бесплатно рефераты
 

Реферат: Малые тела солнечной системы

Реферат: Малые тела солнечной системы

ПЛАН

Введение

1. Астероиды

2. Метеориты

3. Мелкие осколки

4. Кометы

5. Поиск планет в Солнечной системе

Литература

Введение

В Солнечной системе кроме больших планет и их спутников движется множество

так называемых малых тел: астероидов, комет и метеоритов. Малые тела

Солнечной системы имеют размеры от сотен микрон до сотен километров.

Астероиды. С точки зрения физики астероиды или, как их еще называют, малые

планеты - это плотные и прочные тела. По составу и свойствам их можно условно

разделить на три группы: каменные, железокаменные и железные. Астероид

является холодным телом. Но он, как, например, и Луна, отражает солнечный

свет, и поэтому мы можем наблюдать его в виде звездообразного объекта. Отсюда

и происходит название "астероид", что в переводе с греческого означает

звездообразный. Так как астероиды движутся вокруг Солнца, то их положение по

отношению к звездам постоянно и довольно быстро меняется. По этому

первоначальному признаку наблюдатели и открывают астероиды.

Кометы, или "хвостатые звезды", известны с незапамятных времен. Комета - это

сложное физическое явление, которое кратко можно описать с помощью нескольких

понятий. Ядро кометы представляет собой смесь или, как говорят, конгломерат

пылевых частиц, водяного льда и замерзших газов. Отношение содержания пыли к

газу в кометных ядрах составляет примерно 1:3. Размеры кометных ядер, по

оценке ученых, заключены в интервале от 1 до 100 км. Сейчас дискутируется

возможность существования как более мелких, так и более крупных ядер.

Известные короткопериодические кометы имеют ядра размером от 2 до 10 км.

Размер же ядра ярчайшей кометы Хейли-Боппа, которая наблюдалась невооруженным

глазом в 1996 году, оценивается в 40 км.

Метеороид – это небольшое тело, обращающееся вокруг Солнца. Метеор – это

метеороид, влетевший в атмосферу планеты и раскалившийся до блеска. А если

его остаток упал на поверхность планеты, его называют метеоритом. Метеорит

считают «упавшим», если есть очевидцы, наблюдавшие его полет в атмосфере; в

противном случае его называют «найденным».

Рассмотрим выше указанные малые тела Солнечной системы более подробно.

1. Астероиды

Эти космические тела отличаются от планет прежде всего своими размерами. Так,

самая большая из маленьких планет Церера имеет в поперечнике 995 км;

следующая за ней (по размеру): Палада-560 км, Хигея - 380 км, Психея - 240 км

и т.д. Для сравнения можно указать, что наименьшая из больших планет Меркурий

имеет диаметр 4878 км, т.е. в 5 раз превосходит - поперечник Цереры, а массы

их различаются во многие сотни раз.

Общее число малых планет, доступных наблюдению современными телескопами,

определяется в 40 тыс., но общая их масса в 1 тыс. раз меньше массы Земли.

Движение малых планет вокруг Солнца происходит по эллиптическим орбитам, но

более вытянутым (средний эксцентриситет орбит у них 0,51), чем у больших

планет, а наклон орбитальных плоскостей к эклептике у них больше, чем у

больших планет (средний угол 9,54). Основная масса планет вращается вокруг

Солнца между орбитами Марса и Юпитера, образуя так называемый пояс

астероидов. Но имеются и малые планеты, орбиты которых располагаются ближе к

Солнцу, чем орбита Меркурия. Самые же далекие находятся за Юпитером и даже за

Сатурном.

Исследователи космоса высказывают различные соображения о причине большой

концентрации астероидов в сравнительно узком пространстве межпланетной среды

между орбитами Марса и Юпитера. Одной из наиболее распространенных гипотез

происхождения тел пояса астероидов является представление о разрушении

мифической планеты Фаэтон. Сама по себе идея о существовании планеты

поддерживается многими учеными и даже как будто подкреплена математическими

расчетами. Однако необъяснимой остается причина разрушения планеты.

Высказываются различные предположения. Одни исследователи считают, что

разрушение Фаэтона произошло вследствии его столкновения с каким-то крупным

телом. По мнению других, причинами распада планеты были взрывные процессы в

ее недрах. В настоящее время проблема происхождения тел астероидного пояса

входит составным элементом в обширную программу исследований космоса на

международном и национальных уровнях.

Среди малых планет выделяется своеобразная группа тел, орбиты которых

пересекаются с орбитой Земли, а следовательно, имеется потенциальная

возможность их столкновения с нею. Планеты этой группы стали называть Apollo

object, или просто Apollo (Wetherill, 1979). Впервые о существовании Apollo

стало известно с 30-х годов текущего столетия. В 1932 г. был обнаружен

астероид. Его назвали

Apollo 1932 HA. Но он не возбудил особого интереса, хотя его название стало

нарицательным для всех астероидов, пересекающих земную орбиту.

В 1937 г. космическое тело с поперечником приблизительно в 1 км прошло в 800

тыс. км от Земли и в двукратном расстоянии от Луны. Впоследствии его назвали

Гермес. На сегодняшний день выявлено 31 такое тело, и каждое из них получило

собственное название. Размеры их поперечников колеблются от 1 до 8 км, а

наклон орбитальных плоскостей к эклиптике находиться в пределах от 1 до 68.

Пять из них вращаются на орбитах между Землей и Марсом, а остальные 26 -

между Марсом и Юпитером (Wetherill, 1979). Полагают, что из 40 тыс. Малых

планет астероидного пояса с поперечником более 1 км может оказаться несколько

сот Apollo. Поэтому столкновение таких небесных тел с Землей вполне вероятно,

но через весьма длительные интервалы времени.

Можно полагать, что раз в столетие одно из таких космических тел может пройти

вблизи Земли на расстоянии меньше, чем от нас до Луны, а раз за 250 тыс. лет

может произойти столкновение его с нашей планетой. Удар такого тела выделяет

энергию равную 10 тыс. Водородных бомб каждая мощностью 10 Мт. При этом

должен образоваться кратер диаметром около 20 км. Но такие случаи редки и за

человеческую историю неизвестны. Гермес относится к астероидам III класса, а

ведь много таких тел и более крупного размера - II и I классов. Удар при

столкновении их с Землей, естественно, будет еще более значительным.

Когда в 1781 г. был открыт Уран его средняя гелиоцентричекое расстояние

оказалось соответствующим правилу Тициуса - Бодэ, то с 1789 г. начались

поиски планеты, которая, согласно этому правилу, должна была находиться между

орбитами Марса и Юпитера, на среднем расстоянии а=2,8 а.е. от солнца. Но

разрозненные обзоры неба не приносили успеха, и поэтому 21 сентября 1800 г.

несколько немецких астрономов во главе с К. Цахом решили организовать

коллективные поиски. Они разделили весь поиск зодиакальных созвездий на 24

участка и распределили между собой для тщательных исследований. Но не успели

они поступить к систематическим розыскам, как 1-го января 1871г. итальянский

астроном Дж. Пиации (1746-1826) обнаружил в телескоп звездообразный объект

седьмой звездной величины, медленно перемещавшийся по созвездию Тельца.

Вычисленная К. Гаусом (1777-1855) орбита объекта оказалась планетой,

соответствующей правилу Тициуса-Бодэ: большая полуось а=2,77 а.е. и

эксцентриситет е=0,080. Вновь открытую планету Пиации назвал Церерой.

28 марта 1802 г. немецкий врач и астроном В.Ольберс (1758-1840) обнаружил

вблизи Цереры еще одну планету (8m) , названную Палладой (а=2,77 а.е.,

е=0,235). 2-го сентября 1804 г. была открыта третья планета, Юнона (а=2,67

а.е.), а 29 марта 1807 г.- 4, Веста (а=2,36 а.е.). Все вновь открытые планеты

имели звездообразный вид, без дисков, свидетельствующий об их небольших

геометрических размерах. Поэтому эти небесные тела назвали малыми планетами

или, по предложению В. Гершеля , астероидами ( от греч. «астр» - звездный и

«еидос»- вид).

К 1891 г. визуальными методами было обнаружено около 320 астероидов. В конце

1891 г. немецкий астроном М. Вольф (1863-1932) предложил фотографический

метод поисков: при 2-3- часовой экспозиции изображения звезд на фотопластинке

получались точечные , а след движущегося астероида - в виде небольшой

черточки. Фотографические методы привели к резкому увеличению открытий

астероидов. Особенно интенсивные исследования малых планет проводятся сейчас

в Институте теоретической астрономии ( в Петербурге ) и в Крымской

астрофизической обсерватории Академии наук России.

Астероидам , орбиты которых надежно определены, присваивают имя и порядковый

номер. Таких астероидов сейчас известно свыше 3500, но в Солнечной системе

значительно больше.

Из указанного числа известных астероидов астрономы Крымской астрофизической

обсерватории открыли около 550, увековечив в их названиях имена известных

людей.

Подавляющее большинство ( до 98% ) известных астероидов движется между

орбитами Марса и Юпитера, на средних расстояниях от Солнца от 2,06 до 4,30

а.е. ( периоды обращения от 2,96 до 8,92 года). Однако встречаются астероиды

с уникальными орбитами, и им присваиваются мужские имена, как правило из

греческой мифологии.

Первые три из этих малых планет движутся вне пояса астероидов, причем в

перигелии Икар подходит к Солнцу вдвое ближе Меркурия, а Гермес и Адонис -

ближе Венеры. Они могут сближаться с Землейна расстоянии от 6 млн. до 23 млн.

км, а Гермес в 1937 г. прошел вблизи Земли даже на расстоянии 580 тыс. км,

т.е. всего лишь в полтора раза дальше Луны. Гидальго же в афелии уходит за

орбиту Сатурна. Но Гидальго не является исключением. За последние годы

открыто около 10 астероидов, перигелии которых расположены вблизи орбит

планет земной группы, а афелии - вблизи орбит Юпитера. Такие орбиты

характерны для комет семейства Юпитера и указывают на возможное общее

происхождение астероидов и комет.

В 1977 г. обнаружен уникальный астероид, который обращается вокруг Солнца по

орбите с большой полуосью а=13,70 а.е. и эксцентриситетом е=0,38, так что в

перигелии (q=8,49 а.е.) он заходит внутрь орбиты Сатурна, а в афелии (Q=18,91

а.е.) приближается к орбите Урана. Он назван Хироном. По-видимому, существуют

и другие подобные далекие астероиды, поиски которых продолжаются.

Блеск большинства известных астероидов во время противостояния от 7m

до 16m, но есть и более слабые объекты. Самым ярким (до 6m

) является Веста.

Поперечники астероидов вычисляются по их блеску и отражательной способности в

визуальных и инфракрасных лучах. Оказалось, что крупных астероидов не так уж

много. Наиболее крупные - это Церера (поперечник 1000 км), Паллада (610 км),

Веста (540 км) и Гигия (450 км). Только у 14 астероидов поперечники более 250

км, а у остальных меньше, вплоть до 0,7 км. У тел таких малых размеров не

может быть сфероидальной формы, и все астероиды (кроме, может быть, наиболее

крупных) представляют собой бесформенные глыбы.

Массы астероидов крайне различные: наибольшей, близкой к 1,5.

1021 кг (т.е. в 4 тыс. раз меньше массы земли), обладает Церера.

Суммарная масса всех астероидов не превышает 0,001 массы Земли. Конечно, все

эти небесные тела лишены атмосферы. У многих астероидов по регулярному

изменению их блеска обнаружено осевое вращение.

В частности, период вращения Цереры равен 9,1 ч , а Паллады - 7,9ч .

Быстрее всех вращается Икар, за 2ч 16м.

Изучение отражательной способности многих астероидов позволило объединить их

в три основные группы: темные, светлые и металлические. Поверхность темных

астероидов отражает всего лишь до 5% падающего на нее солнечного света и

состоит из веществ, сходными с черными базальтовыми и углистыми породами. Эти

астероиды часто называют углистыми. Светлые астероиды отражают от 10% до 25%

солнечного света, что роднит их поверхность с кремниевыми соединениями - это

каменные астероиды. Металлические астероиды (их абсолютное меньшинство) тоже

светлые, но по своим отражательным свойствам их поверхность похожа на

железоникелевые сплавы. Такое подразделение астероидов подтверждается и

химическим составом выпадающих на Землю метеоритов . Незначительное число

изученных астероидов не относится ни к одной из трех основных групп.

Показательно, что в спектрах углистых астероидов обнаружена полоса

поглощения воды (l= 3мкм). В частности, поверхность астероида Цереры состоит

из минералов, похожих на земные глины и содержащих около 10% воды.

При небольших размерах и массах астероидов давление в их недрах невелико: даже

у самых крупных астероидов оно не превышает 7 105

8 10 5 Гпа (700 - 800 атм) и не может вызвать разогрева их твердых

холодных недр. Лишь поверхность астероидов очень слабо нагревается далеким от

них Солнцем, но и эта незначительная энергия излучается в межпланетное

пространство. Вычисленная по законам физики температура поверхности

подавляющего большинства астероидов оказалась близкой к 150 - 170 К

(-120...-100°С).

И только у немногих астероидов, которые проходят вблизи Солнца, поверхность в

такие периоды сильно нагревается . Так, температура поверхности Икара

повышается почти до 1000 К (+730°С), а при удалении от Солнца снова резко

понижается.

Орбиты остальных астероидов подвержены значительным возмущениям от

гравитационного воздействия больших планет, главным образом Юпитера. Особенно

сильные возмущения испытывают небольшие астероиды, что приводит к

столкновениям этих тел и их дроблению на соколки самых разнообразных размеров

-б от сотен метров в поперечнике до пылинок.

В настоящее время физическая природа астероидов изучается, потому что по

ней можно проследить эволюцию (развитие) вещества, из которого сформировалась

Солнечная система.

2. Метеориты

В околоземном космическом пространстве движутся самые различные метеороиды

(космические осколки больших астероидов и комет). Их скорости лежат в

диапазоне от 11 до 72 км/с. Часто бывает так, что пути их движения

пересекаются с орбитой Земли и они залетают в её атмосферу.

Метеориты - каменные или железные тела, падающие на Землю из межпланетного

пространства. Падение метеоритов на Землю сопровождается звуковым, световым и

механическим явлением. По небу проносится яркий огненный шар называемый

болидом, сопровождаемый хвостом и разлетающимися искрами. После того как

болид исчезает, через несколько секунд раздаются похожие на взрывы удары,

называемые ударными волнами, которые иногда вызывают значительное сотрясение

грунта и зданий.

Явления вторжения космических тел в атмосферу имеют три основные стадии:

1. Полёт в разреженной атмосфере (до высот около 80 км), где взаимодействие

молекул воздуха носит карпускулярный характер. Частицы воздуха соударяются с

телом, прилипают к нему или отражаются и передают ему часть своей энергии. Тело

нагревается от непрерывной бомбардировки молекулами воздуха, но не испытывает

заметного сопротивления, и его скорость остаётся почти неизменной. На этой

стадии, однако, внешняя часть космического тела нагревается до тысячи градусов

и выше. Здесь характерным параметром задачи является отношение длины свободного

пробега к размеру тела L, которое называется числом Кнудсена Kn. В

аэродинамике принято учитывать молекулярный подход к сопротивлению воздуха при

Kn>0.1.

2. Полёт в атмосфере в режиме непрерывного обтекания тела потоком воздуха, то

есть когда воздух считается сплошной средой и атомно-молекулярный характер

его состава явно не учитывается. На этой стадии перед телом возникает

головная ударная волна, за которой резко повышается давление и температура.

Само тело нагревается за счет конвективной теплопередачи, а так же за счет

радиационного нагрева. Температура может достигать несколько десятков тысяч

градусов, а давление до сотен атмосфер. При резком торможении появляются

значительные перегрузки. Возникают деформации тел, оплавление и испарение их

поверхностей, унос массы набегающим воздушным потоком (абляция).

3. При приближении к поверхности Земли плотность воздуха растёт,

сопротивление тела увеличивается, и оно либо практически останавливается на

какой-либо высоте, либо продолжает путь до прямого столкновения с Землёй. При

этом часто крупные тела разделяются на несколько частей, каждая из которых

падает отдельно на Землю. При сильном торможении космической массы над Землёй

сопровождающие его ударные волны продолжают своё движение к поверхности

Земли, отражаются от неё и производят возмущения нижних слоёв атмосферы, а

так же земной поверхности.

Процесс падения каждого метеороида индивидуален. Нет возможности в кратком

рассказе описать все возможные особенности этого процесса.

«Найденных» метеоритов значительно больше, чем «упавших». Часто их находят

туристы или крестьяне, работающие в поле. Поскольку метеориты имеют темный

цвет и легко различимы на снегу, прекрасным местом для их поиска служат

ледяные поля Антарктики, где уже найдены тысячи метеоритов. Впервые метеорит

в Антарктике обнаружила в 1969 группа японских геологов, изучавших ледники.

Они нашли 9 фрагментов, лежавших рядом, но относящихся к четырем разным типам

метеоритов. Оказалось, что метеориты, упавшие на лед в разных местах,

собираются там, где движущиеся со скоростью несколько метров в год ледниковые

поля останавливаются, упираясь в горные хребты. Ветер разрушает и высушивает

верхние слои льда (происходит его сухая возгонка – абляция), и метеориты

концентрируются на поверхности ледника. Такие льды имеют голубоватый цвет и

легко различимы с воздуха, чем и пользуются ученые при изучении мест,

перспективных для сбора метеоритов.

Важное падение метеорита произошло в 1969 в Чиуауа (Мексика). Первый из

множества крупных осколков был найден вблизи дома в деревеньке Пуэблито де

Альенде, и, следуя традиции, все найденные фрагменты этого метеорита были

объединены под именем Альенде. Падение метеорита Альенде совпало с началом

лунной программы «Аполлон» и дало ученым возможность отработать методы

анализа внеземных образцов. В последние годы установлено, что некоторые

метеориты, содержащие белые обломки, внедренные в более темную материнскую

породу, являются лунными фрагментами.

Метеорит Альенде относится к хондритам – важной подгруппе каменных

метеоритов. Их называют так, потому что они содержат хондры (от греч.

chondros, зёрнышко) – древнейшие сферические частицы, сконденсировавшиеся в

протопланетной туманности и затем вошедшие в состав более поздних пород.

Подобные метеориты позволяют оценивать возраст Солнечной системы и ее

исходный состав. Богатые кальцием и алюминием включения метеорита Альенде,

первыми сконденсировавшиеся из-за своей высокой температуры кипения, имеют

измеренный по радиоактивному распаду возраст 4,559 ± 0,004 млрд. лет. Это

наиболее точная оценка возраста Солнечной системы. К тому же все метеориты

несут в себе «исторические записи», вызванные длительным влиянием на них

галактических космических лучей, солнечного излучения и солнечного ветра.

Изучив повреждения, нанесенные космическими лучами, можно сказать, как долго

метеорит пребывал на орбите до того, как попал под защиту земной атмосферы.

Прямая связь между метеоритами и Солнцем следует из того факта, что

элементный состав наиболее старых метеоритов – хондритов – точно повторяет

состав солнечной фотосферы. Единственные элементы, содержание которых

различается, – это летучие, такие, как водород и гелий, обильно испарявшиеся

из метеоритов в ходе их остывания, а также литий, частично «сгоревший» на

Солнце в ядерных реакциях. Понятия «солнечный состав» и «хондритный состав»

используют как равнозначные при описании упомянутого выше «рецепта солнечного

вещества». Каменные метеориты, состав которых отличается от солнечного,

называют ахондритами.

3. Мелкие осколки.

Страницы: 1, 2


ИНТЕРЕСНОЕ



© 2009 Все права защищены.