ЕГЭ
КАРТОЧКИ
ТЕСТЫ
ЧАТ С ИИ
Карликовые планеты и малые тела Солнечной системы
Солнечная система состоит из центральной звезды — Солнца и множества небесных тел, обращающихся вокруг него. Среди них выделяют восемь больших планет (рисунок 1). Четыре ближайшие к Солнцу планеты — Меркурий, Венера, Земля и Марс — относятся к земной группе. За ними расположены планеты-гиганты: газовые гиганты Юпитер и Сатурн, а также ледяные гиганты Уран и Нептун. Однако планеты являются лишь частью объектов, входящих в состав Солнечной системы.
Межпланетное пространство вовсе не является пустым. Вокруг Солнца движется огромное количество тел самых разных размеров. Одни из них представляют собой каменные объекты диаметром в сотни километров, другие состоят преимущественно из льдов воды, метана, аммиака и других веществ. Третьи имеют размеры всего несколько миллиметров или даже меньше.
Многие из этих объектов сформировались на ранних этапах существования Солнечной системы около $4.6$ млрд лет назад и с тех пор почти не изменились. Поэтому их изучение позволяет ученым получать сведения о составе и свойствах вещества, из которого образовались планеты и их спутники.
Некоторые из этих объектов настолько велики, что под действием собственной гравитации приобрели почти шарообразную форму и относятся к карликовым планетам. Другие значительно меньше и объединяются в группу малых тел Солнечной системы, к которой относятся астероиды, кометы и метеороиды.
На данном уроке мы выясним, чем карликовые планеты отличаются от больших планет и более подробно познакомимся с основными видами малых тел Солнечной системы. Мы рассмотрим особенности их строения и движения, а также узнаем, какие астрономические явления связаны с их движением.
Карликовые планеты
Почему Плутон перестал быть планетой?
До 2006 года в Солнечной системе официально насчитывалось девять планет. Девятой планетой считался Плутон (рисунок 2), открытый американским астрономом Клайдом Томбо в 1930 году.
Долгое время его положение не вызывало сомнений. Однако по мере накопления наблюдений стало очевидно, что Плутон заметно отличается от остальных планет.
Диаметр Плутона составляет всего $2377 \space км$. Для сравнения: диаметр Земли равен $12 \space 742 \space км$, а диаметр Юпитера достигает почти $143 \space 000 \space км$. Кроме того, орбита Плутона имеет значительный наклон к плоскости орбит остальных планет и отличается большой вытянутостью (рисунок 3).
В 1978 году был открыт крупнейший спутник Плутона — Харон (рисунок 4). Его диаметр составляет около $1212 \space км$. А это лишь примерно в два раза меньше диаметра самого Плутона. Ни одна другая планета Солнечной системы не имеет столь крупного спутника по отношению к собственным размерам.
Ситуация еще больше усложнилась в начале XXI века, когда за орбитой Нептуна были обнаружены новые крупные объекты. Некоторые из них оказались почти такими же большими, как Плутон. Особенно важным стало открытие Эриды в 2005 году.
Тогда перед астрономами возник вопрос: если Плутон считать планетой, то почему тогда не считать планетами и все остальные похожие объекты? Поэтому для решения этой проблемы в августе 2006 года Международный астрономический союз принял новое определение планеты.
Согласно современному определению, планета должна соответствовать трем условиям:
- обращаться вокруг Солнца;
- обладать достаточной массой для приобретения почти шарообразной формы;
- очистить окрестности своей орбиты от других тел.
Первые два условия Плутон выполняет. Однако третьему условию он не соответствует, поскольку движется среди большого количества других объектов и не доминирует на своей орбите (рисунок 5).
Поэтому Плутон был переведен в новый класс небесных тел — карликовых планет.
Пять карликовых планет
Карликовая планета — это небесное тело, которое обращается вокруг Солнца, имеет почти шарообразную форму под действием собственной гравитации и не является спутником другой планеты, но не очистило окрестности своей орбиты.
В настоящее время официально признаны пять карликовых планет (таблица 1):
- Церера,
- Плутон,
- Эрида,
- Макемаке,
- Хаумеа.
| Карликовая планета | Средний диаметр, $км$ | Расстояние до Солнца, $а. \space е.$ | Орбитальный период |
|---|---|---|---|
| Церера | $939$ | $2.77$ | $4.6 \space года$ |
| Плутон | $2377$ | $39.5$ | $248 \space лет$ |
| Хаумеа | $1600$ | $43.1$ | $284 \space года$ |
| Макемаке | $1430$ | $45.8$ | $306 \space лет$ |
| Эрида | $2326$ | $67.7$ | $558 \space лет$ |
Четыре из пяти карликовых планет находятся во внешней части Солнечной системы (рисунок 6). Плутон, Хаумеа и Макемаке входят в состав пояса Койпера — области, расположенной сразу за орбитой Нептуна и содержащей множество ледяных тел. Эрида находится еще дальше, в области, называемой рассеянным диском. Лишь Церера расположена значительно ближе к Солнцу — между орбитами Марса и Юпитера.
Особенности карликовых планет
Церера сформировалась сравнительно недалеко от Солнца. Она состоит преимущественно из каменных пород с большим количеством водяного льда. Остальные карликовые планеты находятся во внешних областях Солнечной системы, где температура значительно ниже. Поэтому в их состав, помимо обычного водяного льда, входят замерзшие азот, метан и другие вещества (рисунок 7).
Температура на поверхности Цереры составляет около $−100 \degree C$. На Плутоне, Макемаке, Хаумеа и Эриде значительно холоднее — от $−220 \degree C$ до $−240 \degree C$. В таких условиях многие вещества, которые на Земле существуют в виде газов, переходят в твердое состояние и образуют ледяные покровы.
Некоторые карликовые планеты имеют собственные спутники. Больше всего спутников у Плутона — пять. Крупнейший из них — Харон. Из-за его большого размера по сравнению с самим Плутоном систему Плутон-Харон иногда называют двойной карликовой планетой. У Хаумеа известно два спутника — Хииака и Намака (рисунок 8), а у Эриды один спутник — Дисномия. Церера не имеет спутников. У Макемаке в 2016 году был найден небольшой спутник, получивший временное обозначение S/2015 (136472) 1, или неофициальное название MK2.
Особое внимание ученых привлекает Хаумеа (рисунок 9). Она совершает один оборот вокруг своей оси менее чем за четыре часа. Из-за такого быстрого вращения карликовая планета сильно вытянута и напоминает эллипсоид. Кроме того, вокруг нее обнаружено кольцо из частиц льда и горных пород.
Атмосферы карликовых планет очень сильно разрежены. Лучше всего изучена атмосфера Плутона, состоящая преимущественно из азота с небольшими примесями метана.
Таким образом, карликовые планеты занимают промежуточное положение между большими планетами и малыми телами Солнечной системы. Они достаточно массивны, чтобы иметь почти шарообразную форму, однако не являются доминирующими объектами на своих орбитах. Например, Плутон движется среди множества других тел пояса Койпера, а Церера — среди огромного числа астероидов Главного пояса.
Загадка пространства между Марсом и Юпитером
Церера движется среди огромного числа астероидов Главного пояса, расположенного между орбитами Марса и Юпитера. Но в конце XVIII века ученые еще не подозревали о существовании пояса астероидов. Многие из них были убеждены, что в этой области должна находиться полноценная планета. Такое предположение возникло не случайно.
Астрономы обратили внимание на большой промежуток между орбитами Марса и Юпитера (рисунок 10). Среднее расстояние от Марса до Солнца составляет $1.52 \space а. \space е.$, а от Юпитера — $5.20 \space а. \space е.$
Вспомним, что одна астрономическая единица ($а. \space е.$) равна среднему расстоянию от Земли до Солнца. Оно составляет примерно $150$ миллионов километров.
Так возник вопрос: действительно ли это пространство пустует или в нем находится небесное тело?
В 1766 году немецкий астроном Иоганн Тициус предложил правило для вычисления расстояний планет до Солнца:
$r = 0.3 \cdot 2^n \space + \space 0.4$,
где $r$ — расстояние в астрономических единицах,
$n$ — специальный порядковый номер, который для разных планет принимает различные значения.
Для Меркурия $n=−\infty$ (таблица 2), для Венеры $n = 0$, для Земли $n = 1$, для Марса $n = 2$, для следующей предполагаемой планеты $n = 3$, для Юпитера $n = 4$ и т. д.
| Планета | Расстояние по правилу Тициуса-Боде, $а. \space е.$ | Реальное расстояние, $а. \space е.$ |
|---|---|---|
| Венера | $0.7$ | $0.72$ |
| Земля | $1.0$ | $1.00$ |
| Марс | $1.6$ | $1.52$ |
| Неизвестная планета | $2.8$ | $?$ |
| Юпитер | $5.2$ | $5.20$ |
| Сатурн | $10.0$ | $9.54$ |
| Уран | $19.6$ | $19.2$ |
Как видно из таблицы 2, для большинства известных в то время планет правило давало удивительно точные результаты. Особенно сильное впечатление на ученых произвело открытие Урана в 1781 году. Его расстояние от Солнца оказалось очень близким к предсказанному значению. Поэтому многие астрономы были уверены, что на расстоянии около $2.8 \space а. \space е.$ между орбитами Марса и Юпитера действительно должна существовать неизвестная планета.
Открытие Цереры
1 января 1801 года итальянский астроном Джузеппе Пиацци обнаружил новое небесное тело именно в той области, где ученые ожидали найти неизвестную планету. Новый объект получил название Церера в честь древнеримской богини плодородия (рисунок 11).
Первоначально Цереру действительно приняли за новую планету Солнечной системы. Однако уже через несколько лет в той же области были открыты другие похожие объекты — Паллада, Юнона и Веста (рисунок 12). Постепенно стало ясно, что между Марсом и Юпитером находится не одна планета, а огромное скопление сравнительно небольших тел. Таким образом, предположение о существовании в этой области еще одной крупной планеты не подтвердилось.
В последующие годы астрономы продолжали открывать все новые объекты между орбитами Марса и Юпитера. Выяснилось, что Церера, Паллада, Юнона и Веста являются лишь крупнейшими представителями огромного скопления небесных тел. Эта область получила название Главный пояс астероидов, или просто пояс астероидов. Именно здесь сосредоточено большинство известных астероидов Солнечной системы, число которых сегодня превышает один миллион.
Астероиды
Астероиды — это малые тела Солнечной системы, обращающиеся вокруг Солнца и состоящие преимущественно из каменных пород, металлов или их смеси.
В отличие от планет и карликовых планет, большинство астероидов обладают недостаточной массой, чтобы под действием собственной гравитации приобрести шарообразную форму. Поэтому многие из них имеют неправильную форму (рисунок 13). Некоторые астероиды напоминают бесформенные каменные глыбы, другие похожи на вытянутые картофелины или гантели.
Название «астероид» происходит от греческих слов «aster» — звезда и «eidos» — вид. Это можно перевести как «звездоподобный». Такое название связано с тем, что даже в крупные телескопы астероиды обычно выглядят как слабые светящиеся точки. От звезд их можно отличить по постепенному перемещению на фоне звездного неба.
Размеры астероидов очень разнообразны. Крупнейшие из них достигают нескольких сотен километров в диаметре, тогда как самые маленькие имеют размеры всего несколько метров. Крупнейшим объектом среди астероидов долгое время считалась Церера. Однако после введения в 2006 году категории карликовых планет она была переведена в этот новый класс небесных тел. Так, крупнейшим по размеру астероидом считается Веста (рисунок 14).
На сегодняшний день известно более миллиона астероидов. Большинство из них сосредоточено в нескольких областях Солнечной системы, крупнейшей из которых является Главный пояс астероидов.
Главный пояс астероидов
Главный пояс астероидов расположен между орбитами Марса и Юпитера на расстоянии примерно от $2.1$ до $3.3 \space а. \space е.$ от Солнца (рисунок 15). Именно здесь движется большая часть известных астероидов Солнечной системы.
Можно встретить утверждение, что астероиды являются обломками разрушенной планеты Фаэтон. Такая гипотеза действительно существовала в XIX веке. Однако современные исследования показывают, что никакой крупной планеты между Марсом и Юпитером никогда не существовало.
Главной причиной этого считается мощное гравитационное воздействие Юпитера. Его притяжение постоянно возмущало орбиты формирующихся тел и мешало им объединиться в одну крупную планету. Поэтому вещество, из которого могла бы образоваться планета, сохранилось в виде огромного количества отдельных объектов.
Таким образом, астероиды Главного пояса являются остатками вещества протопланетного диска, из которого около $4.6$ млрд лет назад формировалась Солнечная система (рисунок 16). Их изучение позволяет ученым получать информацию о ранних этапах возникновения планет.
Несмотря на большое число астероидов, Главный пояс нельзя представить как плотное скопление камней. Расстояния между соседними крупными астероидами обычно составляют миллионы километров. Если бы космический корабль пересекал Главный пояс, вероятность столкновения с астероидом была бы крайне мала.
Долгое время астероиды изучались только с помощью телескопов. Первые детальные изображения их поверхности были получены космическим аппаратом «Галилео»/ В 1991 году он сфотографировал астероид Гаспра, а позднее астероид Ида и его спутник Дактиль. В 2001 году автоматическая межпланетная станция (АМС) «Шумейкер» впервые совершил мягкую посадку на поверхность астероида Эрос. Сегодня исследование астероидов продолжается с помощью автоматических станций.
Троянские астероиды
Главный пояс является не единственной областью скопления малых тел. Часть астероидов движется по орбитам планет в особых областях пространства, называемых точками Лагранжа.
Точки Лагранжа — это области пространства, в которых силы притяжения Солнца и планеты создают условия, позволяющие небольшим телам длительное время двигаться вместе с планетой по ее орбите.
Астероиды, находящиеся в таких областях, называют троянскими астероидами или просто троянцами. Наиболее многочисленные и лучше всего изученные из них сопровождают Юпитер (рисунок 17).
Так, троянские астероиды из скопления, расположенного впереди Юпитера по его орбите, образуют группу «Греки». Они названы в честь греческих героев Троянской войны. Среди них — Ахиллес, Одиссей, Агамемнон и другие. Астероиды второго скопления, расположенного позади Юпитера, названы в честь защитников Трои, например Гектора, Приама, Энея и других персонажей древних легенд. Они образуют группу «Троянцы».
В настоящее время троянские астероиды обнаружены не только у Юпитера, но также у Марса, Земли, Урана и Нептуна.
Пояс Койпера и облако Оорта
Изучение астероидов показало, что малые тела находятся не только между Марсом и Юпитером. Так, за орбитой Нептуна начинается другая огромная область Солнечной системы — пояс Койпера (рисунок 18). Он простирается примерно от $30$ до $55$ астрономических единиц от Солнца. Именно здесь находятся Плутон, Макемаке, Хаумеа и многие тысячи других объектов.
В отличие от большинства астероидов Главного пояса, которые состоят преимущественно из каменных пород и металлов, объекты пояса Койпера содержат большое количество льдов. В их состав входят водяной лед, замерзшие метан, азот, аммиак и другие вещества. Поэтому тела пояса Койпера часто называют ледяными транснептуновыми объектами. Из-за огромной удаленности от Солнца температура здесь может опускаться ниже $−220 \degree C$.
Еще дальше, на расстоянии десятков тысяч астрономических единиц от Солнца, предположительно располагается облако Оорта. В отличие от пояса Койпера, имеющего форму диска, облако Оорта окружает Солнечную систему со всех сторон и имеет почти сферическую форму (рисунок 19).
Предполагается, что облако Оорта содержит миллиарды ледяных тел, оставшихся со времен формирования Солнечной системы. Ни один объект облака Оорта пока не наблюдался непосредственно. О его существовании ученые судят по орбитам долгопериодических комет, которые время от времени появляются во внутренних областях Солнечной системы.
Таким образом, по мере удаления от Солнца состав малых тел постепенно изменяется. Если во внутренних областях Солнечной системы преобладают каменные астероиды, то во внешних ее частях все большую роль начинают играть ледяные тела, из которых состоят кометы.
Кометы
Одними из самых красивых объектов Солнечной системы являются кометы.
Кометы — это малые тела Солнечной системы, состоящие преимущественно из льдов, пыли и каменистых частиц и обращающиеся вокруг Солнца по сильно вытянутым орбитам.
Название «комета» происходит от греческого слова «kometes» — волосатая. Такое название связано с тем, что яркие кометы часто имеют длинный светящийся хвост, напоминающий развевающиеся волосы.
Большую часть времени кометы находятся далеко от Солнца, во внешних областях Солнечной системы. При этом они выглядят как небольшие темные тела и практически не отличаются от других малых объектов.
Строение кометы
Основной частью кометы является ее ядро. Размеры ядер обычно составляют от нескольких сотен метров до нескольких десятков километров. Например, ядро кометы Чурюмова-Герасименко имеет размеры около $4 \space км$, а диаметр ядра кометы Галлея достигает примерно $15 \space км$.
Ядро состоит в основном из водяного льда. Его доля может превышать $80 \%$. Кроме него в состав входят замерзшие метан, аммиак, углекислый газ, угарный газ, а также частицы пыли и горных пород.
Вдали от Солнца температура поверхности кометы может опускаться ниже $−250 \degree C$. В таких условиях испарение вещества практически отсутствует, и комета представляет собой лишь темное ледяное ядро (рисунок 20).
Но при приближении к Солнцу поверхность нагревается. Лед начинает переходить из твердого состояния сразу в газообразное, минуя жидкую фазу (рисунок 21). Такой процесс называется сублимацией.
Тогда выделяющиеся газы и частицы пыли окружают ядро огромным разреженным облаком. Его называют комой или головой кометы. Размеры комы могут достигать сотен тысяч и даже миллионов километров, значительно превосходя размеры самого ядра.
При дальнейшем приближении к Солнцу испарение вещества с поверхности ядра усиливается. Газ и пыль непрерывно выбрасываются в окружающее пространство, образуя кому. Часть этого вещества постепенно удаляется от кометы, в результате чего формируются хвосты.
Таким образом, строение активной кометы включает три основные части (рисунок 22):
- ядро;
- кому (голову кометы);
- хвосты.
Хвосты кометы
Обычно у кометы образуются два основных хвоста.
Первый называется ионным (или плазменным) хвостом. Он образуется из газа, испаряющегося с поверхности ядра кометы и окружающего ее в виде комы. Под действием ультрафиолетового излучения Солнца часть молекул этого газа теряет электроны и превращается в ионы. Магнитное поле солнечного ветра захватывает эти заряженные частицы и уносит их от Солнца. Скорость движения вещества в плазменном хвосте может достигать $500–1000 \frac{км}{с}$. Поэтому такой хвост обычно имеет почти прямую форму.
Второй хвост называется пылевым. Он состоит из мельчайших твердых частиц, выброшенных с поверхности ядра кометы. На эти частицы действует давление солнечного света. Хотя свет не имеет массы, фотоны переносят энергию и импульс, поэтому способны оказывать слабое давление на пылинки и постепенно отталкивать их от Солнца.
Давление света значительно слабее воздействия солнечного ветра на заряженные частицы. Поэтому пылинки движутся медленнее вещества плазменного хвоста и продолжают частично следовать по орбите кометы. В результате пылевой хвост обычно имеет изогнутую форму (рисунок 23).
Обратите внимание, что хвосты кометы направлены не по направлению ее движения, а приблизительно в сторону, противоположную Солнцу. Поэтому при удалении от Солнца хвосты могут оказаться направленными вперед относительно движения кометы (рисунок 24). На некоторых изображениях они нередко накладываются друг на друга и выглядят как один.
Длина хвостов крупнейших комет может превышать $100 \space 000 \space 000 \space км$. Например, хвост кометы Хякутакэ в 1996 году достигал почти $300 \space 000 \space 000 \space км$. А это примерно в два раза превышает расстояние от Земли до Солнца.
При прохождении вблизи Солнца активность кометы резко возрастает. Газ и пыль могут вырываться из ядра мощными струями. При этом масса кометы может уменьшаться на $30–40 \space т$ за $1 \space с$. Также отдельные участки ядра могут разрушаться. В некоторых случаях это приводит к частичному или полному распаду кометы.
Движение комет и их орбиты
Орбиты многих комет имеют вытянутую эллиптическую форму (рисунок 25). Поэтому большую часть времени они находятся далеко от Солнца, в холодных внешних областях Солнечной системы, а затем на сравнительно короткое время приближаются к нему.
Вблизи Солнца кометы движутся значительно быстрее, чем в удаленных областях Солнечной системы. Например, комета Галлея в наиболее удаленной точке своей орбиты движется со скоростью около $1 \frac{км}{с}$, а вблизи Солнца ее скорость увеличивается примерно до $54 \frac{км}{с}$.
По периоду обращения вокруг Солнца кометы делят на две основные группы (таблица 3).
- Короткопериодические кометы имеют период обращения менее 200 лет. Их орбиты сравнительно хорошо изучены, поскольку такие кометы регулярно возвращаются к Солнцу.
- Долгопериодические кометы обращаются вокруг Солнца более 200 лет. Некоторые из них возвращаются через тысячи и даже десятки тысяч лет, поэтому за всю историю человечества наблюдались лишь один раз.
| Короткопериодические кометы | Период обращения | Долгопериодические кометы | Период обращения |
|---|---|---|---|
| Энке | $3.3$ года | Хейла-Боппа | $\approx 2530$ лет |
| Чурюмова-Герасименко | $6.4$ года | Большая комета 1811 года | $\approx 3065$ лет |
| Темпеля-Туттля | $33$ года | Веста Слайфера | $\approx 11 \space 000$ лет |
| Галлея | $76$ лет | Хякутакэ | $\approx 70 \space 000$ лет |
Короткопериодические кометы обычно приходят из пояса Койпера, а долгопериодические — из облака Оорта.
Существуют также кометы, движущиеся по настолько вытянутым орбитам, что после прохождения вблизи Солнца могут больше никогда не вернуться во внутренние области Солнечной системы.
Комета Галлея
Наиболее известным представителем короткопериодических комет является комета Галлея (рисунок 26). Она стала первой кометой, для которой удалось доказать периодичность возвращений к Солнцу.
Дело в том, что до XVIII века астрономы считали кометы случайными небесными явлениями. Каждый раз, когда на небе появлялась яркая комета, ее воспринимали как новый объект. Однако английский астроном Эдмунд Галлей внимательно изучил наблюдения за кометами 1531, 1607 и 1682 годов и обнаружил, что их орбиты очень похожи.
Галлей предположил, что астрономы наблюдали не три разные кометы, а одну и ту же, которая регулярно возвращается к Солнцу. На основании расчетов он предсказал, что следующее появление кометы должно произойти в конце 1758 года.
К сожалению, сам ученый не дожил до этого события. А в декабре 1758 года комета действительно была вновь обнаружена астрономами именно в предсказанное время. Это стало важным подтверждением того, что движение небесных тел подчиняется строгим законам и может быть рассчитано заранее.
В честь ученого комета получила название комета Галлея. Сегодня известно, что период ее обращения вокруг Солнца составляет в среднем $76$ лет. Последний раз комета Галлея наблюдалась с Земли в 1986 году. Cледующее ее появление ожидается в 2061 году.
Исследования комет
Долгое время изучение комет проводилось только с помощью телескопов. Астрономы могли наблюдать их форму, размеры хвостов и движение по небу, однако непосредственное исследование вещества комет оставалось невозможным.
Ситуация изменилась с развитием космонавтики. В 2004 году Европейское космическое агентство запустило космический аппарат «Розетта», предназначенный для исследования кометы Чурюмова-Герасименко.
После десятилетнего перелета аппарат достиг цели и в 2014 году впервые в истории вышел на орбиту вокруг ядра кометы (рисунок 27). Комета при этом находилась на расстоянии около $540 \space 000 \space 000 \space км$ от Солнца. Позднее на ее поверхность был спущен посадочный модуль «Филы», который выполнил непосредственные исследования вещества ядра.
Полученные данные подтвердили, что ядра комет содержат водяной лед, углеродсодержащие соединения, различные газы и сложные органические вещества. Изучение таких объектов помогает ученым лучше понять условия, существовавшие во время формирования Солнечной системы около $4.6$ млрд лет назад.
Каждое сближение с Солнцем сопровождается потерей части вещества кометы. Частицы пыли и мелкие обломки постепенно распределяются вдоль ее орбиты, образуя своеобразный пылевой след. Когда Земля пересекает такой след, возникают метеорные потоки. Поэтому далее мы рассмотрим еще одну группу малых тел Солнечной системы — метеороиды, метеоры и метеориты.
Метеороиды, метеоры и метеориты
Итак, кометы и астероиды постоянно сталкиваются между собой, теряют вещество и разрушаются. В результате в межпланетном пространстве образуется огромное количество небольших объектов. Такие тела называют метеороидами.
Метеороид — это небольшое твердое тело естественного происхождения, движущееся в межпланетном пространстве.
Размеры метеороидов могут изменяться от мельчайших пылевых частиц до объектов диаметром несколько метров. Более крупные тела обычно уже относят к астероидам (рисунок 28).
Если метеороид входит в атмосферу Земли, его скорость обычно составляет от $11$ до $72 \frac{км}{с}$. Перед движущимся телом воздух резко сжимается и нагревается до нескольких тысяч градусов. При этом молекулы воздуха частично ионизируются. То есть они теряют электроны и превращаются в заряженные частицы — ионы. Свечение раскаленного и ионизированного газа создает яркую светящуюся полосу на небе. Это явление называется метеором.
Метеор — это световое явление, возникающее при вхождении метеороида в атмосферу Земли.
Цвет метеора зависит главным образом от химического состава испаряющегося вещества (рисунок 29).
В повседневной жизни метеоры часто называют «падающими звездами», хотя к настоящим звездам они не имеют никакого отношения.
Большинство метеоров вызывается частицами массой менее одного грамма и полностью сгорает на высоте от $70$ до $120 \space км$ над поверхностью Земли.
Если в атмосферу входит более крупное тело, возникает особенно яркий метеор — болид. Болиды могут быть видны даже днем и нередко сопровождаются звуковыми эффектами или взрывами.
Болид — это особенно яркий метеор, блеск которого может превышать яркость Венеры и даже быть заметным днем.
Болид выглядит как огромный огненный шар, оставляющий за собой яркий светящийся след.
Самым известным примером последних лет стал Челябинский болид, наблюдавшийся 15 февраля 2013 года. Размер космического тела составлял около $17–20 \space м$, а масса оценивалась примерно в $10 \space 000–13 \space 000 \space т$. Взрыв произошел на высоте около $30 \space км$.
Если часть космического тела не успевает полностью разрушиться в атмосфере и достигает поверхности Земли, ее называют метеоритом (рисунок 30).
Метеорит — это остаток метеороида, достигший поверхности Земли после прохождения через атмосферу.
Метеорные потоки
Во время каждого прохождения вблизи Солнца комета теряет большое количество пыли и мелких частиц. Со временем они распределяются вдоль всей ее орбиты и образуют протяженный поток вещества.
Когда Земля пересекает такой поток, в атмосферу одновременно влетают тысячи метеороидов (рисунок 31). Для наблюдателя это выглядит как множество метеоров, последовательно вспыхивающих на разных участках неба. Такое явление называют метеорным потоком.
Несмотря на то что метеоры появляются в разных частях неба, наблюдателю кажется, что все они вылетают из одной области небесной сферы. Это связано с тем, что частицы потока движутся почти параллельно друг другу. Как железнодорожные рельсы кажутся сходящимися вдали, так параллельные траектории метеороидов визуально пересекаются в одной точке. Эта точка называется радиантом (рисунок 32).
Радиант не является реальным источником метеоров. Это лишь кажущийся эффект перспективы.
Примеры метеорных потоков
Название метеорного потока обычно связано с созвездием, в котором расположен его радиант. Большинство крупных метеорных потоков наблюдается ежегодно примерно в одно и то же время. Это связано с тем, что Земля каждый год пересекает одни и те же пылевые следы, оставленные кометами во время их предыдущих прохождений около Солнца. Такие скопления частиц могут сохраняться вдоль орбиты кометы на протяжении многих столетий.
Наиболее известные ежегодные метеорные потоки приведены в таблице 4.
| Поток | Созвездие радианта | Период наблюдения | Максимальная активность |
|---|---|---|---|
| Персеиды | Персей | июль-август | до $100$ метеоров в час |
| Леониды | Лев | ноябрь | обычно $10–20$, иногда тысячи метеоров в час |
| Геминиды | Близнецы | декабрь | до $120–150$ метеоров в час |
| Квадрантиды | Волопас | январь | до $100–120$ метеоров в час |
Большинство потоков связано с кометами, которые оставляют вдоль своих орбит большое количество пыли и мелких частиц. Например, метеорный поток Персеиды связан с кометой Свифта-Таттла, Леониды — с кометой Темпеля-Туттля. А поток Геминиды являются редким примером потока, связанного не с кометой, а с астероидом ($3200$ Фаэтон).
По современным оценкам, ежегодно в атмосферу Земли попадает около $40 \space 000–50 \space 000 \space т$ космической пыли и мелких частиц.
Метеориты и метеоритные кратеры
По составу метеориты делятся на три основные группы:
- каменные,
- железно-каменные,
- железные.
Около $95 \%$ всех найденных метеоритов относятся к каменным.
Самым крупным из найденных на Земле метеоритов является железный метеорит Гоба. Его обнаружили в Намибии в 1920 году. Его масса составляет около $60 \space т$. По оценкам ученых, на Землю он упал примерно $80 \space 000$ лет назад.
При столкновении крупного космического тела с поверхностью планеты выделяется огромное количество энергии, а на месте удара образуется ударный (метеоритный) кратер.
Одним из самых известных является Аризонский кратер в США. Его диаметр составляет около $1.2 \space км$, а глубина — около $180 \space м$. Он образовался примерно $50 \space 000 \space лет$ назад в результате падения железного метеорита диаметром около $50 \space м$.
За время существования Земли на ее поверхность упало огромное количество крупных космических тел. Однако многие древние кратеры были разрушены эрозией, скрыты под осадочными породами или оказались на дне океанов.
На Луне подобных кратеров значительно больше. Если на поверхности Земли обнаружено более 200 ударных кратеров, то на Луне их насчитываются миллионы. Это связано с тем, что у Луны практически отсутствует атмосфера, а также нет воды и ветра, которые на Земле постепенно разрушают следы древних столкновений.
Часто задаваемые вопросы
Главную роль сыграло сильное гравитационное воздействие Юпитера. Его притяжение постоянно изменяло орбиты небольших тел и препятствовало их объединению в одну крупную планету.
Вдали от Солнца поверхность кометы остается очень холодной, поэтому лед практически не испаряется. При нагревании лед начинает превращаться в газ, образуя кому и хвосты кометы.
На частицы газа и пыли действует солнечный ветер и давление солнечного излучения. Поэтому вещество кометы отталкивается в сторону, противоположную Солнцу, независимо от направления движения самой кометы.
Метеороид — это небольшое тело в космическом пространстве. Метеор — световое явление, возникающее при его входе в атмосферу. Если же часть метеороида достигает поверхности Земли, она называется метеоритом.
Это точка небесной сферы, из которой наблюдателю кажется вылетающим большинство метеоров потока.
Короткопериодические кометы обычно приходят из пояса Койпера, а долгопериодические — из облака Оорта.
5
5
1
5
Получите полный доступ ко всем материалам и занимайтесь в удобном темпе — без ограничений.
- Более 700 000 учеников и 50 000 учителей по всей России.
- Повышение среднего балла по предмету до 20 % после месяца занятий.
- Всплеск интереса к учебе и более глубокое понимание предметов.
Создайте бесплатный аккаунт — и откройте больше возможностей:
- Отслеживайте прогресс освоения тем
- Получайте персональные подборки полезных уроков и заданий
- Проводите работу над ошибками после занятий
Хотите оставить комментарий?
Войти