Все о космосе

Космос. Астрономия. Вселенная. Наука

Leaf
Главная
Новости
FAQ по Астрономии
Астрословарь
Древняя астрономия
Современные теории
Метагалактика
Солнечная система
Статьи о космосе
Космонавтика
Галерея астрофото
Популярно о космосе
Карта сайта
Поиск
Обратная связь
Партнеры

Астрономия


Leaf Главная arrow Метагалактика arrow Астероиды arrow Малые тела солнечной системы



Малые тела солнечной системы PDF Напечатать Е-мейл

Кроме крупных планет и их спутников вокруг Солнца обращается множество тел малой массы, общее количество которых не поддается учету. Прежде всего, к ним принадлежат кометы, по размерам (но не по массе!) сравнимые со звездами, так называемые малые планеты или астероиды, а также множество камней - метеоритов, самых разных размеров, с поперечником от нескольких километров до сантиметров. Самые маленькие твердые пылинки, являющие собой предел раздробленности твердого вещества, образуют исполинское, сплюснутое Зодиакальное облако, обволакивающее всю Солнечную систему. При огромном различии в размерах у всех малых тел есть общее - все они являются спутниками Солнца и обращаются вокруг нашей звезды по самостоятельным эллиптическим орбитам. Наше знакомство с миром малых тел Солнечной системы мы начнем с комет.

Современные средства наблюдения позволяют обнаружить комету, когда ее расстояние от Солнца еще достаточно велико (2-3 а. е. (Астрономическая единица длины (а. е.), ранная среднему расстоянию от Земли до Солнца (149600000 км) )). При такой удаленности от Солнца комета видна в телескоп как небольшое круглое туманное пятнышко с более ярким звездообразным уплотнением в центре - ядром. Туманность, окружающая ядро, называется комой.

При приближении кометы к Солнцу из ее ядра в направлении к Солнцу начинают выделяться светящиеся веерообразные струи, называемые излияниями.

Появление излияний сопровождается увеличением общей яркости кометы. Увеличиваясь в размерах и расширяясь на конце, обращенном к Солнцу, излияния напоминают светящийся фонтан, бьющий из ядра кометы. Это сходство особенно усиливается, когда по мере сближения кометы с Солнцем излияние выделяет на своем конце струи, загибающиеся в сторону, противоположную Солнцу.

В дальнейшем внешняя, обращенная к Солнцу граница излияний становится более или менее резко очерченной, образуя так называемую оболочку. Оболочка по своим очертаниям близка к параболоиду, причем ядро кометы находится в его фокусе. Передки случаи, когда наблюдается не одна, а несколько оболочек, охватывающих друг друга и имеющих общий фокус в кометном ядре.

Кома, ядро, излияния и оболочки образуют голову кометы. По мере приближения кометы к Солнцу струи излияний огибают со всех сторон ее ядро и уходят в сторону, противоположную Солнцу, образуя один или несколько кометных хвостов. Некоторые из кометных хвостов почти прямолинейны, другие имеют заметную кривизну. В хвостах иногда наблюдаются поперечные светлые полоски, в общем направленные к ядру кометы, или клочковатые, неправильной формы облачка, продвигающиеся внутри хвоста в сторону, противоположную Солнцу. Очень редко у комет образуются аномальные хвосты.

Основная масса кометного ядра состоит из «льдов» различных газов - метана, аммиака, диоксида углерода и других. Есть среди них и обычный водяной лед. Все эти «льды» не чисты - к ним примешаны во множестве твердые тугоплавкие металлические или каменистые частички. Когда такое монолитное «ледяное» ядро приближается к Солнцу, затвердевшие газы испаряются, минуя жидкое состояние (возгоняются, или сублимируются), а твердые частицы, входившие в них как примеси, оседают на поверхности ядра, образуя более или менее толстый слой твердой пыли. Плохая теплопроводность этого слоя предохраняет «ледяное» ядро от слишком быстрого испарения и обеспечивает комете достаточно длительное существование.

Спектральный анализ позволяет узнать, какие молекулы обусловливают свечение голов и хвостов комет, а также выяснить наличие в кометах твердой, отражающей солнечные лучи пыли. При этом остается открытым вопрос о присутствии в кометах молекул, дающих излучение в невидимой области спектра. Такие молекулы в кометах, несомненно, есть, но об их существовании мы можем судить лишь по косвенным данным.

Image

Строение кометы и типы ее хвостов: I - газовый; II - газопылевой; III - пылевой

Уже первые визуальные наблюдения кометных спектров, начатые в 1864 г., выявили их сложный характер. Позже, с 1907 г., началось систематическое фотографирование спектров комет, что позволило проникнуть в ультрафиолетовую область спектра, не воспринимаемую глазом. В настоящее время основные сведения о кометных спектрах сводятся к следующему.

Различные части кометы порождают разные спектры. Видимое ядро кометы и области головы, непосредственно к нему примыкающие, дают непрерывный спектр с множеством темных линий, являющийся ослабленной копией солнечного спектра. Приписать этот спектр простому отражению солнечных лучей от реального ядра кометы нельзя, так как ядро это очень мало и для современных средств исследования его спектр практически недоступен. Происхождение непрерывного спектра видимых кометных ядер пока не ясно. Возможно, что вблизи ядра, где газы головы кометы наиболее плотны, они рассеивают солнечные лучи так же, как земная атмосфера. Может быть, ядро кометы окутано облаком мелких твердых пылинок, которые и отражают солнечные лучи.

Наиболее интенсивные излучения, преобладающие в кометных спектрах, наблюдаются в головах комет. Спектр голов комет всегда газовый. Он состоит из отдельных полос, характерных для молекулярных спектров.

В видимой части спектра головы кометы выделяются три полосы (желтая, зеленая и голубая), называемые спектром Свана и принадлежащие молекулам углерода С2. В фиолетовой и ультрафиолетовой части спектра обнаружены группы полос, порожденных цианом (CN), и, по-видимому, молекулами С3. Кроме того, детальные исследования последних лет позволили обнаружить в составе голов комет радикалы ОН, NH, NH2 и ионы СН + . О наличии в головах комет радикалов СН было известно еще раньше, задолго до того, так удалось выяснить все особенности состава комет.

Сравнительная яркость голов комет позволяет детально исследовать их спектр. Гораздо труднее получить и изучить спектры слабосветящихся кометных хвостов. Как уже отмечалось, для этого в большинстве случаев приходится пользоваться призменными камерами, но на полученных с их помощью спектрах изображения кометы в разных лучах «налезают» друг на друга, что сильно затрудняет отождествление этих изображений с линиями и полосами известных излучений. Вот почему в истолковании некоторых спектрограмм кометных хвостов имеются разногласия, окончательное разрешение которых станет возможным лишь в будущем. Пока же несомненно, что среди кометных хвостов встречаются как газовые хвосты, так и пылевые. В спектрах первых наблюдаются отдельные полосы, принадлежащие ионизованным молекулам азота (N2+) и оксида углерода (СО+). Спектры пылевых хвостов, отражающих солнечный свет, должны быть сильно ослабленными копиями солнечного спектра, хотя наблюдения пока не дают возможности обнаружить в них фраунгоферовы линии.

Если комета подходит к Солнцу ближе чем на 0,8 а. е., то в спектре участков головы, близких к ядру, появляются линии натрия. Лишь однажды, в 1882 г., астрономам удалось наблюдать спектр кометы (1882 П ) в тот момент, когда ее расстояние от Солнца составляло всего 0,01 а. е. Вид спектра, наблюдавшегося визуально, был необычным: на фоне яркой сплошной радужной полоски сверкали многочисленные линии в красной, желтой и зеленой частях спектра. Впоследствии выяснилось, что они принадлежали натрию, никелю, железу, хрому, оксиду углерода СО и молекулам углерода С2.

Таким образом, как свидетельствуют данные спектрального анализа, состав различных частей кометы различен. Головы комет всегда газовые, состоят в основном из углерода, циана и некоторых углеводородов. Хвосты комет бывают пылевые и газовые, причем в состав газовых хвостов входят ионизованные молекулы азота и СО.

Детальное изучение спектров комет привело к выводу, что свечение комет есть холодное свечение. Молекулы газов, входящих в состав кометы, поглощают энергию солнечных лучей и тотчас же излучают ее сами без изменения длины световых волн. Такой процесс холодного свечения называется резонансным излучением, или флуоресценцией,

В головах комет встречаются радикалы явно химически нестабильные, которые очень быстро соединяются с другими радикалами и поэтому в условиях заметной плотности обычно не наблюдаются. Таковы СН, NH, ОН. Их сравнительная устойчивость объясняется тем, что плотность газов в головах комет ничтожно мала (в миллиарды раз меньше плотности комнатного воздуха), а потому соударений и последующего объединения этих радикалов практически не происходит. Но тогда возникает другой вопрос: откуда берутся эти нестабильные соединения?

Как показывают наблюдения, уже на расстоянии 1,5-2 а. е. от Солнца, т. е. при сравнительно низких температурах (примерно 150 °С), из ядра кометы начинают испаряться газы. Молекулы, вылетевшие из комет-ного ядра, под действием энергичных квантов ультрафиолетового солнечного излучения распадаются на более простые и химически неустойчивые радикалы. Этот процесс, объясняющий наличие радикалов в головах комет, носит название фотодиссоциации. Так, например, «родительская» молекула дициана (CN)2 распадается благодаря фотодиссоциации на два радикала циана CN. Радикалы NH2 обязаны своим происхождением молекулам аммиака NH3, по-видимому, содержащимся в ядре, и т. д. Видимое свечение головы кометы вызвано главным образом молекулами углерода, а сила света головы кометы пропорциональна общему числу молекул углерода, находящихся в ней в данный момент. По современным данным, газовые хвосты первого типа состоят из ионизованных молекул СО+, СО2+ и N2+ выделенных ядром кометы. Их огромные отталкивательные ускорения удалось объяснить взаимодействием комет-ных ионов с солнечными корпускулярными потоками - плазмой из протонов, электронов и ядер различных элементов, непрерывно выбрасываемых Солнцем с колоссальными скоростями. Лучевое давление в этом случае играет второстепенную роль.

Этого нельзя сказать о хвостах второго типа, состоящих в основном из пылинок размером примерно 10 -5 см. Давление солнечных лучей вполне объясняет отталкивательные ускорения этих пылевых частиц. Возможно, что в образовании хвостов второго типа участвуют и некоторые нейтральные молекулы кометной головы. В хвостах третьего типа присутствуют пылинки с поперечником, большим 10 -5 см. Еще более крупные частицы входят в состав аномальных кометных хвостов. Сложный химический состав комет и относительно большая плотность кометной атмосферы вблизи комет -ного ядра заставляет думать, что в кометах возможны некоторые химические реакции типа горения. В спектрах голов комет видны линии кислорода, сходные с теми, которые наблюдаются в спектре ночного неба. Допуская, что в окрестностях кометного ядра существует не только атомный, но и молекулярный кислород, известный советский исследователь комет О. В. Добровольский считает, что в кометах может происходить горение водорода по схеме

О2+ЗН2 -> 2Н2О+2H

Не исключены и другие химические реакции, приводящие, например, к образованию ионов СО+. Изучение химии комет только начинается.

Как уже говорилось, головы комет по поперечнику сравнимы с Солнцем, а кометные хвосты тянутся на сотни миллионов километров. Средняя же плотность кометы столь мала, что их иногда называют «видимым ничто». Что касается кометных ядер, то плотность их, судя по всему, близка к 0,1 г/см3, что лишь в несколько раз превышает плотность рыхлого снега. Распад таких непрочных тел, как кометы, совершенно неизбежен.

<Предыдущая   След.>