АСТРОНОМІЯ - Навчальний посібник для профільної школи 2017

Частина 2. Основи астрономії

Розділ ІІ. Елементи астрофізики

Тема 2.1. Фізика тіл Сонячної системи

§ 15. Карликові планети та малі тіла

Вступ

Сонячну систему часто називають планетною системою, але треба пам’ятати, що до її складу входять також й інші небесні об’єкти. До таких належать карликові планети та малі тіла.

Цілі вивчення § 15

Вивчивши матеріал цього параграфа, Ви будете:

• знати й розуміти поняття карликова планета, астероїд, комета, метеорне тіло, метеор, метеорний потік, радіант, метеорит; карликові планети; малі тіла Сонячної системи; фізичні характеристики малих тіл Сонячної системи; утворення хвоста комети; природу світіння метеорів; відомі комети та метеорні потоки; суть астероїдної небезпеки для Землі; окремі кратери та астроблеми на поверхні Землі; дослідження карликових планет і малих тіл Сонячної системи з допомогою космічних апаратів; окремі космічні місії до астероїдів і комет;

• уміти розв’язувати задачі на розрахунки відстаней до астероїдів та визначення їхніх мас;

• оцінювати значення вивчення карликових планет і малих тіл Сонячної системи для природничих наук.

Актуалізація раніше набутих знань / компетентностей

Треба повторити § 11 (Будова Сонячної системи) цього посібника, а також поняття планета.

Методичні поради щодо опанування навчального матеріалу

Матеріал цього параграфа доволі обширний — він стосується карликових планет та сімейства малих тіл Сонячної системи. Зверніть увагу на визначення поняття карликова планета (порівняйте його із визначенням поняття планета, яке наведено в § 11), а також на те, що ці об’єкти (окрім Церери) лежать на окраїні Сонячної системи. Ця особливість не дозволяла до певного часу їх виявляти з допомогою телескопів. Але нинішні наземні та космічні інструменти вже дозволяють астрономам це робити. Особливість малих тіл не лише в тому, що вони можуть час від часу «яскраво» демонструвати себе на зоряному небі Землі (комети) чи загрожувати її життю (астероїди), а ще й в тому, що один з типів цих тіл (метеорити), потрапляючи на поверхню Землі, дає змогу астрономам прямо досліджувати космічну речовину.

Пояснювальний текст

2006 року Міжнародний астрономічний союз (МАС) ухвалив рішення про заснування в Сонячній системі нового сімейства об’єктів — карликових планет, а також дав визначення поняття карликова планета. Це небесне тіло, яке: обертається навколо Сонця; відносно велике й масивне, щоб мати кулясту форму; не очищає околиці своєї орбіти; не є супутником планети.

Запровадження сімейства карликових планет було пов’язане з тим, що за орбітою Плутона виявили тіла, співмірні з ним розмірами. Виникла дилема, або розширювати Сонячну систему до десяти, одинадцяти (й невідомо скільки далі) планет, чи обмежити їх кількість 8 великими планетами, а всі інші, схожі розмірами з Плутоном тіла, віднести до нового типу об’єктів. Тому Плутон утратив статус великої планети, але натомість очолив групу карликових планет. До цієї групи також віднесли Цереру — найбільший астероїд із внутрішнього поясу, та Ериду, відкриту 2003 року, а згодом і інші, відкриті пізніше, об’єкти. Щоб уникнути плутанини, було вирішено відмовитися від поняття мала планета, до якого раніше відносили астероїди.

1. Особливості карликових планет. Плутон, колись дев’яту планету Сонячної системи, було відкрито 1930 р. Він має найбільший період обертання навколо Сонця — майже 250 земних років, і рухається по такій витягнутій орбіті, що в деякі епохи опиняється до Сонця ближче, ніж Нептун. Розміри Плутона невеликі — 2 374 км у поперечнику.

Наприкінці 70-х років XX ст. біля Плутона на відстані близько 20 000 км було відкрито супутник, названий Хароном (діаметр ~ 1200 км). Оскільки центр мас (барицентр) цих тіл лежить у відкритому просторі між ними, то таку систему (за визначенням) називають подвійною планетою. Так само, як Місяць відносно Землі, Харон завжди повернутий до Плутона однією півкулею. Але й Плутон завжди повернутий до Харона одним боком. Період їх обертання навколо спільного центра мас становить понад шість земних діб.

Окрім Харона, поблизу Плутона відкрито ще чотири супутники — Стікс (2005), Нікс (2005), Цербер (2011), і Гідра (2012). Усі вони малі розмірами.

Досі не лише найбільші наземні телескопи, але й космічні, не дозволяли роздивитися на поверхні Плутона, а тим паче на його супутниках, які-небудь деталі,. Цього вдалося досягти з допомогою автоматичної міжпланетної станції «Нові Горизонти» (New Horizons), яка влітку 2015 р. пройшла на відстані 12500 км від поверхні Плутона (рис. 15.1).

Рис. 15.1. Система Плутон — Харон (а) та поверхня Плутона (б).

Виявилося, що уявлення про Плутон як «мертву» (на поверхні якої вже дуже давно не відбувається жодних змін) планету, були помилкові. Планета має на поверхні гори й рівнини, вік яких становить не більше 100 млн років. Це вказує на тектонічні процеси, що відбувалися на Плутоні порівняно недавно. Наприклад, довкола й на схилах двох вершин, що здіймаються на висоту майже 6 км над поверхнею карликової планети, виявлено «напливи» речовини. Ці особливості вказують на можливу наявність кріовулканів, що діють в умовах низької температури й викидають на поверхню Плутона суміш з водяного льоду, аміаку, метану та інших хімічних речовин. Така суміш може бути і в рідкому, і в газоподібниму стані. Природа джерела тепла всередині Плутона, потрібного для утворення вулканів на поверхні, залишається загадкою. Але є кілька гіпотез, що потребують докладного розгляду.

До того, як «Нові Горизонти» побували в системі Плутона, це небесне тіло вважали не схожим ні на планети земного типу, ні на планети-гіганти. Його порівнювали з тими малими тілами, що утворюють пояс Койпера, або, як рекомендує Міжнародний астрономічний союз (МАС), транснептуновими об’єктами, що лежать за орбітою Нептуна. Пояс Койпера — це безліч дрібних небесних тіл, що містяться на околиці Сонячної системи. Його ближня межа лежить від Сонця на відстані приблизно 30 а. о., а дальня простягається на відстань до 50 а.о.

Припущення про існування сукупності малих і середніх розмірами твердих тіл, що заповнюють ділянку космічного простору на межі Сонячної системи (рис. 15.2), висловив у 1951 р. астроном Дж. Койпер. Згодом ця гіпотеза блискуче підтвердилася, а ділянку, де ці тіла виявили, назвали поясом Койпера.

Рис. 15.2. Схема розміщення поясу Койпера в Сонячній системі.

Нині відомо, що пояс Койпера містить не менше, ніж 70 000 об’єктів розмірами понад 10 км, зосереджених переважно у смузі від 30 до 50 а.о. Але є й віддаленіші тіла, що перебувають за доступними для спостережень межами. Припускають, що в цілому тіл з розміром більшим за 10 км є близько 10 млн, а з розміром понад 1 км — близько 10 млрд.

Об’єкти поясу Койпера дуже цікавлять астрономів, адже вони є залишками речовини, з якої утворилася Сонячна система.

Окрім Плутона, до сімейства карликових планет віднесено Цереру — найбільше тіло з поясу астероїдів з діаметром 950 км, а також відносно великі крижані тіла поясу Койпера — Ериду, Макемаке, Хаумеу. На статус карликових планет також претендують Квавар, Іксіон, Седна, Орк, Варуна. Деякі з них мають супутники.

Спектроскопічні дослідження великих об’єктів поясу Койпера вказують на те, що їхні поверхні містять лід легких вуглеводнів (на кшталт метану), аміаку, а також води. Нові дані про ці тіла має отримати космічний зонд «Нові Горизонти», який на початку 2019 р. пройде повз об’єкт 2014 MU69. Це невелике тіло (діаметр 50 км) лежить на відстані майже 600 млн км від Плутона.

2. Малі тіла Сонячної системи. До малих тіл відносять астероїди, комети й метеороїди. Астероїди — тверді кам’янисті тіла, що рухаються, як і планети, по еліптичних орбітах навколо Сонця з періодом 3—6 років. Нахили орбіт астероїдів до площини екліптики (/') досягають 70 градусів, але в цілому зазвичай не перевищують 10 градусів. На цій підставі астероїди поділяють приблизно порівну на плоску і сферичну підсистеми. Раз їхні розміри набагато менші, ніж у планет, астероїди раніше називали малими планетами. Але нині цей термін в астрономії став надбанням історії.

Для земного спостерігача кутовий діаметр навіть найбільших астероїдів не більший за 0,5", тому з допомогою наземних телескопів неможливо розгледіти їхні форми. Діаметри деяких астероїдів вдалося виміряти методом покриття зір — коли астероїд опиняється на промені зору спостерігача з яскравою зорею. Але здебільшого їх розміри оцінюють побічно, по блиску, кольору й відстані. Як і планети, астероїди у видимому діапазоні спектра світять відбитим сонячним світлом.

Внутрішня структура астероїдів здатна чинити опір гравітаційному стисканню. З цієї причини вони менш схильні до внутрішньої еволюції, ніж планети (наприклад, у їхніх надрах не відбувається гравітаційна диференціація речовини), але сильніше реагують на вплив зовнішніх факторів, таких як ударна переробка поверхні й еволюція орбіти.

Орбіти більшості астероїдів пролягають між орбітами Марса і Юпітера на відстані 2,2 — 3,6 а.о. від Сонця. Оскільки в цій частині Сонячної системи міститься кілька сотень тисяч таких об’єктів, її називали поясом астероїдів (рис. 15.3). Інколи цей пояс називають внутрішнім, або головним, маючи на увазі, що за орбітою Нептуна пролягає пояс Койпера з об’єктів, які здебільшого також відносять до сімейства малих тіл Сонячної системи.

Рис. 15.3. Схема розміщення поясу астероїдів у Сонячній системі.

Поза основним поясом астероїдів є ще багато малих тіл, наприклад, астероїди-троянці. Це дві групи астероїдів, що обертаються навколо Сонця по орбіті Юпітера: перша рухається на 60° попереду планети, друга — на 60° позаду неї. Деякі астероїди рухаються сильно витягнутими еліптичними орбітами, що пролягають поблизу Сонця. А орбіти груп Аполлона, Амура й Афіни перетинають орбіту Землі або дуже близько підходять до неї.

Переважна більшість астероїдів має розміри від кількох метрів до 100 км і неправильну форму. Але в найбільших із них форма майже сферична й поперечники становлять сотні кілометрів. Це, наприклад, найбільші астероїди Паллада (майже 600 км), Веста (540 км) і Юнона (245 км).

Традиційно назви астероїдам дають їх першовідкривачі згідно з правилами МАС. Спочатку це були імена, пов’язані з міфами, бо намагалися продовжити традицію найменування великих планет. Потім астероїдам стали давати імена видатних людей. Нині, завдяки автоматизації процесу пошуків астероїдів, частота відкриття цих об’єктів суттєво зросла, тому багато з них спершу отримують числово-буквені позначення.

Щодо походження астероїдів існує дві гіпотези. Згідно з однією з них, астероїди — це залишки планети (нині цю гіпотезу вже відхилено), що розкололася внаслідок зіткнення з іншим масивним тілом. Згідно з другою, астероїди — це малі тіла, згруповані в пояс сильним гравітаційним полем гіганта Юпітера. Але в будь-якому разі ці тіла є найдавнішими об’єктами Сонячної системи, і тому їх вивчення допомагає розкрити таємницю походження нашої планетної сім’ї.

Комети — ще один різновид малих тіл. Ті з них, що належать Сонячній системі, обертаються навколо Сонця по дуже витягнутих еліптичних або й параболічних орбітах. Тому вони наближаються до світила і віддаляються на великі відстані. На найдальших відстанях комету важко, а часто й неможливо, спостерігати навіть у найбільші телескопи. Наближаючись до Сонця, комета збільшує свою яскравість на зоряному небі й за певних умов може перетворитися на вражаюче видовище (рис. 15.4.). У давнину це зазвичай лякало людей, бо комети вважали вісниками поганих подій — стихійних явищ, війн, епідемій тощо. Нову, раніше невідому, комету називають прізвищем її відкривача (наприклад, комет Галлея).

Рис. 15.4. Комета Гейла-Боппа на небі Землі.

У комет розрізняють голову й характерний хвіст, що виникає, коли комета наближаються до Сонця. Голова комети складається з невеликого льодяного ядра (див. Додаток 2) з домішками твердих речовин і газової оболонки навколо нього, яке світить відбитим сонячним світлом. Ядра комет зазвичай мають поперечники в кілька кілометрів або в кілька десятків кілометрів, тоді як поперечники світних оболонок (їх називають комою) навколо них можуть сягати діаметра Сонця. Ці світні оболонки виникають під час наближення комети до Сонця. Ядро нагрівається, і його речовина сублімує — переходить з твердого в газоподібний стан. Це відбувається між орбітами Сатурна і Юпітера, але частіше в ділянці поясу астероїдів між Юпітером і Марсом. Кометний хвіст формується під тиском світла й сонячного вітру — речовину коми відкидає у протилежний бік від Сонця. Іноді довжина хвоста комети сягає сотень мільйонів кілометрів. Водночас речовина, з якої складається голова (за винятком ядра) і хвіст комети, надзвичайно розріджена.

Рис. 15.5. Орбіта (а) та будова комети — голова (б), ядро (в), хвіст (г).

Багато нового про комети астрономи дізналися завдяки космічним зондам, які досліджували ці тіла з близької відстані. Уперше космічний апарат наблизився до комети в 1985 р. Тоді вдалося виміряти густину речовини в комі і хвості комети Джикобіні-Циннера. Потім з допомогою космічних зондів «Вега-1», «Вега-2» і «Джотто» (Giotto) вивчали комету Галлея (1986), комету Бореллі (2001, Deep Space 1). У січні 2004 р. зонд Stardust взяв проби речовини коми комети Вільд-2 й відправив їх на Землю. 4 липня 2005 р. космічний апарат Deep Impact вистрелив у ядро комети Темпель-1 мідним снарядом з масою 372 кг, який вибив з поверхні фонтан речовини загальною масою до 10 000 т. З’ясувалося, що комета складається не лише з водяного льоду й пилу (причому пилу було значно більше, ніж води), а ще й з вуглекислого газу, аміаку й органічних сполук.

Але найдокладніші результати вдалося отримати завдяки місії «Розетта» до комети Чурюмова-Герасименко. У листопаді 2014 р. космічний апарат доставив на поверхню ядра комети спусковий модуль з обладнанням для хімічного аналізу, а сам до кінця вересня 2016 р. був її супутником (рис. 15.6). Одна із знахідок «Розетти» — молекулярний кисень О2 в газовій оболонці біля ядра комети. До цього О2 було виявлено в космічному просторі лише двічі (в туманностях), бо ця молекула дуже швидко реагує або з воднем, утворюючи Н2О, або з вуглецем, даючи СО2 (вуглекислий газ).

Рис. 15.6. Космічний зонд «Розетта» (а) і ядро комети Чурюмова-Герасименко (б).

Походження ядер комет поки що лишається таємницею. Але є гіпотеза, згідно з якою, вони походять з хмари Оорта, що лежить на дальній околиці Сонячної системи. Хмару Оорта поділяють на дві складові — внутрішню дископодібну і зовнішню сферичну. Очікувана відстань від Сонця до Хмари Оорта 50 000 — 100 000 а.о., що становить майже чверть відстані до Проксими Кентавра — найближчої зорі до Сонця. Її зовнішня межа визначає гравітаційний кордон Сонячної системи. Хмара Оорта містить величезну кількість об’єктів різних розмірів (до кількох десятків км). Їх загальна маса за грубими оцінками уп’ятеро більша, ніж маса Землі. Зважаючи на відомості про речовину ядер комет, переважна більшість об’єктів хмари Оорта має складатися з льодів летких сполук — води, метану, етану, моноксиду вуглецю, ціаністого водню та аміаку.

1996 р. на орбіті, що пролягає між Марсом і Юпітером, у поясі астероїдів уперше було виявлене незвичне небесне тіло 133P / Elst-Pizarro, яке зовні було схоже на комету, бо мало хвіст із газу й пилу. Пізніше в цій ділянці Сонячної системи виявили ще один такий об’єкт. Це дозволяє говорити про новий клас небесних тіл — кометоподібні астероїди. Імовірно такі тіла містять велику кількість льоду, який випаровується під дією сонячних променів й утворює хвіст.

З’ясовано, що після кількох сотень оборотів навколо Сонця комета втрачає леткі (схильні до випаровування) речовини й перетворюється в темне тіло, схоже на астероїд. Частинки, викинуті з ядра у хвіст комети, довгий час продовжують рухатись тією ж орбітою, що й вона. Іноді, перетинаючи орбіту Землі, вони потрапляють в земну атмосферу й утворюють в небі явище метеорів, відоме в народі як падаючі зорі.

Окрім астероїдів і комет, у Сонячній системі є велика кількість тіл порівняно невеликого розміру (до 50 м), які називають метеороїдами. Вони рухаються в міжпланетному просторі й час до часу проникають в атмосферу Землі, спричиняючи явище метеора. Інколи метеор може бути таким яскравим, що затьмарює собою найяскравіші зорі й навіть планети. Такий метеор називають болідом. Яскравий спалах боліда важко не помітити, на коротку мить він може

освітити нічний пейзаж, як удень. Інколи болід пролітає небом велику відстань, а потім розпадається зі своєрідним шумом на багато дрібних фрагментів, які згорають, не досягаючи поверхні.

Рис. 15.7. Явище метеора (а) та болід (б) на небі Землі.

Метеороїд, що не «згорів» в атмосфері й досяг поверхні Землі, називають метеоритом. Залежно від маси тіла та швидкості, з якою воно входить в атмосферу, внаслідок його падіння може утворитися кратер. Хоча термін «кратер» зазвичай використовують для позначення структури вулканічного походження, в астрономії його застосовують для позначення западин, утворених внаслідок падіння космічних тіл.

На Землі є метеоритні кратери різних розмірів — від кількох метрів до сотень кілометрів у діаметрі. Їх називають астроблемами. Їхня форма залежить від багатьох чинників, як-то: природа поверхні, у якій утворився кратер, фізичні й кінетичні параметри тіла, що впало, і непередбачені геологічні й атмосферні зміни, що відбулися внаслідок цієї події (рис. 15.8).

Рис. 15.8. Астроблеми на поверхні Землі.

Як порівняти з іншими тілами Сонячної системи, наприклад, з Місяцем або Меркурієм, кратерів на земній поверхні дуже мало. Тих, метеоритне походження яких вважають підтвердженим, є до 200, і лише 128 з них лежать на поверхні відкритими, інші ж приховано водами морів, льодовиками й рослинністю. Причин, чому Земля бідна на кратери, дві: наявність

активної атмосфери, що руйнує кратери впродовж геологічного проміжку часу, й активне відновлення ґрунту через вулканічну й тектонічну діяльність.

До найвідоміших земних метеоритних кратерів належить Аризонський кратер поперечником 1200 м (рис. 15.9), який ще називають кратером Баррінджера. Його відкрили 1891 р., а утворився він приблизно 50 000 років тому.

Рис. 15.9. Аризонський кратер.

Є такі кратери й на території України. Наприклад, Бовтиський кратер в Кіровоградській обл. 26 км у діаметрі і 600 м завглибшки віком 65 млн років; Оболонський кратер в Полтавській обл. 20 км у діаметрі й віком у майже 170 млн років або Іллінецька западина у Вінницькій обл. 7 км у діаметрі й віком близько 400 млн років.

Рис. 15.10. Астроблеми на території України.

3. Проблема астероїдної небезпеки. Тепер зрозуміло, що численні кратери (астроблеми), є наслідком бомбардування Землі космічними тілами в далекому минулому.

Окремі науковці вважають, що масове зникнення динозаврів 65 млн років тому пов’язане з падінням велетенського метеорита, внаслідок чого на тривалий час змінився клімат і харчовий ланцюг цих тварин. Кратер Чиксулуб від падіння метеорита, з яким ототожнюють зникнення динозаврів, міститься на півострові Юкатан (Мексика). Дата його утворення збігається з часом зникнення динозаврів наприкінці крейдового періоду. Проте багато палеонтологів вважає, що падіння метеорита, навіть великого розміру, було лише однією з причин цього процесу.

Імовірність того, що астероїд великих розмірів (або комета) зіткнеться з Землею, мала, але вона є. Щоб мінімізувати загрозу катастрофи, яку несе падіння крупного небесного тіла на поверхню планети, нині активно діють системи спостереження за потенційно небезпечними космічними об’єктами. Такими вважають небесні тіла, орбіта яких пролягає на відстані меншій за 0,5 а.о. (близько 8 млн км), з розмірами (орієнтовно) від 30—50 м у поперечнику, падіння яких може спричинити катастрофу регіонального чи глобального масштабу.

Згідно з нинішніми оцінками, нам відомо про менше, ніж 50% потенційно небезпечних космічних об’єктів від загальної їх кількості.

Небезпека, яку можуть спричинити астероїди, є реальною. Чи можна її передбачити? Спостереження за поведінкою малих тіл Сонячної системи вказує на те, що їх рух може змінюватися як під дією випадкових збурень, так і від зіткнень між собою. Це призводить до того, що час до часу такі тіла падають на Сонце чи Юпітер. Прикладом є падіння комети Шумейкерів-Леві-9 на Юпітер 1994 р.

Рис. 15.11. Падіння комети Шумейкерів-Леві-9 на Юпітер 1994 р., зафіксоване Космічним телескопом імені Габбла.

Середня імовірність зіткнення Землі з космічним об’єктом (наприклад, астероїдом чи кометою), залежно від його поперечника, така: тіло діаметром 1 м — кілька разів на рік; 10 м —

один раз на 100 років; 100 м — один раз на 500 років; 1 км — один раз на 10 мільйонів років. Тіло діаметром 5 — 10 км падає на Землю, імовірно, однораз на 25 — 200 млн років, а понад 10 км — однораз на 500 мільйонів років.

Хоча за всю історію існування людства ще жодна людина не була вбита астероїдом або метеоритом, нині на території США і в інших країнах світу діють кілька систем пошуку небезпечних космічних тіл. Найвідоміші з них LINEAR, Space Watch і LONEOS. Розташовані вони на базі великих університетів в Аризоні, на Гавайських островах, у штаті Нью-Мексико та в інших місцях. Кілька обсерваторій з телескопами діаметром від одного до чотирьох метрів повсякчас сканують небесну сферу. Причому діють вони в автоматичному режимі, що не вимагає присутності людини. Телескопи обладнані чутливими цифровими ПЗС-матрицями. Знімки з допомогою комп’ютера тут же порівнюють зі вже наявними, і якщо в тій чи іншій ділянці з’являється нова світна цятка, що зміщується відносно зір, то швидше за все, це і є астероїд. За низкою знімків комп’ютер обчислює його траєкторію й розміри. Назви таким астероїдам надають за назвою системи, яка їх виявила, наприклад, LINEAR і далі цифровий код.

Типова задача

Космічний корабель здійснив посадку на поверхню астероїда діаметром 1 км. Середня густина речовини астероїда р = 2,5 г/см (її значення виражає формула р = 3M/4pR , де М і R — відповідно маса і радіус астероїда). З’ясуйте, чи зможуть астронавти об’їхати астероїд по екватору на всюдиході за 2 години?

Розв’язання: Щоб рухатися по поверхні астероїда, швидкість всюдихода має бути меншою, ніж перша космічна швидкість v (інакше він відірветься від поверхні астероїда). Час обльоту астероїда з цією швидкістю на низькій орбіті становитьВраховуючи, що отримуємоВиразивши R через р, отримуємо:Далі варто пригадати, що період обертання супутника на низькій орбіті навколо Землі, середня густина якої ρ = 5,5 г/см3, становить 1,5 години. Тоді для планети, середня густина якої становить р, отримуємо:За допомогою цього виразу визначимо для астероїда Отже, астронавти на зможуть об’їхати астероїд за 2 години.

Навчальні завдання

• Поясніть, чому тіла поясу Койпера так цікавлять астрономів?

• Намалюйте траєкторії частинок кометного хвоста, починаючи від поверхні ядра, що не обертається навколо осі.

• О котрій годині за місцевим часом комета найвище над горизонтом, якщо у просторі хвіст комети направлений точно на Землю?

Висновки

До складу Сонячної системи належать карликові планети, а також малі тіла (астероїди, комети, метеороїди і міжпланетний пил). У Сонячній системі є пояс астероїдів, пояс Койпера та, імовірно, хмара Оорта. Ядра комет — крижані тіла неправильної форми з домішками частинок твердих речовин і з максимальним розміром у кілька десятків кілометрів. Комети рухаються навколо Сонця по еліптичних орбітах різного ступеня витягнутості. Світні явища метеорів у земній атмосфері породжують дрібні метеорні тіла з масами до кількох грамів, що утворились переважно внаслідок розпаду комет. Метеорні тіла великої маси, що випадають на Землю у вигляді метеоритів, — це уламки твердих тіл, утворені внаслідок зіткнення астероїдів.

Запитання для самоперевірки

1. Що світиться далі від Землі — комети чи метеори?

2. Чим відрізняється форма більшості кометних орбіт від орбіт планетних?

3. Як направлений хвіст комети по відношенню до Сонця? Поясніть.

4. Чому метеорні потоки пов’язують з певними кометами?

5. Астероїди — це зореподібні об’єкти. Як на фотографіях відрізнити зображення астероїдів від зображень зір?

Додаткові та цитовані джерела інформації до § 15

• Пункт «Сонячна система» розділу «Науково-популярні статті» Українського астрономічного порталу. (http://www.astrosvit.in.ua/statti/soniachna-systema)

• Іван Крячко. Пристрасті довкола Плутона.

(http://www.nashenebo.in.ua/index.php/nauka/prystrasti-dovkola-plutona)

• Борисенко С. А. Юджин і Кароліна Шумейкери.

(http://www.astrosvit.in.ua/statti/z-istorii-astronomii/yudzhyn-i-karolina-shumeikery)

Додаток 1

Вплив Юпітера на рух астероїдів

Простір у поясі астероїдів заповнений тілами нерівномірно. Побудувавши діаграму, де вказано їх кількість залежно від відстані від Сонця, у деяких місцях побачимо чіткі провали: астероїди з великими півосями 2,06; 2,50; 2,82; 3,82 а. о. відсутні. Ці провали названо на ім’я американського вченого, що їх виявив, люками Кірквуда. Як з’ясувалось, у цих місцях періоди обертання астероїдів стають співмірними з періодом обертання Юпітера. Ті астероїди, що мають періоди обертання навколо Сонця рівними 1/4, 1/3, 2/5 і 1/2 орбітального періоду гіганта, відчувають на собі дію його гравітаційних сил. Орбіта астероїда розкачується слабким, але багаторазовим гравітаційним впливом планети, виникає резонанс, внаслідок чого астероїд покидає цю ділянку простору.

Додаток 2

Теорія кометних ядер

1950 р. астроном Фред Лоуренс Віппл запропонував теорією кометних ядер, що отримала згодом повне визнання. Її називають моделлю «брудної сніжки». Згідно з цією теорією, кометне ядро — це одна, доволі велика (кілька десятків км в поперечнику), крижана «сніжка» з домішками твердих частинок (розмірами від мікрона до дециметра), вкрита тонкою пиловою оболонкою. До складу ядра входить вода, окис і двоокис вуглецю, ціан, аміак, метан і ще деякі речовини, які при підвищенні температури швидко переходять у газоподібний стан.

«Сніжкову» модель кілька разів модифікували. Але в основі вона зберігає силу до наших днів, бо добре пояснює виникнення коми й формування хвостів. Кометний лід погано проводить тепло, і тому, нагріваючись під сонячними променями, речовина випаровується лише з поверхні ядра. При його обертанні зона сублімації встигає піти з-під прямого освітлення, так що гази залишають ядро під кутом до Сонця. Реактивна тяга, що виникає, також виявляється «скошеною». Вона може і розганяти, і гальмувати ядро — все залежить від характеру його обертання.

Теорія Віппла отримала переконливе підтвердження в 1986 році, коли на побачення з кометою Галлея вирушили п’ять автоматичних космічних станцій. У складі «галлеєвської армади» (так їх тоді називали) були європейський зонд Giotto, радянсько-французька пара «Вега-1» і «Вега-2» і японські Suisei і Sakgake. Giotto пройшов усього в 600 км від ядра і відправив на Землю більше 2000 знімків, зроблених в різних ділянках спектра. На цих фотографіях ядро виглядає чорнішим за сажу, так що пилу в ньому, судячи з усього, набагато

більше, ніж льоду. Уперше були достовірно визначені й лінійні розміри ядра, які виявилися рівними 7,5 х 8,2 х 16 км.

Додаток 3

Туринська шкала

Щоб оцінити потенційну загрозу від зустрічі Землі з космічним тілом професор Массачусетського технологічного інституту Річард П. Бінзел розробив шкалу, яку 1999 р. було ухвалено на симпозіумі Міжнародного астрономічного союзу. 2004 р. її уточнено й доповнено.

Річард П. Бінзел висловився про цю загрозу так: «Вірогідність катастрофи дуже мала, але якщо вона трапиться, наслідки будуть жахливими. За туринською шкалою ми так можемо оцінювати, наскільки небезпечний той чи інший об’єкт, що перетинає орбіту Землі, як за шкалою Ріхтера оцінюємо сейсмічну небезпеку».

Індекс

Рівень загрози

Наслідки

0

Нешкідливо

Імовірність зіткнення нульова. Сюди ж відносять невеликі об’єкти, які згорають в атмосфері Землі.

1

Низький ризик

Звичайний проліт небесного тіла по сусідству з Землею, імовірність зіткнення вкрай низька. Вимагає спостережень.

2

Вимагає уваги астрономів

Імовірність зіткнення дуже низька. Вимагає спостережень.

3

Імовірність зіткнення і локальних руйнувань вища за 1%

Вимагає спостережень. Заслуговує на увагу, якщо зіткнення відбудеться протягом 10 років.

4

Імовірність зіткнення і регіональних руйнувань більша за 1%

Вимагає спостережень. Заслуговує на увагу, якщо зіткнення відбудеться протягом 10 років.

5

Явна загроза

Близький проліт з високою ймовірністю зіткнення й регіональної катастрофи. План дій на рівні уряду, якщо зіткнення відбудеться протягом 10 років.

6

Близький проліт великого тіла з високою ймовірністю зіткнення і глобальної катастрофи

План дій на рівні уряду, якщо зіткнення відбудеться протягом 30 років.

7

Дуже близький проліт великого тіла з високою ймовірністю зіткнення і неминучою глобальною катастрофою

протягом століть

Потрібна міжнародна кооперація.

8

Зіткнення

Викликає локальні руйнування. Відбувається раз в 50—1000 років.

9

Зіткнення

Викликає регіональні руйнування. Відбувається раз в 10—100 тисяч років.

10

Зіткнення

Викликає глобальну кліматичну катастрофу. Відбувається раз в 100 тисяч років або рідше.

Індекс загрози може змінюватися в міру того, як відбувається уточнення траєкторії небесного тіла. Досі індекс 2 не присвоєно жодному відомому нам небесному об’єкту. А більшість із тих, що отримали спершу індекс «1», після додаткових спостережень перейшли на рівень індексу «0».

Складається враження, що ми живемо в паузі між катастрофами, спричиненими падінням на планету астероїда. Хоча дотепер не виявлено жодного великого астероїда, який міг би загрожувати Землі в осяжному майбутньому, статистика, свідчить: колись таке зіткнення має відбутися. Щоб мінімізувати його наслідки, ми зобов’язані продовжувати стеження за навколоземним простором.

За результатами вивчення § 15 Ви маєте:

знати й розуміти

поняття карликова планета, астероїд, комета, метеорне тіло, метеор, метеорний потік, радіант, метеорит; карликові планети; малі тіла Сонячної системи; фізичні характеристики малих тіл Сонячної системи; утворення хвоста комети; природу світіння метеорів; відомі комети та метеорні потоки; суть астероїдної небезпеки для Землі; окремі кратери та астроблем на поверхні Землі; дослідження карликових планет і малих тіл Сонячної системи з допомогою космічних апаратів; окремі космічні місії до астероїдів і комет.

уміти

розв’язувати задачі на розрахунки відстаней до астероїдів та визначення їх мас.

оцінювати

значення вивчення карликових планет і малих тіл Сонячної системи для природничих наук.




Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити