогненна куля звана болідом, що супроводжується хвостом і іскрами, що розлітаються. Після того як болід зникає, через кілька секунд лунають схожі на вибухи удари, які називають ударними хвилями, які іноді викликають значний струс ґрунту та будівель.

Явлення вторгнення космічних тіл в атмосферу мають три основні стадії:

1. Політ у розрідженій атмосфері (до висот близько 80 км), де взаємодія молекул повітря має карпускулярний характер. Частинки повітря стикаються з тілом, прилипають до нього або відбиваються і передають йому частину своєї енергії. Тіло нагрівається від безперервного бомбардування молекулами повітря, але не зазнає помітного опору, і його швидкість залишається майже незмінною. На цій стадії, однак, зовнішня частина космічного тіланагрівається до тисячі градусів та вище. Тут характерним параметром завдання є відношення довжини вільного пробігу до розміру тіла L, яке називається числом Кнудсена Kn. В аеродинаміці прийнято враховувати молекулярний підхід до опору повітря за K n >0.1

2. Політ в атмосфері в режимі безперервного обтікання тіла потоком повітря, тобто коли повітря вважається суцільним середовищем, і атомно-молекулярний характер його складу явно не враховується. На цій стадії перед тілом виникає головна ударна хвиля, за якою різко підвищується тиск та температура. Саме тіло нагрівається за рахунок конвективної теплопередачі, а також за рахунок радіаційного нагрівання. Температура може сягати кількох десятків тисяч градусів, а тиск до сотень атмосфер. При різкому гальмуванні з'являються значні навантаження. Виникають деформації тіл, оплавлення та випаровування їх поверхонь, винесення маси повітряним потоком, що набігає (абляція)

3. При наближенні до Землі щільність повітря зростає, опір тіла збільшується, і воно або практично зупиняється на будь-якій висоті, або продовжує шлях до прямого зіткнення із Землею. У цьому часто великі тіла поділяються кілька частин, кожна з яких падає окремо Землю. При сильному гальмуванні космічної маси над Землею ударні хвилі, що супроводжують його, продовжують свій рух до поверхні Землі, відбиваються від неї і роблять обурення нижніх шарів атмосфери, а так само земної поверхні

Процес падіння кожного метеороїду індивідуальний. Немає можливості в короткому оповіданні описати всі можливі особливості цього процесу.

"Знайдених" метеоритів значно більше, ніж "упалих". Часто їх знаходять туристи чи селяни, які працюють у полі. Оскільки метеорити мають темний колір і легко помітні на снігу, чудовим місцемдля їхнього пошуку служать крижані поля Антарктики, де вже знайдено тисячі метеоритів. Вперше метеорит в Антарктиці виявила 1969 року група японських геологів, які вивчали льодовики. Вони знайшли 9 фрагментів, що лежали поряд, але відносяться до чотирьох різних типів метеоритів. Виявилося, що метеорити, що впали на лід у різних місцях, збираються там, де льодовикові поля, що рухаються зі швидкістю кілька метрів на рік, зупиняються, упираючись у гірські хребти. Вітер руйнує і висушує верхні шари льоду (відбувається його сухе сублімація - абляція), і метеорити концентруються на поверхні льодовика. Такі льоди мають блакитний колір і легко помітні з повітря, чим і користуються вчені при вивченні місць, перспективних для збирання метеоритів.

Важливе падіння метеорита відбулося 1969 року в Чіуауа (Мексика). Перший з безлічі великих уламків був знайдений поблизу будинку в селі Пуебліто де Альєнде, і, за традицією, всі знайдені фрагменти цього метеорита були об'єднані під ім'ям Альєнде. Падіння метеорита Альєнде збіглося з початком місячної програми «Аполлон» і дало вченим можливість відпрацювати методи аналізу позаземних зразків. В останні роки встановлено, що деякі метеорити, що містять білі уламки, впроваджені в темнішу материнську породу, є місячними фрагментами.

Метеорит Альєнде належить до хондритів – важливої ​​підгрупи кам'яних метеоритів. Їх називають так, тому що вони містять хондри (від грец. chondros, зернятко) - найдавніші сферичні частинки, що сконденсувалися в протопланетній туманності і потім увійшли до складу пізніших порід. Подібні метеорити дозволяють оцінювати вік Сонячної системи та її вихідний склад. Багаті кальцієм і алюмінієм включення метеорита Альєнде, що першими сконденсувалися через свою високу температуру кипіння, мають виміряний за радіоактивним розпадом вік 4,559 ? 0,004 млрд. Років. Це найточніша оцінка віку Сонячної системи. До того ж, усі метеорити несуть у собі «історичні записи», викликані тривалим впливом на них галактичних космічних променів, сонячного випромінювання та сонячного вітру. Вивчивши пошкодження, завдані космічними променямиможна сказати, як довго метеорит перебував на орбіті до того, як потрапив під захист земної атмосфери

Прямий зв'язок між метеоритами та Сонцем випливає з того факту, що елементний склад найстаріших метеоритів – хондритів – точно повторює склад сонячної фотосфери. Єдині елементи, зміст яких різниться, – це летючі, такі, як водень і гелій, рясно випаровувалися з метеоритів під час їх остигання, і навіть літій, частково «згорілий» на Сонце у ядерних реакціях. Поняття « сонячний склад» та «хондритний склад» використовують як рівнозначні при описі згаданого вище «рецепту сонячної речовини». Кам'яні метеорити, склад яких відрізняється від сонячного, називають ахондрити.

Дрібні уламки.

Колосонячний простір заповнений дрібними частинками, джерелами яких служать ядра комет, що руйнуються, і зіткнення тіл, в основному, в поясі астероїдів. Найдрібніші частинки поступово наближаються до Сонця внаслідок ефекту Пойнтінга – Робертсона (він у тому, що тиск сонячного світла на рухому частинку спрямовано не точно лінії Сонце – частка, а результаті аберації світла відхилено тому й тому гальмує рух частки). Падіння дрібних частинок на Сонце компенсується їх постійним відтворенням, так що в площині екліптики завжди існує скупчення пилу, що розсіює сонячні промені. У темніші ночі воно помітне у вигляді зодіакального світла, що тягнеться широкою смугою вздовж екліптики на заході після заходу Сонця і на сході перед його сходом. Поблизу Сонця зодіакальне світло перетворюється на хибну корону ( F-корона, від false – хибний), яка видно лише за повного затемнення. Зі зростанням кутової відстані від Сонця яскравість зодіакального світла швидко падає, але в антисонячній точці екліптики вона знову посилюється, утворюючи протисвіт; це викликано тим, що дрібні пилові частки інтенсивно відбивають світло назад

Іноді метеороїди потрапляють у атмосферу Землі. Швидкість їх руху така велика (в середньому 40 км/с), що майже всі вони, крім найдрібніших і найбільших, згоряють на висоті близько 110 км, залишаючи довгі хвости, що світяться - метеори, або падаючі зірки. Багато метеороїдів пов'язані з орбітами окремих комет, тому метеори спостерігаються частіше, коли Земля у певний час року проходить поблизу таких орбіт. Наприклад, щорічно в районі 12 серпня спостерігається безліч метеорів, оскільки Земля перетинає потік Персеїди, пов'язаний з частинками, втраченими кометою 1862 р. III. Інший потік – Оріоніди – в районі 20 жовтня пов'язаний із пилом від комети Галлея

Частинки розміром менше 30 мкм можуть загальмуватись в атмосфері та впасти на землю, не згорівши; такі мікрометеорити збирають для лабораторного аналізу. Якщо частинки розміром кілька сантиметрів і більше складаються з досить щільного речовини, всі вони також згоряють цілком і випадають поверхню Землі як метеоритів. Більше 90% їх кам'яні; відрізнити їхню відмінність від земних порід може лише фахівець. 10% метеоритів, що залишилися, залізні (насправді вони складаються зі сплаву заліза і нікелю)

Метеорити вважаються осколками астероїдів. Залізні метеорити колись були у складі ядер цих тіл, зруйнованих суударениями. Можливо, деякі пухкі та багаті на леткі речовини метеорити походять від комет, але це малоймовірно; швидше за все, великі частинки комет згоряють у атмосфері, а зберігаються лише дрібні. Враховуючи, як важко досягти Землі кометам та астероїдам, ясно, наскільки корисним є вивчення метеоритів, які самостійно «прибули» на нашу планету з глибин Сонячної системи.

Комети

Комети є найефективнішими небесними тіламиу Сонячній системі. Комети - це своєрідні космічні айсберги, що складаються із заморожених газів, складного хімічного складу, водяного льоду та тугоплавкої мінеральної речовини у вигляді пилу та більших фрагментів.

Хоча комети подібно до астероїдів рухаються навколо Сонця по конічних кривих, зовні вони разюче відрізняються від астероїдів. Якщо астероїди світять відбитим сонячним світлом і в полі зору телескопа нагадують слабкі зірочки, що повільно рухаються, то комети інтенсивно розсіюють сонячне світло в деяких найбільш характерних для комет ділянках спектру, і тому багато комет видно неозброєним оком, хоча діаметри їх ядер рідко перевищують 1 - 5

Комети цікавлять багатьох вчених: астрономів, фізиків, хіміків, біологів, газодинаміків, істориків та ін. І це природно. Адже комети підказали вченим, що у міжпланетному просторі дме сонячний вітер; Можливо, комети є "винуватцями" виникнення життя на Землі, тому що могли занести в атмосферу Землі складні органічні сполуки. Крім того, комети, мабуть, несуть цінну інформацію про початкові стадії протопланетної хмари, з якої утворилися також Сонце і планети

При першому знайомстві з яскравою кометою може здатися, що хвіст – найголовніша частина комети. Але якщо в етимології слова "комета" хвіст став головною причиною для подібного найменування, то з фізичного погляду хвіст є вторинним утворенням, що розвинулося з досить крихітного ядра, найголовнішої частини комети як фізичного об'єкта. Ядра комет - першопричина всього решти комплексу кометних явищ, які досі все ще не доступні телескопічним спостереженням, так як вони вуалюються навколишньої матерії, що світиться, безперервно витікає з ядер. Застосовуючи великі збільшення, можна заглянути в більш глибокі шари газо-пилової оболонки, що світиться навколо ядра, але і те, що залишається, буде за своїми розмірами все ще значно перевищувати справжні розміри ядра. Центральне згущення, яке видно в дифузній атмосфері комети візуально і на фотографіях, називається фотометричним ядром. Вважається, що у центрі його знаходиться власне ядро ​​комети, тобто. розташовується центр мас комети

Туманна атмосфера, що оточує фотометричне ядро ​​і поступово сходить нанівець, зливаючись із фоном неба, називається комою. Кома разом із ядром складають голову комети. Вдалині від Сонця голова виглядає симетричною, але з наближенням до Сонця вона поступово стає овальною, потім голова подовжується ще сильніше, і в протилежному від Сонця стороні з неї розвивається хвіст

Отже, ядро ​​– найголовніша частина комети. Однак, досі немає одностайної думки, що вона є насправді. Ще за часів Бесселя і Лапласа існувало уявлення про ядру комети як про тверде тіло, що складається з речовин, що легко випаровуються типу льоду або снігу, що швидко переходять у газову фазу під дією сонячного тепла. Ця крижана класична модель кометного ядра була суттєво доповнена та розроблена останнім часом. Найбільшим визнанням серед дослідників комет користується розроблена Уіплом модель ядра - конгломерату з тугоплавких кам'янистих частинок та замороженої летючої компоненти (СН4, СО2, Н2О та ін.). У такому ядрі крижані шари із заморожених газів чергуються з пиловими шарами. У міру прогрівання сонячним теплом гази типу "сухого льоду", що випаровується, прориваються назовні, захоплюючи за собою хмари пилу. Це дозволяє, наприклад, пояснити утворення газових та пилових хвостів у комет, а також здатність невеликих ядер комет до активного газовиділення.

Голови комет під час руху комет по орбіті набувають різноманітних форм. Вдалині від СОНЦЯ голови комет круглі, що пояснюється слабким впливом сонячних випромінювань на частинки голови, і її обриси визначаються ізотропним розширенням кометного газу міжпланетний простір. Це безхвості комети, що на вигляд нагадують кульові зоряні скупчення. Наближаючись до Сонця, голова комети набуває форми параболи або ланцюгової лінії. Параболічна форма голови пояснюється "фонтанним" механізмом. Утворення голів у формі ланцюгової лінії пов'язане з плазмовою природою кометної атмосфери і впливом на неї сонячного вітру і з магнітним полем, яке їм переноситься.

Іноді голова комети настільки мала, що хвіст комети здається, що виходить безпосередньо з ядра. Крім зміни обрисів у головах комет то з'являються, то зникають різні структурні утворення: галси, оболонки, промені, виливи з ядра тощо.

Великі комети з хвостами, що далеко простягалися небом, спостерігалися з найдавніших часів. Колись передбачалося, що комети належать до атмосферних явищ. Цю оману спростував Браге, який виявив, що комета 1577 займала однакове положення серед зірок при спостереженнях з різних пунктів, і, отже, віддаляється від нас далі, ніж Місяць

Рух комет небом пояснив вперше Галлей (1705г.), який знайшов, що й орбіти близькі до параболам. Він визначив орбіти 24 яскравих комет, причому виявилося, що комети 1531 та 1682 р.р. мають дуже схожі орбіти. Звідси Галлей зробив висновок, що ця та сама комета, яка рухається навколо Сонця по дуже витягнутому еліпсу з періодом близько 76 років. Галлей передбачив, що в 1758 вона повинна з'явитися знову і в грудні 1758 вона дійсно була виявлена. Сам Галлей не дожив досі і не міг побачити, як блискуче підтвердилося його пророцтво. Ця комета (одна з найяскравіших) була названа кометою Галлея

Комети позначаються на прізвища осіб, які їх відкрили. Крім того, знову відкритій кометі надається попереднє позначення за роком відкриття з додаванням літери, що вказує послідовність проходження комети через перигелій цього року.

Лише невелика частина комет, що спостерігаються щорічно, належить до періодичних, тобто. відомих за своїми колишніми появами. Більша частинакомет рухається дуже витягнутими еліпсами, майже параболами. Періоди звернення їх точно не відомі, але є підстави вважати, що вони досягають багатьох мільйонів років. Такі комети віддаляються від Сонця на відстані, які можна порівняти з міжзоряними. Площини їх майже параболічних орбіт не концентруються до площини екліптики та розподілені у просторі випадковим чином. Прямий напрямок руху зустрічається так само часто, як і зворотний

Періодичні комети рухаються по менш витягнутих еліптичних орбіт і мають зовсім інші характеристики. З 40 комет, що спостерігалися більш ніж 1 раз, 35 мають орбіти, нахилені менше, ніж на 45^ до площини екліптики. Тільки комета Галлея має орбіту з нахилом, великим 90^ і, отже, рухається в зворотному напрямку. Серед короткоперіодичних (тобто мають періоди 3 - 10 років) комет виділяється "сімейство Юпітера" велика група комет, афелії яких віддалені від Сонця на таку ж відстань, як орбіта Юпітера. Передбачається, що "сімейство Юпітера" утворилося в результаті захоплення планетою комет, які рухалися раніше більш витягнутими орбітами. Залежно від взаємного розташування Юпітера та комети ексцентриситет кометної орбіти може як зростати, так і зменшуватися. У першому випадку відбувається збільшення періоду або навіть перехід на гіперболічну орбіту та втрата комети Сонячною системою, у другому - зменшення періоду

Орбіти періодичних комет схильні до дуже помітних змін. Іноді комета проходить поблизу Землі кілька разів, а потім тяжінням планет-гігантів відкидається більш віддалену орбіту і стає ненаблюдаемой. В інших випадках, навпаки, комета, яка раніше ніколи не спостерігалася, стає видимою через те, що вона пройшла поблизу Юпітера або Сатурна і різко змінила орбіту. Крім подібних різких змін, відомих лише обмеженої кількості об'єктів, орбіти всіх комет зазнають поступових змін

Зміни орбіт не є єдиною можливою причиноюзникнення комет. Достовірно встановлено, що комети швидко руйнуються. Яскравість короткоперіодичних комет слабшає згодом, а деяких випадках процес руйнації спостерігався майже безпосередньо. Класичним прикладом є комета Біелі. Вона була відкрита 1772 року і спостерігалася 1813, 1826 і 1832. р.р. У 1845 року розміри комети виявилися збільшеними, а січні 1846г. спостерігачі з подивом виявили дві дуже близькі комети замість однієї. Було обчислено відносні рухи обох комет, і виявилося, що комета Біелі розділилася на дві ще близько року тому, але спочатку компоненти проектувалися один на один, і поділ був помічений не відразу. Комета Біелі спостерігалася ще один раз, причому один компонент набагато слабший за інший, і більше її знайти не вдалося. Проте неодноразово спостерігався метеорний потік, орбіта якого збігалася з орбітою комети Біелі.

При вирішенні питання про походження комет не можна уникнути знання хімічного складу речовини, з якого складено кометне ядро. Здавалося б, що може бути простіше? Потрібно сфотографувати більше спектрів комет, розшифрувати їх - і хімічний склад кометних ядер нам відразу стане відомим. Однак, справа не така проста, як здається на перший погляд. Спектр фотометричного ядра може бути просто відбитим сонячним чи емісійним молекулярним спектром. Відображений сонячний спектр є безперервним і нічого не повідомляє про хімічному складітієї області, від якої він відбився - ядра або пилової атмосфери, що оточує ядро. Емісійний газовий спектр несе інформацію про хімічний склад газової атмосфери, що оточує ядро, і теж нічого не говорить нам про хімічний склад поверхневого шару ядра, так як випромінюють у видимій області молекули, такі як С2, С N , С H , М H , ВІН і ін, є вторинними, дочірніми молекулами - "уламками" складніших молекул або молекулярних комплексів, у тому числі складається кометне ядро. Ці складні батьківські молекули, випаровуючись в навколоядерний простір, швидко зазнають руйнівної дії сонячного вітру і фотонів або розпадаються або дисоціюються більш прості молекули, емісійні спектри яких і вдається спостерігати від комет. Самі батьківські молекули дають безперервний спектр.

Першим спостерігав та описав спектр голови комети італієць Донаті. На тлі слабкого безперервного спектру комети 1864 він побачив три широкі смуги, що світяться: блакитного, зеленого і жовтого кольору. Як виявилося, цей збіг належав молекулам вуглецю С2, що вдосталь опинився в кометній атмосфері. Ці емісійні лінії молекул С2 отримали назву смуг Свана, на ім'я вченого, який займався дослідженням спектра вуглецю. Перша щілинна спектрограма голови Великий Комети 1881 була отримана англійцем Хеггінсом, який виявив у спектрі випромінювання хімічно активного радикалу ціана С N

Вдалині від Сонця, на відстані 11 а.е., комета, що наближається, виглядає невеликою туманною цяткою, часом з ознаками починається утворення хвоста. Спектр, отриманий від комети, що знаходиться на такій відстані, і аж до відстані 3-4 а.о. є безперервним, т.к. на таких великих відстанях емісійний спектр не збуджується через слабке фотонне та корпускулярне сонячне випромінювання.

Цей спектр утворюється в результаті відбиття сонячного світла від пилових частинок або в результаті розсіювання на багатоатомних молекулах або молекулярних комплексах. На відстані близько 3 а. від Сонця, тобто. коли кометне ядро ​​перетинає пояс астероїдів, у спектрі з'являється перша смуга емісійна молекули ціана, яка спостерігається майже у всій голові комети. На відстані 2 а. збуджуються вже випромінювання тритомних молекул С3 і N Н3, які спостерігаються в більш обмеженій ділянці голови комети поблизу ядра, ніж всі випромінювання, що посилюються, С N . На відстані 1,8 а. з'являються випромінювання вуглецю - смуги Свана, які одразу стають помітними у всій голові комети: і поблизу ядра, і біля меж видимої голови

Механізм світіння кометних молекул було розшифровано ще 1911г. К.Шварцшильдом та Е.Кроном, які, вивчаючи емісійні спектри комети Галлея (1910), дійшли висновку, що молекули кометних атмосфер резонансно перевипромінюють сонячне світло. Це свічення аналогічно резонансному світіння парів натрію у відомих дослідах Ауда, який перший помітив, що при осіщенні світлом, що має частоту жовтого дублету натрію, пари натрію самі починають світитися на тій же частоті характерним жовтим світлом. Це механізм резонансної флуоресценції, що є частим випадком більш загального механізму люмінесценції. Всі знають світіння люмінесцентних ламп над вітринами магазинів, в лампах денного світла і т.п. Аналогічний механізм змушує світитися та гази в кометах.

Для пояснення свічення зеленої та червоної кисневих ліній (аналогічні лінії спостерігаються й у спектрах полярних сяйв) залучалися різні механізми: електронний удар, дисоціативна рекомбінація та фотодисаціація. Електронний удар, однак, не в змозі пояснити більш високу інтенсивність зеленої лінії в деяких кометах, порівняно з червоною. Тому більше переваги надається механізму фотодисоціації, на користь якого каже розподіл яскравості в голові комети. Тим не менш, це питання ще остаточно не вирішене і пошуки істинного механізму світіння атомів у кометах продовжуються. До цих пір залишається невирішеним питання про батьківські, первинні молекули, з яких складається кометне ядро, а це питання дуже важливе, оскільки саме хімізм ядер визначає надзвичайно високу активність комет, здатних з дуже малих за розмірами ядер розвивати гігантські атмосфери і хвости, що перевершують своїм розмірам усі відомі тіла у Сонячній системі

5. Пошук планет у Сонячній системі.

Не раз висловлювалися припущення про можливість існування планети, ближчої до Сонця, ніж Меркурій. Левер'є (1811-1877), що передбачив відкриття Нептуна, досліджував аномалії в русі перигелія орбіти Меркурія і на основі цього передбачив існування всередині його орбіти нової невідомої планети. Незабаром з'явилося повідомлення про її спостереження та планету навіть надали ім'я – Вулкан. Але відкриття не підтвердилося

1977 року американський астроном Коуел відкрив дуже слабкий об'єкт, який охрестили «десятою планетою». Але для планети об'єкт виявився дуже малим (близько 200 км). Його назвали Хіроном і віднесли до астероїдів, серед яких він був тоді найдальшим: афелій його орбіти видалено на 18,9 а. і майже стосується орбіти Урана, а перигелій лежить відразу за орбітою Сатурна з відривом 8,5 а. від сонця. При нахилі орбіти всього 7 ? він дійсно може близько підходити до Сатурна та Урану. Обчислення показують, що така орбіта нестійка: Хірон або зіткнеться з планетою, або буде викинутий із Сонячної системи

Іноді публікуються теоретичні передбачення існування великих планет за орбітою Плутона, але досі вони підтверджувалися. Аналіз кометних орбіт показує, що з відстані 75 а.е. планет більше за Землюза Плутон немає. Проте цілком можливе існування у цій галузі великої кількості малих планет, виявити які непросто. Існування цього скупчення занептунових тіл підозрювалося вже давно і навіть отримало назву - пояс Койпера, на ім'я відомого американського дослідника планет. Проте виявити перші об'єкти в ньому вдалося лише нещодавно. У 1992-1994 було відкрито 17 малих планет за орбітою Нептуна. З них 8 рухаються на відстанях 40-45 а. від Сонця, тобто. навіть за орбітою Плутона

Через велику віддаленість блиск цих об'єктів надзвичайно слабкий; для їхнього пошуку підходять лише найбільші телескопи світу. Тому досі систематично переглянуто близько 3 квадратних градусів небесної сфери, тобто. 0,01% її площ. Тому очікується, що за орбітою Нептуна можуть існувати десятки тисяч об'єктів, подібних до виявлених, і мільйони дрібніших, діаметром 5–10 км. Судячи з оцінок, це скупчення малих тіл у сотні разів масивніше поясу астероїдів, розташованого між Юпітером і Марсом, але поступається за масою гігантській кометній хмарі Оорта

Об'єкти за Нептуном поки що важко віднести до якогось класу малих тіл Сонячної системи – до астероїдів чи ядр комет. Нововідкриті тіла мають розмір 100-200 км і досить червону поверхню, що вказує на її древній склад та можливу присутність органічних сполук. Тіла «пояса Койпера» останнім часом виявляють дуже часто (до кінця 1999 їх відкрито близько 200). Деякі планетологи вважають, що Плутон було б правильніше називати не «найменшою планетою», а «найбільшим тілом пояса Койпера»

Література

В.А. Браштейн "Планети та їх спостереження" Москва "Наука" 1979 рік

С. Доул "Планети для людей" Москва "Наука" 1974 рік

К.І. Чурюмов "Комети та їх спостереження" Москва "Наука" 1980 рік

О.Л. Крінов "Залізний дощ" Москва "Наука" 1981 рік

К.А. Куликов, Н.С. Сидоренков "Планета Земля" Москва "Наука"

Б.А. Воронцов - Вельямінов "Нариси про Всесвіт" Москва "Наука"

Н.П. Єрпилєєв "Енциклопедичний словник юного астронома" Москва "Педагогіка" 1986 рік

Е.П.Левітан "Астрономія" Москва "Освіта" 1994 рік