Распределение в пространстве и происхождение

Почти параболические кометы. К этому классу относятся многие кометы. Поскольку их периоды обращения составляют миллионы лет, в течение века в окрестности Солнца появляется лишь одна десятитысячная их часть. В 20 в. наблюдалось ок. 250 таких комет; следовательно, всего их миллионы. К тому же далеко не все кометы приближаются к Солнцу настолько, чтобы стать видимыми: если перигелий (ближайшая к Солнцу точка) орбиты кометы лежит за орбитой Юпитера, то заметить ее практически невозможно.

Учитывая это, в 1950 Ян Оорт предположил, что пространство вокруг Солнца на расстоянии 20–100 тыс. а.е. (астрономических единиц: 1 а.е. = 150 млн. км, расстояние от Земли до Солнца) заполнено ядрами комет, численность которых оценивается в 10¹², а полная масса – в 1–100 масс Земли. Внешняя граница «кометного облака» Оорта определяется тем, что на этом расстоянии от Солнца на движение комет существенно влияет притяжение соседних звезд и других массивных объектов (см. ниже). Звезды перемещаются относительно Солнца, их возмущающее влияние на кометы изменяется, и это приводит к эволюции кометных орбит. Так, случайно комета может оказаться на орбите, проходящей вблизи Солнца, но на следующем обороте ее орбита немного изменится, и комета пройдет вдали от Солнца. Однако вместо нее из облака Оорта в окрестность Солнца будут постоянно попадать «новые» кометы.

Короткопериодические кометы. При прохождении кометы вблизи Солнца ее ядро нагревается, и льды испаряются, образуя газовые кому и хвост. После нескольких сотен или тысяч таких пролетов в ядре не остается легкоплавких веществ, и оно перестает быть видимым. Для регулярно сближающихся с Солнцем короткопериодических комет это означает, что менее чем за миллион лет их популяция должна стать невидимой. Но мы их наблюдаем, следовательно, постоянно поступает пополнение из «свежих» комет.

Пополнение короткопериодических комет происходит в результате их «захвата» планетами, главным образом Юпитером. Ранее считалось, что захватываются кометы из числа долгопериодических, приходящих из облака Оорта, но теперь полагают, что их источником служит кометный диск, называемый «внутренним облаком Оорта». В принципе представление об облаке Оорта не изменилось, однако расчеты показали, что приливное влияние Галактики и воздействие массивных облаков межзвездного газа должны довольно быстро его разрушать. Необходим источник его пополнения. Таким источником теперь считают внутреннее облако Оорта, значительно более устойчивое к приливному влиянию и содержащее на порядок больше комет, чем предсказанное Оортом внешнее облако. После каждого сближения Солнечной системы с массивным межзвездным облаком кометы из внешнего облака Оорта разлетаются в межзвездное пространство, а им на смену приходят кометы из внутреннего облака.

Переход кометы с почти параболической орбиты на короткопериодическую происходит в том случае, если она догоняет планету сзади. Обычно для захвата кометы на новую орбиту требуется несколько ее проходов через планетную систему. Результирующая орбита кометы, как правило, имеет небольшое наклонение и большой эксцентриситет. Комета движется по ней в прямом направлении, и афелий ее орбиты (наиболее удаленная от Солнца точка) лежит вблизи орбиты захватившей ее планеты. Эти теоретические соображения полностью подтверждаются статистикой кометных орбит.

Негравитационные силы. Газообразные продукты сублимации оказывают реактивное давление на ядро кометы (подобное отдаче ружья при выстреле), которое приводит к эволюции орбиты. Наиболее активный отток газа происходит с нагретой «послеполуденной» стороны ядра. Поэтому направление силы давления на ядро не совпадает с направлением солнечных лучей и солнечного тяготения. Если осевое вращение ядра и его орбитальное обращение происходят в одном направлении, то давление газа в целом ускоряет движение ядра, приводя к увеличению орбиты. Если же вращение и обращение происходят в противоположных направлениях, то движение кометы тормозится, и орбита сокращается. Если такая комета первоначально была захвачена Юпитером, то через некоторое время ее орбита целиком оказывается в области внутренних планет. Вероятно, именно это случилось с кометой Энке.

Кометы, задевающие Солнце. Особую группу короткопериодических комет составляют кометы, «задевающие» Солнце. Вероятно, они образовались тысячелетия назад в результате приливного разрушения крупного, не менее 100 км в диаметре, ядра. После первого катастрофического сближения с Солнцем фрагменты ядра совершили ок. 150 оборотов, продолжая распадаться на части. Двенадцать членов этого семейства комет Крейца наблюдались между 1843 и 1984. Возможно, их происхождение связано с большой кометой, которую видел Аристотель в 371 до н.э.

Комета Галлея. Это самая знаменитая из всех комет. Она наблюдалась 30 раз с 239 до н.э. Названа в честь Э.Галлея, который после появления кометы в 1682 рассчитал ее орбиту и предсказал ее возвращение в 1758. Орбитальный период кометы Галлея – 76 лет; последний раз она появилась в 1986 и в следующий раз будет наблюдаться в 2061. В 1986 ее изучали с близкого расстояния 5 межпланетных зондов – два японских («Сакигаке» и «Суйсей»), два советских («Вега-1» и «Вега-2») и один европейский («Джотто»). Оказалось, что ядро кометы имеет картофелеобразную форму длиной ок. 15 км и шириной ок. 8 км, а его поверхность «чернее угля».Возможно, оно покрыто слоем органических соединений, например полимеризованного формальдегида. Количество пыли вблизи ядра оказалось значительно выше ожидаемого.

Комета Энке. Эта тусклая комета была первой включена в семейство комет Юпитера. Ее период 3,29 года – наиболее короткий среди комет. Орбиту впервые вычислил в 1819 немецкий астроном И.Энке (1791–1865), отождествивший ее с кометами, наблюдавшимися в 1786, 1795 и 1805. Комета Энке ответственна за метеорный поток Тауриды, наблюдающийся ежегодно в октябре и ноябре.

Комета Джакобини – Циннера. Эту комету открыл М.Джакобини в 1900 и переоткрыл Э.Циннер в 1913. Ее период 6,59 лет. Именно с ней 11 сентября 1985 впервые сблизился космический зонд «International Cometary Explorer», который прошел через хвост кометы на расстоянии 7800 км от ядра, благодаря чему были получены данные о плазменной компоненте хвоста. С этой кометой связан метеорный поток Джакобиниды (Дракониды).

Ядро. Все проявления кометы так или иначе связаны с ядром. Уиппл предположил, что ядро кометы является сплошным телом, состоящим в основном из водяного льда с частицами пыли. Такая модель «грязного снежка» легко объясняет многократные пролеты комет вблизи Солнца: при каждом пролете испаряется тонкий поверхностный слой (0,1–1% полной массы) и сохраняется внутренняя часть ядра. Возможно, ядро является конгломератом нескольких «кометезималей», каждая не более километра в диаметре. Такая структура могла бы объяснить распад ядер на части, как это наблюдалось у кометы Биелы в1845 или у кометы Веста в 1976.

Блеск. Наблюдаемый блеск освещенного Солнцем небесного тела с неизменной поверхностью меняется обратно пропорционально квадратам его расстояний от наблюдателя и от Солнца. Однако солнечный свет рассеивается в основном газопылевой оболочкой кометы, эффективная площадь которой зависит от скорости сублимации льда, а та, в свою очередь, – от теплового потока, падающего на ядро, который сам изменяется обратно пропорционально квадрату расстояния до Солнца. Поэтому блеск кометы должен меняться обратно пропорционально четвертой степени расстояния до Солнца, что и подтверждают наблюдения.

Размер ядра. Размер ядра кометы можно оценить из наблюдений в то время, когда оно далеко от Солнца и не окутано газопылевой оболочкой. В этом случае свет отражается только твердой поверхностью ядра, и его видимый блеск зависит от площади сечения и коэффициента отражения (альбедо). У ядра кометы Галлея альбедо оказалось очень низким – ок. 3%. Если это характерно и для других ядер, то диаметры большинства из них лежат в диапазоне от 0,5 до 25 км.

Сублимация. Переход вещества из твердого состояния в газообразное важен для физики комет. Измерения яркости и спектров излучения комет показали, что плавление основных льдов начинается на расстоянии 2,5–3,0 а.е., как должно быть, если лед в основном водяной. Это подтвердилось при изучении комет Галлея и Джакобини – Циннера. Газы, наблюдающиеся первыми при сближении кометы с Солнцем (CN, C₂), вероятно, растворены в водяном льде и образуют газовые гидраты (клатраты). Каким образом этот «составной» лед будет сублимироваться, в значительной степени зависит от термодинамических свойств водяного льда. Сублимация пыле-ледяной смеси происходит в несколько этапов. Потоки газа и подхваченные ими мелкие и пушистые пылинки покидают ядро, поскольку притяжение у его поверхности крайне слабое. Но плотные или скрепленные между собой тяжелые пылинки газовый поток не уносит, и формируется пылевая кора. Затем солнечные лучи нагревают пылевой слой, тепло проходит внутрь, лед сублимируется, и газовые потоки прорываются, ломая пылевую кору. Эти эффекты проявились при наблюдении кометы Галлея в 1986: сублимация и отток газа происходили лишь в нескольких областях ядра кометы, освещенных Солнцем. Вероятно, в этих областях обнажился лед, тогда как остальная поверхность была закрыта корой. Вырвавшиеся на свободу газ и пыль формируют наблюдаемые структуры вокруг ядра кометы.

Кома. Пылинки и газ из нейтральных молекул (табл. 1) образуют почти сферическую кому кометы. Обычно кома тянется от 100 тыс. до 1 млн. км от ядра. Давление света может деформировать кому, вытянув ее в антисолнечном направлении.

Водородная корона. Поскольку льды ядра в основном водяные, то и кома в основном содержит молекулы H₂O. Фотодиссоциация разрушает H₂O на H и OH, а затем OH – на O и H. Быстрые атомы водорода улетают далеко от ядра прежде чем оказываются ионизованными, и образуют корону, видимый размер которой часто превосходит солнечный диск.

Хвост и сопутствующие явления. Хвост кометы может состоять из молекулярной плазмы или пыли. Некоторые кометы имеют хвосты обоих типов.

Пылевой хвост обычно однородный и тянется на миллионы и десятки миллионов километров. Он образован пылинками, отброшенными давлением солнечного света от ядра в антисолнечном направлении, и имеет желтоватый цвет, поскольку пылинки просто рассеивают солнечный свет. Структуры пылевого хвоста могут объясняться неравномерным извержением пыли из ядра или разрушением пылинок.

Плазменный хвост в десятки и даже сотни миллионов километров длиной – это видимое проявление сложного взаимодействия между кометой и солнечным ветром. Некоторые покинувшие ядро молекулы ионизуются солнечным излучением, образуя молекулярные ионы (H₂O⁺, OH⁺, CO⁺, CO₂⁺) и электроны. Эта плазма препятствует движению солнечного ветра, пронизанного магнитным полем. Наталкиваясь на комету, силовые линии поля оборачиваются вокруг нее, принимая форму шпильки для волос и образуя две области противоположной полярности. Молекулярные ионы захватываются в эту магнитную структуру и образуют в центральной, наиболее плотной ее части видимый плазменный хвост, имеющий голубой цвет из-за спектральных полос CO⁺. Роль солнечного ветра в формировании плазменных хвостов установили Л.Бирман и Х.Альвен в 1950-х годах. Их расчеты подтвердили измерения с космических аппаратов, пролетевших через хвосты комет Джакобини – Циннера и Галлея в 1985 и 1986.

В плазменном хвосте происходят и другие явления взаимодействия с солнечным ветром, налетающим на комету со скоростью ок. 400 км/с и образующим перед ней ударную волну, в которой уплотняется вещество ветра и головы кометы. Существенную роль играет процесс «захвата»; суть его в том, что нейтральные молекулы кометы свободно проникают в поток солнечного ветра, но сразу после ионизации начинают активно взаимодействовать с магнитным полем и ускоряются до значительных энергий. Правда, иногда наблюдаются весьма энергичные молекулярные ионы, необъяснимые с точки зрения указанного механизма. Процесс захвата возбуждает также плазменные волны в гигантском объеме пространства вокруг ядра. Наблюдение этих явлений имеет фундаментальный интерес для физики плазмы.

Замечательное зрелище представляет «обрыв хвоста». Как известно, в нормальном состоянии плазменный хвост связан с головой кометы магнитным полем. Однако нередко хвост отрывается от головы и отстает, а на его месте образуется новый. Это случается, когда комета проходит через границу областей солнечного ветра с противоположно направленным магнитным полем. В этот момент магнитная структура хвоста перестраивается, что выглядит как обрыв и формирование нового хвоста. Сложная топология магнитного поля приводит к ускорению заряженных частиц; возможно, этим объясняется появление упомянутых выше быстрых ионов.

Столкновения в Солнечной системе. Из наблюдаемого количества и орбитальных параметров комет Э.Эпик вычислил вероятность столкновения с ядрами комет различного размера (табл. 8). В среднем 1 раз за 1,5 млрд. лет Земля имеет шанс столкнуться с ядром диаметром 17 км, а это может полностью уничтожить жизнь на территории, равной площади Северной Америки. За 4,5 млрд. лет истории Земли такое могло случаться неоднократно. Гораздо чаще происходят катастрофы меньшего масштаба: в 1908 над Сибирью, вероятно, вошло в атмосферу и взорвалось ядро небольшой кометы, вызвав полегание леса на большой территории.

 

Таблица 8. СТОЛКНОВЕНИЯ ЗЕМЛИ С ЯДРАМИ КОМЕТ

Диаметр ядра, км	0,5–1	1–2	2–4	4–8	8–17	>17
Средний интервал между столкновениями, млн. лет	1,3	5,6

АСТЕРОИД, или малая планета, сравнительно небольшое каменистое небесное тело, множество которых обращается вокруг Солнца в основном между орбитами Марса и Юпитера; иногда они заходят и внутрь орбиты Земли. Астероиды и кометы – это остатки того вещества, из которого 4,5 млрд. лет назад сформировались большие планеты.

Первый астероид, Церера, был обнаружен в 1801; с тех пор их постоянно ищут, и регулярно открывают новые; в конце 20 в. число астероидов с известными орбитами приблизилось к 10 000.

 

.

Подавляющая часть астероидов населяет пояс астероидов, лежащий за орбитой Марса и образующий тор, плотность которого спадает за расстоянием от Солнца 3,2 астрономической единицы (а.е.), на котором орбитальный период вдвое меньше периода Юпитера. На некоторых расстояниях, где орбитальный период находится в простом отношении с периодом Юпитера, астероидов тоже почти нет: их движение там неустойчиво из-за регулярных возмущений, вызываемых Юпитером. Эти области называют окнами или люками Кирквуда. Обычно орбиты астероидов умеренно вытянуты и наклонены к плоскости эклиптики. По схожести орбит большинство астероидов распадается на две дюжины семейств, происхождение которых, вероятно, связано с соударением и дроблением крупных первобытных астероидов.

За пределом 3,2 а.е. астероиды также встречаются. Некоторые из них входят в группу Троянцев и движутся точно по орбите Юпитера двумя «стаями» – одна на 60° впереди по движению планеты, а другая на 60° позади. Точное количество этих астероидов неизвестно, поскольку они очень темны и удалены от Земли и Солнца; пока открыты немногие из них. Мелкие астероиды удается заметить лишь вблизи Земли. Около 2000 из них размером более 1 км регулярно пересекают орбиту Земли. В прошлом им подобные наверняка соударялись с Землей. Подозревают, например, что падение на Землю 10-километрового астероида привело 65 млн. лет назад к катастрофе, закончившейся исчезновением более половины биологических видов, в том числе динозавров. Пролетающие мимо Земли астероиды являются обломками более крупных астероидов, населяющих основной пояс, либо ядрами комет после полного испарения льдов с их поверхности. Движение астероидов по траекториям, пересекающим орбиты планет, не может продолжаться долго: за время порядка 10–100 млн. лет они испытают сближение с планетой, в результате которого упадут на ее поверхность или на Солнце, либо будут выброшены на периферию Солнечной системы.

Поскольку астероиды очень малы и далеки от Земли, с помощью крупных телескопов удается измерять лишь переменность отраженного ими солнечного света и его спектральные характеристики. Примерно у 2000 астероидов измерены оптические свойства поверхности и период вращения вокруг оси, оценены размер и форма. Крупнейший из астероидов Церера чуть менее 1000 км диаметром, несколько десятков имеют диаметр более 100 км, размеры остальных лежат в широком диапазоне, вероятно, вплоть до размеров метеоритов. В последнее время создаются автоматизированные телескопы для непрерывного поиска астероидов, которые позволят в начале 21 в. обнаружить все астероиды диаметром более 1 км.

По спектральным характеристикам отраженного света астероиды объединяют в несколько типов, близких к типам метеоритов, что неудивительно, ибо происхождение почти всех метеоритов связано с астероидами (за исключением немногих, прилетевших с Луны и Марса). Однако нет астероидов типа обыкновенных хондритов – наиболее многочисленных метеоритов, близких по составу к планетам земной группы. Вероятная причина этого в том, что под влиянием солнечного излучения и микрометеоритной бомбардировки поверхность астероидов, близких по структуре и составу к обыкновенным хондритам, изменила цвет и стала умеренно отражающей свет поверхностью типа S, в спектре которой присутствуют полосы поглощения силикатных минералов оливина и пироксена.

Радиолокационные измерения очень полезны для определения орбит астероидов и их физической природы. Например, они показали, что приближавшиеся к Земле мелкие астероиды иногда представляют собой двойные (или более сложные) объекты, что объясняет существование двойных кратеров на Марсе, Земле и других крупных небесных телах. Поскольку металлы особенно хорошо отражают радиоволны, с помощью радиолокаторов удалось обнаружить несколько астероидов железо-никелевого состава.

Американский межпланетный аппарат «Галилео», посланный к Юпитеру, пролетел вблизи двух астероидов типа S, получил их детальные изображения и данные о поверхности. 29 октября 1991 он сблизился с астероидом 951 Гаспра и обнаружил, что это тело неправильной формы размером 19ґ12 км с сильно кратерированной и изрезанной поверхностью. Пролетев 28 августа 1993 мимо астероида 243 Ида размером 58ґ23 км, аппарат открыл у него маленький спутник, названный Дактилем. Это первый случай обнаружения спутника у астероида.

Определив орбиту Дактиля, астрономы смогли на основании третьего закона Кеплера вычислить массу Иды и ее среднюю плотность, которая оказалась значительно меньше, чем у железо-каменных метеоритов, считающихся аналогами астероидов типа S, и даже меньше, чем у обычных каменных пород. Цвет различных участков Иды коррелирует с их относительным возрастом (чем старше поверхность, тем она краснее); это указывает, что Ида может иметь хондритный состав, но в результате эрозии ее поверхность покраснела и сделалась похожей на астероиды типа S. Дактиль и выбросы из молодых кратеров на Иде цветом больше похожи на обыкновенные хондриты, чем старая поверхность Иды.

Другие астероиды совсем не похожи на обыкновенные хондриты. Например, 4 Веста покрыта базальтовыми породами, т.е. застывшей лавой; значит, в ее эволюции была эпоха разогрева, плавления и дифференциации вещества (эпоха формирования ядра). Вдоль орбиты Весты движется множество мелких астероидов базальтового состава; вероятно, они были выброшены с нее в результате мощного удара. Железные, железо-каменные и дунитные метеориты представляют собой внутренние части расплавленного и подвергшегося дифференциации небесного тела, подобного Весте, но полностью разрушенного многочисленными ударами.

 

Большинство астероидов быстро вращается, с периодом в несколько часов. У некоторых периоды вращения измеряются неделями, причиной чему, вероятно, стало редкое сочетание взаимных ударов. Исследовать один из загадочных медленно вращающихся (период 17 сут) астероидов 253 Матильда с темной углистой поверхностью типа C удалось в 1997 аппарату NEAR (программа Near Earth Asteroid Rendezvous, Свидание с околоземным астероидом). На его борту есть рентгеновский и гамма спектрометры для изучения поверхности. В 1999 этот аппарат достиг астероида 433 Эрос типа S и стал его спутником.

 

Планета Земля

 

Земля - третья планета Солнечной системы. Подобно другим планетам она движется вокруг Солнца по эллиптической орбите. Расстояние от Земли до Солнца в разных точках орбиты неодинаковое. Среднее расстояние около 149,6 млн. км. В процессе движения нашей планеты вокруг Солнца плоскость земного экватора перемещается параллельно самой себе так, что в одних участках орбиты земной шар наклонен к Солнцу своим северным полушарием, а в других - южным.

Период обращения вокруг Солнца составляет 365,256 дней, при суточном вращении - 23 ч. 56 мин. Средняя плотность Земли 5518 кг/м³. Масса - 5,976•10²⁴ кг. Экваториальный радиус равен 6378 км. Ускорение свободного падения у поверхности планеты составляет 9,8 м/с².

Возраст Земли

Согласно современным космологическим представлениям, Земля образовалась примерно 4,5 млрд. лет назад. К такому выводу Строение Земли

Большую часть поверхности Земли (до 71%) занимает Мировой океан. Средняя глубина Мирового океана - 3900 м. Существование осадочных пород, возраст которых превосходит 3,5 млрд. лет, служит доказательством существования на Земле обширных водоемов уже в ту далекую пору. На современных континентах более распространены равнины, главным образом низменные, а горы - в особенности высокие - занимают незначительную часть поверхности планеты, так же как и глубоководные впадины на дне океанов. Форма Земли, как известно близкая к шарообразной, при более детальных измерениях оказывается очень сложной, даже если обрисовать ее ровной поверхностью океана (не искаженной приливами, ветрами, течениями) и условным продолжением этой поверхности под континенты. Неровности поддерживаются неравномерным распределением массы в недрах Земли.

О внутреннем строении Земли, прежде всего, судят по особенностям прохождения сквозь различные слои Земли механических колебаний, возникающих при землетрясениях или взрывах. Ценные сведения дают также измерения величины теплового потока, выходящего из недр, результаты определений общей массы, момента инерции и полярного сжатия нашей планеты. Масса Земли найдена из экспериментальных измерений физической постоянной тяготения и ускорения силы тяжести. Для массы Земли получено значение 5,9671024 кг. На основе целого комплекса научных исследований была построена модель внутреннего строения Земли.

Одна из особенностей Земли - ее магнитное поле, благодаря которому мы можем пользоваться компасом. Магнитный полюс Земли, к которому притягивается северный конец стрелки компаса, не совпадает с Северным географическим полюсом. Под действием солнечного ветра магнитное поле Земли искажается и приобретает "шлейф" в направлении от Солнца, который простирается на сотни тысяч километров.

 

ученые пришли в результате исследования возраста древнейших минералов и горных пород, а также на основе изучения процессов распада радиоактивных веществ. Кроме того, на данный возраст Земли указывают и материалы исследования метеоритов. Они отно­сятся к числу наиболее изученных космических объектов и несут ценную научную информацию. Исследования метеоритов показы­вают, что возраст как железных, так и каменных метеоритов совпа­дает и составляет примерно 4,5—4,6 млрд. лет.

Схожие данные получены и при исследовании лунных пород. Образцы этих пород были доставлены на Землю как с помощью космических станций «Луна», так и экипажами американских кос­мических кораблей «Аполлон». Оказалось, что возраст самых древ­них лунных образцов совпадает с возрастом самой Луны и состав­ляет 4—4,5 млрд. лет. Значит, первичная лунная кора возникла вскоре после образования Луны, и отдельные участки этой коры сохранились до сегодняшнего дня. Такое совпадение данных для разных тел Солнечной системы не может считаться случайным, по­этому делается вывод о возрасте нашей планеты, равном примерно 4,5 млрд. лет. К этому времени завершилось формирование. При этом считается, что ее геологическая история составляет около 4 млрд. лет, из них 0,6 млрд. лет — это ранняя история Земли.

Древнейший период в истории нашей планеты, составляющий 5/6 всей геологической истории Земли, называется докембрийским, или криптозойским. Он делится на архей (закончился 3,5 млрд. лет назад) и протерозой (до 600 млн. лет назад). Последние 600 млн. лет называются фанерозоем и делятся на три эры: палеозой (240 млн. лет), мезозой (163 млн. лет) и кайнозой (67 млн. лет). Эти эры, в свою очередь, подразделяются на более мелкие периоды (табл. 9 ).

Таблица 9 Геохронологическая шкала фанерозоя

 

Группа (эра)	Система (период)	Начало, млн. лет назад	Продолжительность, шн. лет
Кайнозойская (67 млн. лет)	Антропогеновая (четвертичная) Неогеновая Палеогеновая	1,5	1,5 23,5
Мезозойская (163 млн. лет)	Меловая Юрская Триасовая
Палеозойская (240 млн. лет)	Пермская Каменноугольная Девонская Силурийская Ордовикская Кембрийская		75-65