јстроном≥¤, ав≥ац≥¤, космонавтика > ћал≥ т≥ла —он¤чноњ системи

ћал≥ т≥ла —он¤чноњ системи

1. јстероњди. ћал≥ планети, або астероњди, здеб≥льшого обертаютьс¤ м≥ж орб≥тами ћарса ≥ ёп≥тера й невидим≥ неозброЇ≠ним оком. ѕершу малу планету в≥дкрито в 1801 р., ≥ за тради≠ц≥Їю њњ назвали одним з ≥мен греко-римськоњ м≥фолог≥њ Ч ÷ерера. Ќезабаром було знайдено й ≥нш≥ мал≥ планети, назван≥ ѕалладою, ¬естою ≥ ёноною. «астосовуючи фотограф≥ю, почали в≥дкривати дедал≥ слабш≥ астероњди. ” наш час в≥домо понад 3000 астероњд≥в. ѕрот¤гом м≥ль¤рд≥в рок≥в астероњди час в≥д часу стикаютьс¤ один з одним.

Ќа цю думку наводить те, що р¤д астероњд≥в маЇ не кул¤сту, а неправильну форму. —умарна маса астероњд≥в оц≥нюЇтьс¤ лише ¤к 0,1 маси «емл≥.

Ќай¤скрав≥ший астероњд Ч ¬еста не буваЇ ¤скрав≥шим в≥д 6-њ зор¤ноњ величини. Ќайб≥льший астероњд Ч ÷ерера. …ого д≥а≠метр близько 800 км, ≥ за орб≥тою ћарса нав≥ть у найсиль-н≥ш≥ телескопи на такому малому диску н≥чого не можна побачити. ƒ≥аметр найменших в≥домих астероњд≥в становить лише близько к≥лометра (мал. 56). «вичайно, астероњди не мають атмосфери. Ќа неб≥ мал≥ планети схож≥ на зор≥, тому њх назвали астероњдами, що в переклад≥ з давньогрецькоњ означаЇ Ђзорепод≥бн≥ї. як ≥ дл¤ планет, дл¤ них характерне петлепод≥бне перем≥щенн¤ на фон≥ зор¤ного неба. ќрб≥ти де¤ких астероњд≥в мають незвичайно велик≥ ексцентриситети. ¬насл≥док цього в перигел≥њ астероњди п≥дход¤ть до —онц¤ ближче, н≥ж ћарс ≥ «емл¤, а ≤кар Ч ближче, н≥ж ћеркур≥й (мал. 57). ” 1968 р. ≤кар наблизивс¤ до «емл≥ на в≥дстань менш ¤к 10 млн. к≥лометр≥в, але його зовс≥м незначне прит¤ганн¤ н≥¤к не вплинуло на «емлю. „асом близько п≥дхо≠д¤ть до «емл≥ √ермес, ≈рот та ≥нш≥ мал≥ планети.

Ќов≥ астероњди в≥дкривають щороку. ѕершов≥дкривач маЇ переважне право вибрати назву в≥дкритоњ ним планети. ” наш час найчаст≥ше астероњдам присвоюють ≥мена в≥домих учених, героњв, д≥¤ч≥в науки ≥ мистецтва. “ак, у 1978 р. було в≥дкрито астероњд, ¤кий д≥став згодом ≥м'¤ ¬оронвел≥¤ на честь автора цього п≥дручника.

2. Ѕол≥ди ≥ метеорити. Ѕол≥дом називаЇтьс¤ досить р≥д≠к≥сне ¤вище Ч летюча по небу вогненна кул¤ (мал. 58). ÷е ¤вище спричин¤Їтьс¤ вторгненн¤м у щ≥льн≥ шари атмосфери великих твердих частинок, ¤к≥ називають метеорними т≥лами. –ухаючись в атмосфер≥, частинка нагр≥ваЇтьс¤ внасл≥док гальму-

ванн¤, ≥ навколо нењ утворюЇтьс¤ обширна св≥тна оболонка з роз≠жарених газ≥в. Ѕол≥ди часто мають пом≥тний кутовий д≥аметр, ≥ њх видно нав≥ть удень. ћарнов≥рн≥ люди вважали так≥ вогненн≥ кул≥ л≥таючими драконами з вогнедишною пащею. ¬≥д сильного опору пов≥тр¤ метеорне т≥ло нер≥дко розколюЇтьс¤ ≥ з гуркотом па≠даЇ на «емлю у вигл¤д≥ осколк≥в. –ештки метеорних т≥л, що впали на «емлю, називаютьс¤ метеоритами.

ћетеорне т≥ло невеликих розм≥р≥в ≥нод≥ повн≥стю випаровуЇ≠тьс¤ в атмосфер≥ «емл≥. «деб≥льшого його маса за час польоту дуже зменшуЇтьс¤ й до «емл≥ дол≥тають т≥льки рештки, ¤к≥ звичайно встигають охолонути, коли косм≥чну швидк≥сть пога≠сив оп≥р пов≥тр¤. ≤нод≥ випадаЇ нав≥ть метеоритний дощ. ѕ≥д час польоту метеорити обплавл¤ютьс¤ й покриваютьс¤ чорною к≥рочкою. ќдин такий Ђчорний кам≥ньї у ћецц≥ вмурований у ст≥ну храму ≥ Ї предметом рел≥г≥йного поклон≥нн¤.

¬≥домо три види метеорит≥в: кам'¤н≥, зал≥зн≥ (мал. 59) та зал≥зо-кам'¤н≥. ≤нод≥ метеорити знаход¤ть через багато рок≥в п≥сл¤ њхнього пад≥нн¤. ќсобливо багато знайдено зал≥зних метеорит≥в. ¬ —–—– метеорит Ї власн≥стю держави й п≥дл¤гаЇ здаванню у нау≠ков≥ заклади дл¤ вивченн¤. «а вм≥стом рад≥оактивних елемент≥в ≥ свинцю визначають в≥к метеорит≥в. ¬≥н р≥зний, а найстар≥ш≥ метеорити мають в≥к 4,5 млрд. рок≥в.

ƒе¤к≥ дуже велик≥ метеорити при велик≥й швидкост≥ пад≥нн¤ вибухають ≥ утворюють метеоритн≥ кратери, ¤к≥ нагадують м≥≠с¤чн≥. Ќайб≥льший з ви¤влених кратер≥в знаходитьс¤ в јр≥зон≥ в —Ўј (мал. 60). …ого д≥аметр 1200 м ≥ глибина 200 м. ÷ей кратер виник, очевидно, близько 5000 рок≥в тому. «найдено сл≥ди ще б≥льших ≥ давн≥ших метеоритних кратер≥в. ”с≥ метеорити Ч це члени —он¤чноњ системи.

ќск≥льки в≥дкрито чимало невеликих астероњд≥в, ¤к≥ перетина≠ють орб≥ту ћарса, можна гадати, що метеорити Ч це осколки астероњд≥в з орб≥тами, ¤к≥ пе≠ретинають орб≥ту «емл≥. —труктура де¤ких метеорит≥в св≥дчить про те, що на них впливали висок≥ температури й тиски, отже, метеорити могли ≥снувати в надрах зруйнованоњ планети або ве≠ликого астероњда.

” склад≥ метеорит≥в ви¤в≠лено значно менше† м≥нера≠л≥в,† н≥ж† у† земних† г≥рських породах.††† ÷円 св≥дчить†† про прим≥тивний характер метео≠ритноњ речовини. ќднак бага≠то м≥нерал≥в, що вход¤ть до складу метеорит≥в, не зустр≥≠чаютьс¤† на «емл≥.† Ќаприк≠лад, б≥льш≥сть кам'¤них метеорит≥в м≥стить округл≥ зерна Ч хонд≠ри, х≥м≥чний склад ¤ких майже такий самий, ¤к у —онц¤. ÷¤ най≠давн≥ша речовина даЇ в≥домост≥ про початковий етап формуванн¤ планет —он¤чноњ системи.

3.  омети, њх в≥дкритт¤ ≥ рух. ѕеребуваючи в простор≥ да≠леко в≥д —онц¤, комети мають вигл¤д дуже слабких, розмитих, св≥тлих пл¤м з ¤дром у центр≥. —тають дуже ¤скравими й утво≠рюють хвости лише т≥ комети, ¤к≥ проход¤ть пор≥вн¤но близько в≥д —онц¤. ¬игл¤д комети ≥з «емл≥ залежить також од в≥дстан≥ до нењ, кутовоњ в≥дстан≥ в≥д —онц¤, св≥тла ћ≥с¤ц¤ тощо. ¬елик≥ комети Ч туманн≥ утворенн¤ з довгим бл≥дим хвостом Ч вважа≠лис¤ пров≥сниками вс≥л¤ких б≥д, воЇн ≥ т. ≥н. ўе в 1910 р. в цар≠ськ≥й –ос≥њ служили молебн≥, щоб в≥двести Ђбожий гн≥в в образ≥ кометиї. Х

”перше ≤. Ќьютон обчислив орб≥ту комети, спостер≥гаючи њњ перем≥щенн¤ на фон≥ з≥р, ≥ переконавс¤, що вона, под≥бно до планет, рухалас¤ в —он¤чн≥й систем≥ п≥д д≥Їю т¤ж≥нн¤ —онц¤. …ого сучасник, англ≥йський учений ≈. √ал лей (1656Ч1742), обчисливши орб≥ти к≥лькох комет, висловив припущенн¤, що в 1531, 1607 ≥ 1682 рр. спостер≥галась одна й та сама комета, ¤ка пер≥одично повертаЇтьс¤ до —онц¤, ≥ вперше передбачив њњ по¤ву. ” 1758 р., ¤к ≥ передбачив √аллей (через 16 рок≥в п≥сл¤ його смерт≥), вона справд≥ з'¤вилас¤ ≥ д≥стала назву комети √ал ле¤. ¬ афел≥њ вона виходить за орб≥ту Ќептуна (мал. 61) ≥ через 75Ч76 рок≥в знову повертаЇтьс¤ до «емл≥ ≥ —онц¤. ” 1986 р. комета √алле¤ також пройшла на найкоротш≥й в≥дстан≥ в≥д —онц¤. Ќа зустр≥ч з нею вперше було направлено автоматичн≥ м≥жпланетн≥ станц≥њ з науковою апаратурою.

 омета √алле¤ належить до пер≥одичних комет. Ќин≥ в≥домо багато короткопер≥одичних комет з пер≥одами обертанн¤ в≥д трьох (комета ≈нке) до дес¤ти рок≥в, њхн≥ афел≥њ знаход¤тьс¤

б≥л¤ орб≥ти ёп≥тера. Ќабли≠женн¤ комет до «емл≥ та њхн≥й майбутн≥й видимий шл¤х по небу обчислюють заздалег≥дь з великою точн≥стю. –азом з тим Ї комети, ¤к≥ рухаютьс¤ по дуже вит¤гнутих орб≥тах з великими пер≥одами обертанн¤. ћи бере≠мо њхн≥ орб≥ти за параболи, хоч насправд≥ вони, очевидно, Ї ду≠же вит¤гнутими ел≥псами, але в≥др≥знити ц≥ крив≥, знаючи т≥льки малий в≥др≥зок шл¤ху комет поблизу «емл≥ ≥ —онц¤, нелегко. Ѕ≥льш≥сть комет не мають хвоста ≥ видно њх т≥льки в телескоп.

ўороку з'¤вл¤ютьс¤ в≥домост≥ про в≥дкритт¤ к≥лькох нев≥≠домих ран≥ше комет, ¤ким дають назву за пр≥звищем ученого, що њх в≥дкрив. ƒо каталог≥в занесено близько тис¤ч≥ комет, ¤к≥ спостер≥галис¤.

4. ‘≥зична природа комет. ћаленьке ¤дро д≥аметром к≥лька к≥лометр≥в Ч Їдина тверда частина комети, ≥ в ньому практично зосереджена вс¤ њњ маса. ћаса комет надто мала й зовс≥м не впливаЇ на рух планет. ј планети спричин¤ють велик≥ збу≠ренн¤ в рус≥ комет.

†

ядро комети, очевидно, складаЇтьс¤ ≥з сум≥ш≥ пилинок, твер≠дих грудочок речовини й замерзлих газ≥в, таких, ¤к вуглекислий газ, ам≥ак, метан. « наближенн¤м комети до —онц¤ ¤дро про≠гр≥ваЇтьс¤ ≥ з нього вид≥л¤ютьс¤ гази й пил. ¬они утворюють газову оболонку Ч голову комети. √аз ≥ пил, що вход¤ть до складу голови, п≥д д≥Їю тиску сон¤чного випром≥нюванн¤ ≥ кор≠пускул¤рних поток≥в утворюють хв≥ст комети, завжди спр¤≠мований у протилежний в≥д —онц¤ б≥к (мал. 62).

„им ближче до —онц¤ п≥дходить комета, тим вона ¤скрав≥ша ≥ тим довший њњ хв≥ст внасл≥док њњ опром≥нюванн¤ та ≥нтенсив≠ного вид≥ленн¤ газ≥в. Ќайчаст≥ше в≥н пр¤мий, тонкий, струмени≠стий. ” великих ≥ ¤скравих комет ≥нод≥ спостер≥гаЇтьс¤ широкий, вигнутий в≥¤лом хв≥ст (мал. 63). ƒе¤к≥ хвости дос¤гають у дов≠жину в≥дстан≥ в≥д «емл≥ до —онц¤, а голова комети Ч розм≥р≥в —онц¤. « в≥ддаленн¤м в≥д —онц¤ вигл¤д ≥ ¤скрав≥сть зм≥нюютьс¤ у зворотному пор¤дку ≥ комета зникаЇ з пол¤ зору, дос¤гнувши орб≥ти ёп≥тера.

—пектр голови ≥ хвоста комети маЇ звичайно ¤скрав≥ смути. јнал≥з його показуЇ, що голова комети складаЇтьс¤ в основному з пари вуглецю й ц≥ану, а до складу њњ хвоста вход¤ть ≥он≥зо≠ван≥ молекули оксиду вуглецю (II) (чадного газу). —пектр ¤дра комети Ї коп≥Їю сон¤чного спектра, тобто ¤дро св≥титьс¤ в≥дбитим сон¤чним св≥тлом. √олова ≥ хв≥ст св≥т¤тьс¤ холодним св≥тлом, поглинаючи ≥ пот≥м перевипром≥нюючи сон¤чну енерг≥ю (це р≥зно≠вид флуоресценц≥њ). Ќа в≥дстан≥ «емл≥ в≥д —онц¤ комета не га≠р¤ч≥ша, н≥ж «емл¤.

¬идатний рос≥йський учений ‘. ќ. Ѕред≥х≥н (1831 Ч1904) розробив спос≥б визначенн¤ за кривизною хвоста сили, що д≥Ї на його частинки. ¬≥н класиф≥кував кометн≥ хвости ≥ по¤снив р¤д спостережуваних у них ¤вищ на основ≥ закон≥в механ≥ки

й ф≥зики. ¬ останн≥ роки з'¤су≠вали, що рух газ≥в у пр¤мих хвостах та злами в них спричи≠нен≥ взаЇмод≥Їю ≥он≥зованих мо≠лекул газ≥в хвоста з потоком частинок (корпускул), ¤кий нал≥таЇ на них в≥д —онц¤ ≥ ¤кий називаЇтьс¤ сон¤чним в ≥ т-р о м. ƒ≥¤ сон¤чного в≥тру на ≥они кометного хвоста переви≠щуЇ прит¤ганн¤ њх —онцем у тис¤ч≥ раз≥в. ѕосиленн¤ корот≠кохвильовоњ рад≥ац≥њ —онц¤ ≥ корпускул¤рних поток≥в викли≠каЇ раптов≥ спалахи ¤скравост≥ комет.

1	2

Ќазва: ћал≥ т≥ла —он¤чноњ системи
ƒата публ≥кац≥њ: 2004-12-27 (2504 прочитано)