Строение сонячної системы

| | |МОУСОШ № 7 | | | | | | | | | | | | | | | | | |ДОПОВІДЬ ПО АСТРОНОМІЇ | | | | | |БУДОВА СОНЯЧНІЙ СИСТЕМИ | | | | | | | | | | | |[pic] | | | | | | | | | | | | | | | |Новочеркасск 2004 р. | | | | | | | | | | | | | | | | | | | | | |Новочеркасск 2004 р. |.

Впродовж останнього десятиріччя принципово змінило наші ставлення до будову, динамічної еволюції і стійкості Сонячної системи. Звичними стали повідомлення про відкриття нових об'єктів, виявленні нових динамічних структур, прояві властивостей нестійкості руху очей чи хаотичного поведінки в тих чи інших груп объектов.

Це викликано кількома причинами: поява нових інструментів, і модернізація старих, застосування високочутливих ПЗС-матриц і нових методів математичного опрацювання результатів спостережень. Усе це дозволяє спостерігати нові об'єкти, мають дуже малу яскравість й істотне власне движение.

Нові аналітичні і чисельні методи небесної механіки в поєднанні з сучасними обчислювальними системами дають можливість моделювати рух тіл Сонячної системи на інтервалах часу, порівнянні з її віком і навіть багаторазово перевищують его.

На очах відбувається зміна поглядів на динаміці Сонячної системи: від регулярної і стійкою до хаотичної і нестійкою. Усе це нагадує ситуації у фізиці початку ХХ століття, коли відбувався перехід від класичної до релятивістської картині Миру. У нас попереду розібратися де, що й за яких умов ми можемо розглядати у Сонячній системі регулярної і стійкою, а яких випадках виявляються ознаки хаосу і неустойчивости.

Почнемо розгляд із сучасних поглядів на структурі Сонячної системи. Потім обговоримо поняття стійкості й нестійкості руху, умови виникнення резонансов і хаотичного поведінки. Після цього проаналізуємо динаміку малих тіл Сонячної системи та звернімося великим планет. На закінчення розглянемо динаміку Сонячної системи як цілого на часи, порівнянні з її возрастом.

Сонячна система є групою небесних тіл, дуже різних за своїм розмірам й фізичного будовою. У цю групу входять: Сонце, Дев’ять великих планет, разом із 61 супутником, більш 100 000 планет (астероїдів), близько десятка комет, і навіть незліченну кількість метеорних тіл рухомих як роями і у вигляді окремих частинок. Всі ці тіла об'єднують у одну систему завдяки силі тяжіння центрального тіла — Сонця. Маса сонця приблизно 750 раз перевершує масу решти тіл, які входять у неї. Гравітаційне тяжіння зірки є головним силою, визначальною рух всіх обертаються навколо неї тіл Сонячної системи. Середнє відстань від сонця аж до далекою від нього планети Плутон 39,5 а.є., що обмаль проти відстанню до найближчих зірок. Тільки деякі комети видаляються від сонця на 105 а.є. піддаються впливу тяжіння звезд.

У Сонячну систему спостерігається величезний діапазон мас, особливе якщо врахувати його присутність серед міжпланетному просторі космічному пилу. Різниця в масах між сонцем і який-небудь порошиною в тисячну частку міліграма становитиме близько сорока порядків (інакше кажучи, ставлення їх мас буде виражатися числом з 40 нулями.).

Сучасні ставлення до будову Сонячної системы.

Усі об'єкти Сонячної системи можна розділити чотирма групи: Сонце, великі планети, супутники планет і маленькі тіла. Ми щось говоримо про супутниках малих тіл, оскільки на сьогодні таких об'єктів відкрито усього дві, а спостережної інформації недостатньо, щоб детально досліджувати їх динаміку. Сонце — динамічний центр системи. Його гравітаційне вплив є домінуючим в Сонячну систему крім малих областей і в околиці інших объектов.

Великі планети — візитівка Сонячної системи. П’ять найближчих до Землі великих планет були відомі з ранню історію людства. Це — Меркурій, Венера, Марс, Юпітер і Сатурн. Історія відкриття інших трьох великих планет показує як змінювалося ставлення астрономів до питання розмірах і втрачає населенні Сонячної системы.

Відкриття Урана стало сюрпризом. Навесні 1781 р. Вільям Гершель на своєму 7-футовом (2.1 м) телескопі проводив спостереження за програмою визначення параллаксов зірок. 13 березня 1781 р. він занотував про виявленні туманною зірки чи комети. Суперечка про природу відкритого об'єкта тривав до 1787 р., коли Гершель відкрив два супутника Урана: Оберон і Титанию.

Відкриття Нептуна стало тріумфом теорії тяжіння Ньютона. Аналізуючи нерівності рухається Урана, Бессель в Кенігсберзі в 1840 р., Адамс в Кембриджі в 1841 р. і Леверье у Франції 1845 р. незалежно друг від друга розрахували орбіту планети, відповідальної ті обурення. 23 вересня 1846 р. Галле і д’Аррест з Берлінської обсерваторії по эфемеридам Леверье відкрили Нептун.

Відкриття Плутона може бути запрограмованим. У 1896 р. Персіваль Ловелл виявив залишкові невязки рухається Урана після обліку обурень від Нептуна й заявив про гіпотезу, що це обурення виробляються невідомої занептунной планетою. У 1990;х років ХІХ століття в Аризоні Ловелл побудував обсерваторію, що стали центром пошуку нової планети. У протягом майже 30 років провели кілька компаній із пошуку Плутона. Але безрезультатно. У 1916 р. помер Ловелл. У 1929 р. Клод Томбо на13- дюймовом (0.33 м) рефракторе почав нову атаку" на Плутон. Відкриття прийшло 18 лютого 1930 р., коли Томбо порівнював фотопластинки, отримані 23 і 29 січня 1930 р. Директор Ловелловской обсерваторії повідомив про відкриття 13 березня 1930 р. в 149-ю річницю відкриття Урана Гершелем і 75-ю річницю від народження Персиваля Ловелла. Протягом часу пошуку Плутона провели порівняння близько 90 відсотків млн. зображень зірок протягом 7000 годин на блинккомпараторе.

[pic] Чи є великі планети за орбітою Плутона? Аналіз траєкторій руху тіл Сонячної системи та космічних аппаратовПионер10, Пионер-11, Вояджер-1, Воджер-2 дозволяють стверджувати, що об'єктів, порівнянні з Плутоном, і більше великих у зовнішній області Сонячної системи не существует.

Історія відкриття супутників планет щонайменше драматична, але ми ніколи не будемо у ньому зупинятися. Зазначимо лише, що супутникові системи планет-велетнів складністю свого устрою найчастіше перевершують Сонячну систему. Не вирішене остаточно запитання про походження подвійних планет Земля-Луна і Плутон-Харон.

Малі тіла Сонячної системи — пробним каменем і золота жила небесної механіки, джерело нових відкриттів. Найвідоміші малі тіла — комети. Згадки про кометах можна знайти у легендах і літописах практично всіх народів Землі. По динамічним ознаками комети поділяються на долгопериодические і короткопериодические. Долгопериодические комети рухаються по орбітам, великі полуоси яких досягають десятків тисяч астрономічних одиниць, а періоди звернення — десятків мільйонів років. Орбіти сильно витягнуті, їх эксцентриситеты близькі до одиниці. Орієнтація орбіт та його нахили до площині екліптики розподілені випадково. Нині мають інформацію більш, ніж про 700 таких комет.

Короткопериодические комети мають періоди менш 200 років, помірні эксцентриситеты, більшості з них нахил орбіт до площині екліптики вбирається у 35?. Короткопериодические комети діляться на сімейства по ознакою планети-гіганта, визначальною динаміку комети. Нині відомі близько 180 короткоперіодичних комет. Більшість їх належить сімейству Юпитера.

Найбільша і найчисельніша популяцію малих тіл Сонячної системи — астероїди. Перший астероїд — Церера — було відкрито першого дня ХІХ століття сицилийским астрономом Пиацци. Хоча відкриття музею та мав випадковий характер, воно послужило поштовхом до розробки Гауссом класичного методу визначення орбіт за трьома спостереженням і методу найменших квадратів, внаслідок чого вдалося обчислити орбіту й перевідкрити Цереру через майже року, після перших спостережень. Нині відомо кілька десятків тисяч астероїдів. І їх кількість стрімко растет.

Популяція астероїдів неоднорідна. Більшість астероїдів рухаються по орбітам близькими до круговим в поясі астероїдів між орбітами Марса і Юпітера. У 1866 р. Кирквуд досліджував залежність числа астероїдів від великих полуосей їх орбіт події і виявив, що отримане розподіл має кілька глибоких мінімумів. Пізніше з’ясувалося, що це мінімуми відповідають сумірності середніх рухів Юпітера і астероїда. Вони дістали назву люків Кирквуда.

Хоча астероїди рухаються по эллиптическим орбітам, трикутник Солнце-Юпитер-астероид завше залишається близькими до равностороннему. Іноді обидві групи астероїдів називають троянцами. На 1 квітня 1999 р. відомо 476 астероидов-троянцев (474 у Юпітера і 2 у Марса).

Ще один група астероїдів — астероїди, сближающиеся із Землею. Їх перигелийные відстані менше 1.33 а.є. Нині відомо кілька тисяч таких астероїдів. Близько ста їх представляють реальну загрозу для Землі: вони перетинають її орбіту й мають розмір більше однієї км. Зіткнення Землі з цим астероїдом викликає глобальну катастрофу, як та, що призвела до вимиранню динозаврів. Є ще близько тисячі астероїдів розміром від 30 до 50 м, також котрі перетинають орбіту Землі. Зіткнення Землі з такою астероїдом може викликати локальну катастрофу типу тунгуської. Проте, жодного з відомих астероїдів не зіштовхнеться з Землею у майбутньому, протягом 33 років, в 21 веке.

Після відкриття Плутона вже були спроби пошуку десятої великий планети Сонячної системи. Під час однієї з таких оглядів 18 жовтня 1977 р. Коваль відкрив малу планету 2060 Хирон, яка рухається між орбітами Юпітера і Урана, перетинаючи орбіту Сатурна. Поблизу перигелію від цього «астероїда» виявляються ознаки газоизвержения і коми. Більше 14 років це об'єкт залишався єдиною малої планетою, що спостерігається глибоко всередині царині руху планет-велетнів. 9 січня 1992 на автоматичному телескопі Космічний дозор (Арізона, США) відкрили іще одна астероїд цієї групи — 5145 Фолус. На цей час відомо 7 астероїдів групи Кентавра, рухомих серед планет-велетнів між орбітами Юпітера і Нептуна. Назва групи відбиває те що, що об'єкти одночасно мають ознаки і астероїдів і комет. У табл. 1 наводиться список астероїдів групи Кентавра за станом 1 серпня 1997 р. У таблиці дано: ім'я астероїда, його попереднє позначення, перигелийное і афелийное відстані в астрономічних одиницях, нахил орбіти в градусах, ексцентриситет орбіти, велика полуось в астрономічних одиницях й час відкриття. Повний регулярно обновлюваний варіант таблиці доступний по адресу.

У 1949 р. К. Эджеворт висловив припущення щодо існуванні залишкового неизрасходованного для формування Сонячної системи матеріалу за орбітою Нептуна. Проте, ця була маловідома досі. У 1951 р. Койпер припустив, що комети і астероїди у істотно різних галузях Сонячної системи та, що з орбітою Плутона має існувати пояс комет. 30 серпня 1992 р. Джевитт і Лю (Гавайський університет, США) відкрили перший об'єкт, приналежний поясу Койпера. Він отримав позначення 1992 QB1. Зараз відомо 53 об'єкта, рухомих за орбітою Нептуна. У табл. 2 наводиться список об'єктів пояса Койпера по стану на 1 серпня 1997 р. олный регулярно обновлюваний варіант таблиці доступний за адресою. Деякі дослідники належать до об'єктах пояса Койпера і Плутон. Можливо, що пояс Койпера є внутрішньою областю хмари Оорта — сферичного освіти радіусом від тисяч до сотень тисяч астрономічних одиниць, що є резервуаром довгоперіодичних комет.

Отже, по сучасними уявленнями Сонячна система має таку структуру: навколо Сонця обертаються 9 великих планет, між орбітами Марса і Юпітера перебуває пояс астероїдів, частина астероїдів рухається серед планет земної групи й у околиці трикутних точок либрации Юпітера, серед планет-велетнів рухаються об'єкти групи Кентавра і короткопериодические комети, за орбітою Нептуна розташовується пояс Койпера, а всю систему оточена хмарою Оорта.

[pic].

Малі планети (Астероиды).

Малі планети (Астероїди) — космічні тіла площею сотні кілометрів і від, рухомі навколо Сонця по эллиптическим орбітам, розташованим переважно між орбітами Марса і Юпітера. Найбільш маленькі астероїди мають розмір трохи менше 1 км. Кількість малих планет швидко зростає під час переходу від великих до дрібним, які вже можна вважати великими метеоритними телами.

Перша малу планету — Церера — було відкрито випадково 1 січня 1801 року італійським астрономом Пиацци. Нині відомо кілька тисяч малих планет. Приблизно для 2000 їх відомі точні орбіти. Загальна кількість малих планет всередині орбіти Юпітера, доступних спостереженням, оцінюються 100 000. Але їхня присутність сумарна маса менше 1/1000 маси земного шара.

Малим планет з типовими орбітами присвоювалися жіночі імена, малі планети з тими чи інші особливостями руху отримували чоловічі імена. У останнім часом, проте, цього правила порушується. У переважної більшості малих планет великі полуоси їх орбіт укладено між 2,2 і 3,6 а.є. Вони утворюють зване кільце чи пояс малих планет (астероидов).

Орбіти малих планет у середньому більше витягнуті і більше нахилені по екліптиці, ніж орбіти великих планет. Відомо кілька десятків малих планет рухомих вздовж орбіти Юпітера й утворюють дві стійкі групи — з відривом 60 ГРАДУСІВ попереду ще й позаду планети (звані Троянці і Греки — вони всі названі іменами героїв троянської війни). У малої планети Педальго має витягнуту орбіту з великою полуосью в 5,8 а.є. афемий розташований далі орбіти Сатурна, але завдяки великому нахилу орбіти Педальго не відбувається його зближення з Сатурном. Ще більшої орбітою має мала планета Хеерон. Її орбіта відбувається на основному між орбітами Сатурна і Урана, але у перигелії заходить всередину орбіти Сатурна.

Деякі малі планети мають невеликі витягнуті орбіти, прийдешні до орбіті Землі (малі планети групи Амура) і навіть котрі заходять всередину неї (малі планети групи Аполлона і Атона). Мала планета Ікар заходить навіть всередину орбіти Меркурія. Малі планети групи Аполлона і з групи Амура можуть зближуватися із Землею. Вкрай рідко вони просто зіштовхуються із нею, створюючи при уларе про суходіл гігантські «метеоритні» кратери, а потрапляючи в океани і моря породжують гігантські волны.

Існує гіпотеза, відповідно до якої місці, де і зараз рухаються астероїди, колито перебувала планета. Ця планета (в неї навіть є дві назви: одне традиційне — Фаетон, а інше — планета Ольберса) руйнувалася або у результаті з великим тілом, або під дією якихось інших сил, наприклад під впливом припливних сил Юпітера. Уламки цієї гіпотетичної планети це і є астероиды.

Таке припущення нині висловлюють багато вчених. Тривалий час розміри малих планет оцінювали наближено, виходячи з видимого блиску і гаданої отражательной здібності. Останні роки розміри і відбивні здібності найбільших малих планет визначають шляхом виміру інфрачервоних променів і порівняння його з кількістю відображеного видимого світла, і навіть з урахуванням емпіричну залежності поляризационных властивостей поверхні і є від неї отражательной здібності. До сьогоденню отримані такі дані майже про 200 малих планетах поперечником більше 70 км. Найбільші малі планети мають такі розміри: Церера — 1003 км., Паллада — 608 км., Веста — 538 км., Тгия -450 км.

Малі планети, рухомі всередині орбіти Юпітера, вважаються кам’янистими тілами, родинними планет земної групи. Це підтверджуються спектрофотометрическими спостереженнями, які показують, що всі вони по отражательным властивостями нагадують метеорити тих чи інших типов.

Метеорити — вісники космоса.

Метеорити — кам’яні чи залізні тіла, падаючі на Землю з міжпланетного простору. Падіння метеоритів на Землю супроводжується звуковим, світловим і механічним явищем. По небу проноситься яскравий вогненний кулю званий болідом, супроводжуваний хвостом і разлетающимися іскрами. Коли болід зникає, за кілька секунд лунають схожі на вибухи удари, звані ударними хвилями, що інколи викликають значне струс грунту та зданий.

Метеорити можуть випадати у випадках, коли швидкість який вторгся в земну атмосферу метеорного тіла не перевершує 22 км/с і якщо це тіло має досить механічної міцністю. У місці падіння метеоритів утворюються поглиблення, розміри і форма яких залежить від маси метеоритів і швидкості з падіння. Найбільший метеорит знайшли у Південно-Західної Африці в 1920 року. Метеорит цей, Гоба (назви даються по населеному пункту, найближчому до місцеві падіння) залізний, маса його 60 т. До найбільшим метеоритам належить залізний Сихотэ — Алинский, впав у СРСР 1947 року. Він у атмосфері розколовся на тисячі частин 17-ї та випав на Землю «залізним дощем». При ударі про грунт частини метеорита роздробили скельні породи, утворивши у яких кратери і воронки. Було виявлено 200 кратерів і воронок диамтром від 20 див до 26 м. Маса СихотэАлинского метеорита становить 70 т., зібрано понад 23 т.

Метеорити складаються з тієї ж хімічних елементів, що є на Землі. Це переважно такі 8 елементів: Залізо, нікель, магній, кремній, сірка, алюміній, кальцій і кисень. Інші елементи зустрічаються в метеоритах на вельми малих кількостях. З'єднуючись між собою, ці елементи утворюють в метеоритах різні мінерали, що їх є і Землі. Але трапляються метеорити з на земній кулі минералами.

Залізні метеорити майже повністю складаються з заліза. У поєднанні з нікелем і незначним кількістю кобальту. У кам’янистих метеоритах перебувають силикаты-минералы, які становлять сполуки кремнію з киснем і домішкою інші елементи (магнію, алюмінію, кальцію та інших.). Залізно кам’яні метеорити складаються майже з рівних кількостей кам’янистого речовини і никелистого заліза. Нині в колекціях світу зібрані метеорити, які мають приблизно 3500 окремих падінь. Близько 1/3 з цієї кількості метеоритів спостерігалися під час падіння; інші находки.

Кометы.

Комети — тіла Сонячної системи, мають вид туманних об'єктів, зазвичай зі світлим згустком — ядром у центрі й хвостом. Вони належать до найбільш гарних небесних тіл. Комети можуть спостерігатися тоді, коли невеличке крижане тіло, зване ядром комети, наближається до сонця на відстань, менше 4−5 а.є., прогріваються його променями і потім із нього починають виділятися гази й пил, очевидним внаслідок їхнього висвітлення Сонцем. Гази й пил, котрі виділяються з ядра, створюють навколо неї туманні оболонки — атмосферу комети, складову разом із ядром голову комети. Атмосфера комети безупинно розсіюється в міжпланетне простір: під впливом світлового тиску і взаємодії з сонячним вітром гази й пил відносяться у бік від поверхні Сонця, створюючи хвіст комет.

Більшість комет у середині голови спостерігається яскраве звездообразное «ядро», що було світіння центрально, Найбільш щільною зони газів, навколо істинного ядра комети. Голова комети і його хвіст немає різких обрисів. Їх видимі розміри залежить від інтенсивності виділення газів і пилу з ядра, обумовленою розмірами ядра та її близькістю до Сонцю, з другого боку від яскравості фону неба. Раз у раз та чи інша комета зближується з якимабо масивною планетою, і усе веде до різкої зміни її орбиты.

Поперечник голови комети зазвичай залишає десятки і сотні тисяч кілометрів, але, наприклад у комети 1680 року і в яскравою комети 1811 року мільйон кілометрів, а хвіст було видно протягом 300 млн.км., тобто. його довжина була ще більше відстані від Землі до Солнца.

Відповідно до класифікації, запропонованої в 70-х роках ХIХ століття російським астрономом Ф. А. Бородихиным, все кометні хвости поділяються втричі типу: хвости 1 типу спрямовані прямо від сонця; хвости 2 типу вигнуті і відхиляються тому за відношення до орбітальному руху комети; хвости 3 типу майже прямі, але помітно відхиляються тому. Сучасні дослідження дозволив встановити, що хвости 1 типу — плазмові, мають струйчатую структуру і полягає з іонізованих молекул, що з великим прискоренням відносяться проти від ядра внаслідок електромагнітного взаємодії з сонячним вітром. Хвости 2 типу утворені пиловими частинками різною величини, безупинно котрі виділяються з ядра. Хвости 3 типу з’являються у тому разі, коли з ядра одночасно виділяється ціле хмару пылинок.

Близько 1950 року не пощастило встановити, що ядра комет — це порівняно невеликі крижані тіла, які з замерзлих газів, перемешенных з деяким кількістю нелетучих кам’янистих речовин. Поперечником ядер бувають зазвичай від кількох основних сотень метрів за кілька кілометрів, і тому ядра не видны.

Світіння газів у кометах — це пере випромінювання сонячного світла, причому пере випромінюються лише промені певних довжин хвиль, притаманних даної молекули. Як свідчить вивчення спектрів, майже в усіх комет випромінювання голови породжується нейтральними молекулами, які з двох чи трьох атомів. У 1970;х рр. було встановлено присутність у кометах атомарної кисню, водню і вуглецю. У році вперше це вдалося знайти радіовипромінювання кометних молекул.

Нині щорічно відкривають 5−7 нових комет і досить часто раз на 2−3 року поблизу Землі та Сонця проходить яскрава комета з великим хвостом.

У 1996 року 31 січня японський любитель астрономії Юи Хиякутаке відкрив нову комету, яка одержала офіційне позначення — с/1996В2, яка 25 березня пройшла з відривом 15 млн. Км. Від Землі зі швидкістю 58 км/с. А початку травня космічна мандрівниця — комета Хиякутаке — сховалася в променях Сонця і обійшовши його, початку свій зворотний шлях межі Сонячної системы.

Закінчуючи загальний огляд Сонячної системи, слід зазначити ще дуже важливу обставину. Наша Сонячна система є системою стійкою, по крайнього заходу протягом кілька сотень мільйонів років. Це означає, що форму для, розміри і зміцнити взаємодію планет, взаємна орієнтування орбіт тіл, її складових, що неспроможні значно змінитися з часом, зазнаючи лише періодичні коливання близько своїх середніх значень. Звісно, таки головною причиною стійкості Сонячної системи у тому, що 99,87% всієї маси зосереджене у солнце.