Презентация по теме "Малые тела Солнечной системы"

Малые тела солнечной системы

Астероиды
Астрономы давно обратили внимание на слишком большой «пробел» между орбитами Марса и Юпитера и предполагали, что там может находиться ещё неизвестная планета. В 1801 г. после длительных поисков в этом промежутке действительно была открыта планета, которая и получила имя Церера. Однако выяснилось, что в этой части Солнечной системы Церера вовсе не единственная планета. Вскоре были открыты Паллада, Веста и др. Кроме Весты, ни одна из них не видна невооружённым глазом. Эти объекты стали называть малыми планетами или астероидами (звездоподобными), поскольку даже в телескоп они видны как светящиеся точки, похожие на звёзды. Эти малые планеты и другие, обнаруженные за последующие два столетия, обращаются в основном между орбитами Марса и Юпитера, образуя так называемый пояс астероидов. К концу XX в. в этом поясе было открыто более 100 тыс. объектов. Наиболее крупные из них имеют шарообразную форму, а те, размер которых менее 100 км, в большинстве своём — неправильную. Общая масса всех этих тел составляет не более 1/1000 массы Земли.

Метеориты, которые попадают в руки человека после падения на Землю, являются, как правило, обломками астероидов. Они могут сотни миллионов лет двигаться по своим орбитам вокруг Солнца, как и остальные, более крупные тела Солнечной системы. Но если их орбиты пересекаются с орбитой Земли, то они могут с ней столкнуться. Это возможно потому, что эксцентриситеты орбит астероидов (а тем более их частей) больше, чем эксцентриситеты орбит больших планет. В перигелии некоторые из них оказываются ближе к Солнцу, чем Земля, а другие в афелии — дальше, чем Юпитер и даже Сатурн. Известно несколько астероидов, которые периодически проходят на расстоянии менее 1 млн км от нашей планеты. Так, Гермес в 1937 г. отделяло от Земли всего 800 тыс. км, а в 1989 г. астероид диаметром около 300 м прошёл от неё на расстоянии менее 650 тыс. км. 15 февраля 2013 г. астероид Дуэнде (размер 30 м) прошёл на расстоянии всего в 27 тыс. км от центра Земли, что в 14 раз ближе Луны! Интересно, что в этот же день, на несколько часов раньше, под Челябинском упал метеорит, который не имел никакого отношения к астероиду Дуэнде.

С помощью космических аппаратов впервые удалось с расстояния в несколько десятков тысяч километров получить изображения малых планет. Как и предполагалось, породы, составляющие их поверхность, оказались аналогичны тем, которые распространены на Земле и Луне.
Подтвердились представления о том, что небольшие астероиды имеют неправильную форму, а их поверхность испещрена кратерами. Так, размеры Гаспры 19 × 12 × × 11 км (изображён на фото).
Постоянное совершенствование телескопов, а также использование современных приёмников излучения (ПЗС-матрицы) способствовало резкому увеличению числа вновь открываемых астероидов. К концу первого десятилетия XXI в. было зарегистрировано уже более 400 тыс. астероидов, около 180 тыс. из них получили порядковые номера, поскольку для них были надежно вычислены орбиты. Собственные имена получили почти 15 тыс. астероидов.

После открытия большого числа астероидов, а в 1846 г. — и планеты Нептун, в астрономии начались длительные поиски «транснептуновой» планеты. Лишь в 1930 г. за орбитой Нептуна на расстоянии около 40 а. е. удалось открыть Плутон. Оказалось, что по размерам и массе он меньше Луны, а по плотности существенно отличается от планет обеих групп. В 1978 г. у него был обнаружен очень крупный спутник Харон. Начатые в эти годы систематические поиски других столь же далёких объектов привели к открытию множества малых тел между орбитами Юпитера и Нептуна. Затем в 1992 г. за орбитой Нептуна был открыт объект диаметром около 280 км. К настоящему времени известно уже около 1500 тел, находящихся в этой части Солнечной системы. Диаметры большинства из них составляют от 100 до 1000 км. Некоторые из них, как и Плутон, имеют спутники. Тем самым подтвердилось высказанное американским астрономом Дж. Койпером ещё в середине прошлого века предположение о существовании за орбитой Нептуна на расстоянии 35—50 а. е. от Солнца ещё одного пояса малых тел, которые оказывают влияние на движение этой планеты.
Карликовые планеты

Это событие имело неожиданное последствие для Плутона, который был «лишён звания» планеты. 24 августа 2006 г. решением XXVI Генеральной ассамблеи Международного астрономического союза (МАС) было принято решение ввести новый класс объектов Солнечной системы — карликовая планета. Она должна удовлетворять следующим условиям:
— обращаться вокруг Солнца;
— не являться спутником планеты;
— обладать достаточной массой, чтобы сила тяжести превосходила сопротивление вещества, и поэтому тело планеты пребывало в состоянии гидростатического равновесия (а значит, имело форму, близкую к сферической);
— обладать не настолько большой массой, чтобы быть способной своим воздействием удалить малые тела с орбит, похожих на собственную.
Плутон стал прототипом карликовой планеты, а наиболее крупным объектом этого класса стала Эрида (диаметр 2400 км). Ещё две карликовые планеты — Хаумея и Макемаки — также относятся к поясу Койпера. В число планет-карликов включена также Церера, которая прежде считалась крупнейшим из астероидов.

Плутоша

Кометы
Вдали от Солнца кометы имеют вид очень слабых туманных пятен. По мере приближения к нему у кометы появляется и постепенно увеличивается хвост, направленный в противоположную от Солнца сторону. У наиболее ярких комет хорошо заметны все три составные части: голова, ядро и хвост. При удалении от Солнца яркость кометы и её хвост уменьшаются. Она снова превращается в туманное пятно, а затем ослабевает настолько, что становится недоступной для наблюдений.

Кроме необычного внешнего вида, кометы обращали на себя внимание неожиданностью появления. Решить вопрос о том, откуда появляются кометы и как они движутся в пространстве, удалось только на основе закона всемирного тяготения. Наблюдая в 1680 г. комету, Ньютон вычислил её орбиту и убедился, что она, подобно планетам, обращается вокруг Солнца. Пользуясь советами Ньютона, его современник, английский учёный Эдмунд Галлей (1656—1742), вычислил орбиты нескольких комет, появлявшихся ранее, и обнаружил, что орбиты комет, наблюдавшихся в 1531, 1607 и 1682 гг., очень похожи. Он предположил, что это была одна и та же комета, периодически возвращающаяся к Солнцу, и впервые предсказал её очередное появление. В 1756 г. комета действительно появилась и получила название кометы Галлея. Так была положена традиция называть кометы именами их первооткрывателей. Со времён Ньютона и Галлея вычислены орбиты более чем 700 комет.

Короткопериодические кометы (периоды обращения от трёх до десяти лет), двигаясь по вытянутым эллиптическим орбитам, удаляются от Солнца на 5—8 а. е. Наряду с ними существуют долгопериодические кометы, подобные комете Галлея, но уходящие в афелии за пределы планетной системы. Среди комет немало таких, которые наблюдались всего один раз и могут вернуться только через несколько столетий или не вернуться вовсе. В тех случаях, когда удаётся с достаточной точностью определить орбиту кометы, не представляет труда с помощью компьютера вычислить её положение в пространстве и указать, где и когда она будет видна. Масса комет не превышает тысячных долей массы земной атмосферы и в сотни миллионов раз меньше массы земного шара. При сближении комет с планетами, особенно с Юпитером, планеты своим тяготением могут существенно изменить форму орбиты и период обращения кометы. Тогда она может быть «потеряна».

Ежегодно наблюдается 15—20 комет, большинство которых видны только в телескоп. Некоторые из них оказываются новыми, неизвестными ранее. Так случилось, например, недавно, когда в 1996 и 1997 гг. появились две очень яркие, видимые даже невооружённым глазом кометы, хотя обычно такие кометы появляются раз в 10—15 лет. По традиции они названы фамилиями тех, кто их открыл. Это японский любитель астрономии Юи Хиакутаки и два американца — Алан Хейл и Томас Бопп.
Иногда у кометы образуется несколько хвостов различной длины и формы. Их классификация была предложена выдающимся русским учёным Фёдором Александровичем Бредихиным (1831— 1904): I тип — длинный хвост, направленный почти прямо от Солнца; II тип — изогнутый и отклонённый от этого направления; III тип — короткий, почти прямой и отклонённый. Хвосты образуются частицами разного рода, для которых соотношение сил притяжения к Солнцу и сил, действующих в противоположном направлении, неодинаково. В настоящее время известно, что не менее существенную роль в формировании кометного хвоста играет солнечный ветер — поток заряженных частиц, летящих от Солнца. Солнечное излучение вызывает распад молекул, вылетевших из кометного ядра, а также образование ионов. Именно ионы атомов и молекул образуют плазменные хвосты I типа. Воздействие солнечного ветра на ионы кометного хвоста, которое в тысячи раз сильнее их притяжения Солнцем, нередко вызывает изломы хвостов I типа. Хвосты II типа составляют непрерывно выделяющиеся из ядра пылинки. Если же из ядра вылетает сразу целое облако пылинок, то появляются хвосты III типа. Пылинки, различные по размерам и массе, получают различные ускорения и движутся по разным орбитам, поэтому облако вытягивается и образует хвост.

Несмотря на внушительные размеры хвоста, который может превышать в длину 100 млн км, и головы, которая по диаметру может превосходить Солнце, кометы справедливо называют «видимое ничто». Практически всё их вещество сосредоточено в небольшом ядре, которое имеет длину всего 14 км, а ширину и толщину — вдвое меньше. Оно представляет собой снежно-ледяную глыбу с примесью замёрзших газов (циана, аммиака, углекислого газа и других соединений) и вкраплением мелких твёрдых частиц различного химического состава. В этом «грязном мартовском сугробе», как часто называют кометные ядра, содержится примерно столько замёрзшей воды, сколько в снежном покрове, выпавшем за одну зиму на территории Московской области.
Интенсивное испарение замёрзших газов из ядра начинается после того, как комета пересечёт орбиту Юпитера. Газы захватывают с собой пыль и вместе с ней образуют голову кометы (её атмосферу), а также хвост. В момент сближения космических аппаратов с ядром (на расстоянии 0,8 а. е. от Солнца) была измерена его температура, которая составила около 350 К. С поверхности ядра, покрытой тёмным пористым веществом, каждую секунду испарялось примерно 40 т вещества — в основном воды. Примерно за сутки поверхностный слой полностью обновлялся — взамен улетевших пылинок «вытаивали» новые.

Предполагается, что общее число комет в Солнечной системе превышает десятки миллиардов. Считается, что Солнечная система окружена одним или даже несколькими облаками комет, которые движутся вокруг Солнца на расстояниях в тысячи раз больше, чем расстояние до самой дальней планеты Нептун. Там, в этом космическом сейфе-холодильнике, кометные ядра «хранятся» на протяжении миллиардов лет с момента образования Солнечной системы. Некоторые из них попадают внутрь планетной системы и наблюдаются как новые кометы. После этого, вследствие постоянной потери вещества, ядро кометы уже не может существовать долго. Твёрдые частицы, потерянные кометой, движутся в Солнечной системе самостоятельно.
Облако комет в Солнечной системе

Метеоры, болиды и метеориты
Метеоры, которые в старину называли «падающими звёздами», можно видеть практически в любую ясную ночь, если только не мешает свет Луны. Явление метеора вызывается метеорными телами или метеороидами — мелкими камешками и песчинками, влетающими в атмосферу Земли со скоростями в десятки километров в секунду. В спектре вспыхнувшего метеора наблюдаются линии кремния, кальция, железа и других металлов. Теряя скорость при торможении в атмосфере, метеороиды разогреваются, испаряются и практически полностью разрушаются, не долетев до поверхности Земли. На своём пути они ионизуют молекулы воздуха. Благодаря этому светящийся метеорный след отражает радиоволны, что позволяет с помощью радиолокаторов наблюдать метеоры не только ночью, но и днём.

Метеорные тела, догоняющие Землю, влетают в её атмосферу со скоростью не менее 11 км/с, а летящие навстречу — до 72 км/с. Они имеют массу от миллиграммов до нескольких граммов. Оставшаяся после разрушения этих тел мелкая пыль постепенно оседает на поверхность Земли.
Метеорные потоки наблюдаются ежегодно в определённые ночи, когда несколько (а иногда несколько десятков или даже сотен) метеоров каждый час летят вдоль направлений, идущих из одной области неба, называемой радиантом. Такие метеорные потоки получают названия по имени созвездия, в котором расположен их радиант, например Дракониды, Леониды, Персеиды. Наличие радианта означает, что до встречи с Землёй метеорные тела двигались почти параллельно, по близким орбитам. Ещё во второй половине XIX в. удалось установить, что орбита частиц метеорного потока Персеид практически совпадает с орбитой кометы Свифта—Туттля. Особенно очевидной связь метеорных потоков с кометами стала после наблюдений за кометой Биэлы, открытой ещё в 1772 г. и регулярно возвращавшейся каждые семь лет. В 1846 г. она распалась на две самостоятельные кометы, а с 1872 г. вместо них ежегодно в конце ноября стал наблюдаться метеорный поток.

След метеора на звёздном небе

Потерянные ядром кометы твёрдые частицы растягиваются вдоль всей орбиты, по которой движется комета, и образуют огромный тор из метеорного вещества. Частицы этого тора встречаются на пути нашей планеты в определённом месте её орбиты. Так, например, с орбитой кометы Галлея Земля сближается дважды в год — 4 мая и 22 октября. На это время приходятся два метеорных потока — майские Аквариды и Ориониды. Поскольку метеорное вещество распределяется по орбите неравномерно, активность некоторых метеорных потоков периодически меняется. Так, метеорный поток Леониды даёт обильные метеорные дожди каждые 33 года.
Метеорный поток Леониды
Метеорное вещество на орбите

Когда в атмосферу Земли попадает из космического пространства крупное тело, наблюдается явление, называемое болидом. Болиды имеют вид огненного шара и оставляют после своего полёта след, который иногда можно наблюдать в течение нескольких секунд или, в редких случаях, минут. Наиболее яркие болиды видны даже днём.

В отдельных случаях тело, вызвавшее появление болида, не успевает до конца испариться в атмосфере и падает на поверхность Земли в виде метеорита.
По химическому составу различают каменные, железные и железокаменные метеориты. Железные метеориты состоят в основном из никелистого железа, содержащего 90% железа и 9% никеля. Подобное соотношение не встречается в земных минералах, так что железные метеориты достаточно легко отличить от пород земного происхождения. На их отполированной поверхности при травлении кислотой появляется своеобразная система продольных и поперечных полос. Такая структура возникает, когда расплавленные породы медленно остывают внутри тел диаметром свыше 200—300 км. Эти и другие данные свидетельствуют о том, что метеориты являются обломками астероидов.
Железный метеорит

Каменные метеориты составляют более 90% всех падающих на Землю метеоритов. Для большинства из них характерно наличие в их составе хондр — мелких круглых частиц размером от нескольких микрометров до сантиметра. Соотношение содержащихся в этих шариках серовато-коричневого цвета химических элементов точно такое же, как и в атмосфере Солнца. Возможно, в хондрах «законсервировано» вещество протопланетного облака.
В составе метеоритов обнаружено значительно меньшее число минералов, чем в земных горных породах. Это позволяет судить о процессах, которые происходили на ранних стадиях формирования Солнечной системы.
Внутренняя структура железного метеорита
Структура каменного метеорита с хондрами

Кратеры на планетах земной группы, Луне и других спутниках планет имеют метеоритное происхождение. На Земле методами аэрофотосъёмки обнаружено около 130 подобных кратеров; их стали называть астроблемами. Одним из наиболее известных является Аризонский метеоритный кратер (США), имеющий диаметр более 1200 м и глубину 200 м. Считается, что образовался этот кратер примерно 5000 лет тому назад. Расчёты показывают, что для его образования метеоритное тело должно иметь массу более 100 тыс. т.
Аризонский метеоритный кратер

К числу крупнейших метеоритов, падение которых наблюдалось, принадлежит Сихотэ-Алиньский массой около 100 т. Железный метеоритный дождь выпал 12 февраля 1947 г. в уссурийской тайге, так как в воздухе метеорит распался на тысячи кусков, поскольку состоял из непрочно скреплённых между собой железоникелевых кристаллов различного размера. Наиболее крупные из них массой в несколько тонн, достигнув Земли с большой скоростью, образовали более сотни кратеров и воронок. Самый большой из кратеров имел диаметр около 26 м и глубину 6 м.

Мощным взрывом завершился полёт огненного шара, наблюдавшийся 30 июня 1908 г. в Сибири и получивший название Тунгусского метеорита. При этом были повалены почти все деревья на площади поперечником около 40 км. Однако, несмотря на многолетние тщательные поиски, ни самого метеорита, ни метеоритного кратера найти не удалось. Вероятнее всего, в атмосферу Земли влетело ядро небольшой кометы, разрушение которого имело характер взрыва и произошло на высоте нескольких километров. Образовавшаяся при этом взрывная волна вызвала вывал леса, но для образования кратера её энергия оказалась недостаточной. Твёрдые частицы в виде шариков диаметром не более 1 мм, которые найдены в этом районе, очень похожи на те, которые встречаются на местах падения многих крупных метеоритов. Видимо, это всё, что осталось от ядра кометы после его взрыва.
Метеоритные шарики

15 февраля 2013 г. огромный метеорит взорвался, расколовшись на несколько десятков крупных обломков, при входе в атмосферу над Челябинской областью. Это первый в истории случай падения крупного метеорита в густонаселённой местности.
По оценкам учёных, размер челябинского метеорита до падения составлял около 19,8м, а масса — от 7 тыс. до 13 тыс. т. На Землю упало всего от 4 до 6 т, т. е. около 0,05% изначальной массы. Со дна озера Чебаркуль были подняты наиболее крупные из фрагментов общей массой 654 кг, один из которых стал экспонатом Челябинского государственного краеведческого музея.

Источники информации:
https://reader.lecta.ru/demo/7934-65/data/chapters/Chapter20/index.xhtml
https://www.google.ru/search?q=%D1%81%D0%B8%D1%85%D0%BE%D1%82%D1%8D-%D0%B0%D0%BB%D0%B8%D0%BD%D1%81%D0%BA%D0%B8%D0%B9+%D0%BC%D0%B5%D1%82%D0%B5%D0%BE%D1%80%D0%B8%D1%82&newwindow=1&tbm=isch&source=iu&ictx=1&fir=06mnKBUAEcVxRM%253A%252CWdKc8YK_Jt1gQM%252C_&usg=__ue6avoyKMtXinKMcjvBjnzjlWjw%3D&sa=X&ved=0ahUKEwjJ-u3ajdfZAhVLh6YKHbHSDO0Q_h0IpgEwDg#imgrc=_
https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%97%D0%B0%D0%B3%D0%BB%D0%B0%D0%B2%D0%BD%D0%B0%D1%8F_%D1%81%D1%82%D1%80%D0%B0%D0%BD%D0%B8%D1%86%D0%B0