shpory_po_astronomii

Магнитное поле и магнитосфера Магнитное поле Нептуна почти вдвое слабее, чем магнитное поле Урана. Как и Уран, Нептун имеет

большие недипольные составляющие магнитного поля. Вклад квадрупольного момента Нептуна в поверхностное поле больше, чем у какой-либо другой планеты Солнечной системы.

Дипольный магнитный момент Нептуна примерно в 27 раз превышает земной. Угол между осью магнитного диполя и осью вращения равен 47°. Центр диполя смещѐн в южное полушарие, поэтому величина магнитного поля у южного магнитного полюса в 10 раз больше, у северного.

Магнитосфера Нептуна похожа на магнитосферу Урана. Она имеет средние размеры, но значительно больше земной. В подсолнечной точке расстояние от Нептуна до магнитопаузы составляет 26RN, до ударной волны – 34RN.

Спутники и кольца

У Нептуна известно 14 спутников (14-й спутник, S/2004 N 1, открыт 1 июля 2013 года) и система колец.

Крупнейший спутник – Тритон (открыт в 1846 году) – имеет диаметр 2707 км. Тритон движется в направлении, обратном вращению Нептуна (т.е. по ретроградной орбите), при этом его практически круговая орбита сильно наклонена и к плоскости экватора Нептуна и к плоскости эклиптики. Это единственный крупный спутник в Солнечной системе, движущийся в обратном направлении.

Предполагается, что Тритон является захваченной из пояса Койпера карликовой планетой.

Тритон медленно приближается к Нептуну и в течение ближайших 10–100 млн. лет будет разрушен приливным взаимодействием, превратившись в кольцо, предположительно более мощное, чем у Сатурна. На Тритоне наблюдаются криогенные вулканы.

Все спутники Нептуна разделяются на две группы – регулярные и нерегулярные. Первая группа включает 7 внутренних спутников, которые обращаются по круговым орбитам, лежащим в экваториальной плоскости Нептуна. Вторая группа состоит из остальных спутников, включая Тритон.

Кольца Нептуна похожи на кольца Урана, но у Нептуна суммарная площадь поверхности колец в 100

раз меньше, чем у Урана.

39. Астероиды. Правило Тициуса – Боде. Главный пояс астероидов. Эрида.

Крупнейшие астероиды. Посадка на астероид Эрос. Троянские астероиды планет.

Пояс Койпера. Транснептуновые карликовые планеты. Система Плутона. Седна.

Астеро́ид — небольшое планетоподобное небесное тело, движущееся по орбите вокруг Солнца.

Астероиды значительно уступают по размерам планетам, хотя при этом и у них могут быть спутники.Астероиды - тела с диаметром более 30 м, тела меньшего размера называют метеороидами.

Правило Тициуса – Боде

В ряде чисел, выражающих средние расстояния a планет от Солнца, имеется закономерность,

которая называется правилом Тициуса (1766) – Боде (1772): a = 0.1(3 × 2n + 4) а. е.

В конце XVIII века в последовательности Тициуса – Боде было одно «незанятое» место — отсутствовала планета, которая должна была находиться между Марсом и Юпитером, на расстоянии примерно 2,8 а. е. от Солнца. К 1807 году были открыты 4 астероида, и было высказано предположение, что малые планеты являются обломками ранее существовавшей крупной планеты.

Эта гипотетическая планета получила название Фаэтон.

В дальнейшем был обнаружен целый пояс астероидов, который расположен как раз там, где должна была находиться гипотетическая планета. По одной из гипотез она разрушилась под воздействием мощной гравитации Юпитера. Однако последующее изучение астероидов показало, что эта гипотеза,

скорее всего, неверна. Расчѐты, сделанные для того, чтобы определить, как двигались астероиды в прошлом, показали, что они никогда не были частью одной планеты. При этом суммарная масса астероидов слишком мала, чтобы образовать планету (см. также раздел 4.20.5).

Главный пояс астероидов

Астероидами считаются тела с диаметром более 30 м, тела меньшего размера называют метеороидами. Большая часть известных астероидов движется между орбитами Марса и Юпитера на средних расстояниях от 2,2 до 3,6 а. е. от Солнца. Эти астероиды составляют Главный пояс астероидов.

В настоящее время установлено, что в Главном поясе находится от 1 100 000 до 1 900 000 астероидов диаметром более 1 км и миллионы меньшего размера. Диаметр самого большого астероида – Паллады – составляет 500 км.

По состоянию на начало 2013 года точные орбиты установлены для более чем 600 000 астероидов,

около 18 000 астероидов имеют утверждѐнные названия.

На основе характеристик орбит астероиды объединяют в группы и семейства. Группа представляет собой относительно свободное образование и, как правило, получает название по имени первого астероида, который был обнаружен на данной орбите. Примером группы астероидов служат аполлоны – группа околоземных астероидов, чьи орбиты пересекают земную орбиту с внешней стороны. Эта группа астероидов была названа по имени первого открытого в 1932 году представителя группы – астероида (1862) Аполлон. На начало 2013 года в группе аполлонов

числилось 5229 астероидов. Большинство аполлонов располагаются между орбитами Венеры и Юпитера.

Семейство астероидов – это более плотное образование, которое сформировалось в результате разрушения крупных астероидов от столкновений с другими объектами. Типичным семейством астероидов является семейство Паллады – совокупность астероидов спектрального класса B, которые движутся по сильно наклонѐнным орбитам в центральной части Главного пояса. Преобладание среди членов семейства астероидов редкого спектрального класса B и значительная разница в размерах (2)

Паллады (диаметр 550 км) и других астероидов (крупнейший из них – астероид (5222) Иоффе имеет в поперечнике лишь 22 км), свидетельствует, что это семейство является результатом крупного столкновения с Палладой другого астероида, который при ударе о еѐ поверхность оставил на ней крупный кратер и выбил из неѐ множество мелких фрагментов, сформировавших впоследствии само семейство.

Спектральная классификация астероидов основана на показателях цветности, альбедо и характеристиках спектра отражения поверхности астероида. Первоначально (в 1975 году)

спектральная классификация включала в себя только три типа астероидов:

•класс С — углеродные (75% известных астероидов);

•класс S — силикатные (17% известных астероидов);

•класс M — металлические (большинство остальных).

Астероиды класса C – это тѐмные углеродистые объекты, их альбедо составляет всего 0,03 – 0,10.

Типичным представителем этого класса является астероид (253) Матильда. Астероиды спектрального класса S имеют кремниевый (каменный) состав, и поэтому также называются каменными. Их альбедо составляет 0,10 – 0,22. Типичным представителем этого класса является астероид (433) Эрос. Третий по многочисленности спектральный класс астероидов – М – изучен хуже, чем первые два. Известно, что эти астероиды обладают альбедо в диапазоне 0,1 – 0,2 и

содержат металлы. Некоторые из них состоят из никеля и железа с небольшой примесью камней.

Астероиды этого класса, вероятно, являются остатками металлических ядер планетезималей,

которые были разрушены в результате взаимных столкновений на ранних стадиях формирования Солнечной системы. Вероятно, именно они являются главным источником металлических метеоритов. Представителем этого класса является астероид (22) Каллиопа.

Впоследствии количество спектральных классов было увеличено, и в настоящее время классификация осуществляется в соответствии с (кроме трѐх упомянутых выше) A, B, D, E, F, G, P, Q, R, T и V классами. В частности, астероиды класса B – это сравнительно редкий класс астероидов,

входящие в группу углеродных. Главное их отличие от астероидов класса C заключается в почти полном отсутствии поглощения на длине волны ниже 0,5 мкм. Кроме этого, спектр таких астероидов смещѐн в синюю область.

При столкновениях между собой астероиды дробятся и разрушаются. В результате этого пространство в области Главного пояса астероидов заполнено роем твѐрдых обломков размером от

долей микрометра до самых больших астероидов. Гравитационные возмущения выбрасывают такие тела на новые орбиты, и тогда, сталкиваясь с Землѐй, они выпадают на еѐ поверхность в виде метеоритов.

Общая масса всех астероидов главного пояса составляет всего около 4% от массы Луны. Масса Цереры (карликовой планеты) составляет около 32% от общей массы пояса, а вместе с тремя крупнейшими астероидами — Вестой (9%), Палладой (7%) и Гигеей (3%) — 51%, то есть абсолютное большинство астероидов имеют ничтожную массу.

Некоторые астероиды имеют спутники: (22) Каллиопа и Линус, (243) Ида и Дактиль и др. Известно более 200 таких астероидов. Примером тройного астероида (т.е. астероида с двумя спутниками)

является (87) Сильвия со своими спутниками Ромулом и Ремом.

Крупнейшие астероиды

Астероид (4) Веста занимает первое место по массе и второе по размеру (после Паллады) среди астероидов. Он также – самый яркий астероид и единственный, который можно наблюдать невооружѐнным взглядом. Веста открыта 29 марта 1807 года.

Масса Весты равна 2.59 × 1020 кг (0.004% массы Земли), размеры – 578×560×458 км, средняя плотность – 3.5 г/см³. Большая полуось орбиты равна 2.36 а.е., перигелийное расстояние – 2.15 а.е.,

афелийное расстояние – 2.57 а. е., эксцентриситет – 0.089. Звѐздный период Весты равен 3.628 года,

наклонение орбиты – 7.135°. Альбедо равно 0.423. Веста принадлежит к спектральному классу V.

С помощью телескопа им. Хаббла на южном полюсе Весты наблюдается кратер поперечником 460

км, что сопоставимо с размерами самого астероида. Очевидно, что астероиды класса V – это обломки Весты, которые разлетелись после столкновения.

Астероид (2) Паллада открыт 28 марта 1802 года. Масса Паллады равна 2.06 × 1020 кг (0.003% массы Земли), размеры – 582×556×500 км (самый крупный астероид), средняя плотность – 2.7 г/см³.

Большая полуось орбиты равна 2.77 а.е., перигелийное расстояние – 2.13 а.е., афелийное расстояние

– 3.41 а.е., эксцентриситет – 0.231. Звѐздный период Паллады равен 4.62 года, наклонение орбиты –

34.8°. Альбедо равно 0.159. Паллада принадлежит к спектральному классу B.

Астероид (10) Гигея открыт 12 апреля 1849 года. Масса Гигеи равна 9.03 × 1019 кг (< 0.002% массы Земли), размеры – 530×407×370 км, средняя плотность – 2.56 г/см³. Большая полуось орбиты равна

3.14 а.е., перигелийное расстояние – 2.77 а.е., афелийное расстояние – 3.51 а.е., эксцентриситет –

0.117. Звѐздный период Гигеи равен 5.56 лет, наклонение орбиты – 3.8°. Альбедо равно 0.072. Гигея принадлежит к спектральному классу C.

Миссия «NEAR Shoemaker» и посадка на астероид Эрос

Космический аппарат «Near Earth Asteroid Rendezvous Shoemaker» (или «NEAR Shoemaker») был отправлен NASA в 1996 году к астероиду (433) Эрос. КА «NEAR Shoemaker» стал первым искусственным спутником астероида и первым искусственным объектом, совершившим мягкую посадку на астероид. По пути к Эросу в июне – июле 1997 года аппарат исследовал астероид (253)

Матильда. 27 июня 1997 года «NEAR Shoemaker» пролетел на расстоянии 1200 км от Матильды.

Было получено более 500 изображений астероида, измерено его магнитное поле и определена масса. 14 февраля 2000 года «NEAR Shoemaker» вышел на орбиту Эроса с перицентром 327 км, апоцентром

450 км и периодом обращения 27,6 дней. 3 марта 2000 года КА приблизился к Эросу на расстояние около 200 км и проработал на почти круговой орбите около месяца. За это время была собрана информация о составе астероида. К 30 апреля КА вышел на орбиту высотой 50 км и проработал здесь почти до конца 2000 года. За это время было получено более 50 тысяч изображений и спектров астероида. 13 декабря 2000 года «NEAR Shoemaker» приблизился к астероиду на расстояние около

35 км. На этой орбите с помощью спектрометра в рентгеновском и гамма-диапазонах исследовался химический состав поверхности. 12 февраля 2001 года аппарат начал торможение и 14 февраля опустился на поверхность астероида, совершив мягкую посадку. Вертикальная составляющая скорости в момент касания поверхности составляла 1,5–1,8 м/с.

В результате работы на поверхности астероида был с высокой точностью определѐн состав его грунта на глубину до 10 см. Аппарат передавал данные с поверхности Эроса в течение двух недель, и 28 февраля 2001 года миссия «NEAR Shoemaker», продолжавшаяся более 5 лет (в т. ч. около одного года на орбите Эроса) была завершена.

Троянские астероиды планет. Другие группы астероидов

Троянские астероиды (ТА) планет Солнечной системы находятся вблизи 4-й и 5-й точек Лагранжа орбит планет. Понятно, что ТА находятся в орбитальном резонансе 1:1 со своей планетой. У Земли известен 1 ТА вблизи 4-й точки Лагранжа. У Марса известен 1 ТА вблизи 4-й точки и 3 ТА вблизи 5-

й. У Юпитера известно 2793 ТА вблизи 4-й точки (т. н. «греки») и 1733 ТА вблизи 5-й точки

(«троянцы»). У Нептуна известно 6 ТА вблизи 4-й точки и 1 ТА вблизи 5-й.

Известно около 80 астероидов, приближающихся к орбите Земли, причѐм Икар заходит даже внутрь орбиты Меркурия.Внутри орбиты Нептуна находятся астероиды группы «кентавров».

Пояс Койпера Пояс Койпера – область Солнечной системы, находящаяся за орбитой Нептуна, на расстоянии,

превышающем 30 а.е. от Солнца. Пояс Койпера похож на пояс астероидов, но в 20 раз шире и в 20– 200 раз превышает пояс астероидов по массе. Подобно поясу астероидов, пояс Койпера состоит,

главным образом, из малых тел. В отличие от каменных и металлических астероидов главного пояса,

объекты пояса Койпера (ОПК) состоят в основном из замороженного метана, аммиака и воды.

Пояс Койпера был открыт в 1992 году. В настоящее время известно более 1000 ОПК, и утверждается,

что всего в поясе Койпера более 70000 ОПК диаметром около 100 км. По рекомендации МАС объекты пояса Койпера следует называть транснептуновыми объектами.

В настоящее время в Солнечной системе известно пять карликовых планет: Церера, Плутон, Хаумеа,

Макемаке и Эрида. Церера находится в Главном поясе астероидов, Плутон, Хаумеа и Макемаке – в

поясе Койпера, а Эрида – в т.н. «рассеянном диске» – удалѐнной области Солнечной системы,

внутренняя часть которой граничит с поясом Койпера.

Система Плутон.

Карликовая планета Плутон вместе со своим самым большим спутником Хароном являются двойной планетой (двойной планетной системой), поскольку барицентр системы Плутон – Харон находится вне поверхности Плутона. Масса Плутона равна 1.3 × 1022 кг (0.22% массы Земли), радиус – 1195

км, средняя плотность – 2.03 г/см3. Масса Харона равна 1.5 × 1021 кг, радиус – 606 км, средняя плотность – 1.65 г/см3. Харон находится в спин-орбитальном резонансе 1:1 с Плутоном. Период обращения системы вокруг барицентра равен 6.387 суток.

Система Плутона (как и остальные карликовые транснептуновые планеты) движется по вытянутой орбите. Еѐ большая полуось равна 39.48 а.е., перигелийное расстояние – 29.66 а.е., афелийное расстояние – 49.31 а.е., эксцентриситет – 0.249. Звѐздный период системы равен 248 лет, наклонение орбиты к плоскости эклиптики составляет 17°. Кроме Харона, у Плутона известно ещѐ четыре малых спутника – Гидра, Никта, P4 и Р5 (открыт в июне 2012 года). Плутон открыт Клайдом Томбо 18

февраля 1930 года.

Другие транснептуновые карликовые планеты. Седна

Карликовая планета Хаумеа открыта 28 декабря 2004 года. Еѐ масса равна 4.0 × 1021 кг (0.066%

массы Земли), размеры – 1960×1518×996 км, средняя плотность – около 3 г/см3. Имеет 2 спутника – Хииаку и Намаку. Большая полуось орбиты равна 42.98 а.е., перигелийное расстояние – 34.49 а.е.,

афелийное расстояние – 51.48 а.е., эксцентриситет – 0.198. Звѐздный период Хаумеи равен 281.8 лет,

наклонение орбиты – 28.2°.

Карликовая планета Макемаке открыта 31 марта 2005 года. Еѐ масса равна 3.0 × 1021 кг (0.05%

массы Земли), средний радиус – 710 км, средняя плотность – 2 г/см3. Большая полуось орбиты равна

45.79 а.е., перигелийное расстояние – 38.51 а.е., афелийное расстояние – 53.07 а.е., эксцентриситет –

0.159. Звѐздный период Макемаке равен 309.9 лет, наклонение орбиты – 29°.

Карликовая планета Эрида открыта 5 января 2005 года. Еѐ масса равна 1.67 × 1022 кг (0.28% массы Земли), средний радиус – 1163 км, средняя плотность – 2.52 г/см3. Имеет 1 спутник – Дисномию.

Большая полуось орбиты Эриды равна 68 а.е., перигелийное расстояние – 38.37 а.е., афелийное расстояние – 97.65 а.е., эксцентриситет – 0.44. Звѐздный период Эриды равен 560.9 лет, наклонение орбиты – 43.8°.

Предполагаемой карликовой планетой является также Седна, открытая 14 ноября 2003 года. Еѐ масса оценивается в 1 × 1021 кг, средний радиус – 995 км, средняя плотность – 2 г/см3. Седна движется по очень вытянутой орбите: еѐ большая полуось равна 518 а.е., перигелийное расстояние –

76 а.е. (ближайшее прохождение перигелия состоится в 2076 году), афелийное расстояние – 937 а.е.,

эксцентриситет – 0.853. Звѐздный период Седны равен 11400 лет, наклонение орбиты – 11.9°.

40. Кометы. Строение комет. Типы орбит комет. Комета Галлея. Комета Хейла – Боппа. Столкновение кометы Шумейкеров – Леви с Юпитером. Эксперимент

Deep Impact. Происхождение и эволюция комет. Астероиды Фаэтон и Диоретса.

Астероидно-кометная опасность. Астероид Апофис.

Строение комет

Комета – это небольшое (массы комет обычно составляют 1013–1014 кг) небесное тело, которое движется относительно Солнца по вытянутому коническому сечению.

Кометы состоят из ядра, комы и хвоста. На больших расстояниях от Солнца кометы наблюдаются как звѐздообразные объекты. Вблизи Солнца кометы приобретают специфический вид – у них образуется (или становится заметным) хвост.

Почти вся масса кометы сосредоточена в ядре. Вероятнее всего, ядра комет состоят из водяного льда

(с примесями замерзших двуокиси CO2 и окиси CO углерода, синильной кислоты HCN, аммиака

NH3 и других летучих соединений), в котором содержатся вкрапления тугоплавких частиц

(силикатов, металлов). При этом слои замороженных газов чередуются со слоями пыли. Следует отметить, что после эксперимента Deep Impact «ледяная» гипотеза строения ядер комет поставлена под сомнение. Судя по строению кометы 9P/Темпеля, ядра комет могут представлять собой рыхлые образования из пыли с многочисленными порами. Размеры кометных ядер составляют от нескольких сотен метров до нескольких сотен километров.

Когда комета приближается к Солнцу на расстояние в несколько а.е., лѐд начинает испаряться.

Испаряющий газ при этом увлекает за собой частицы твѐрдого вещества (пылинки). Покидающие ядро молекулы газа и пыль образуют кому кометы. Кома имеет вид туманной оболочки,

окружающей ядро. Еѐ протяжѐнность составляет от 100 тыс. до 1,4 млн. км от ядра. Давление света может деформировать кому, вытянув еѐ в противоположном Солнцу направлении. В коме преобладает свечение не первичных молекул, испарившихся с поверхности ядра, а продуктов их диссоциации в результате действия ультрафиолетовой части солнечного спектра – радикалов (CN, OH) и отдельных атомов и ионов.

Действие солнечных излучений накому приводит к появлению у кометы хвостов, протяжѐнность которых может превышать 100 млн. км. Принято выделять нескольких типов хвостов комет. Хвост I

типа образован имеющими малую массу ионами, которые при соударениях с частицами солнечного ветра разгоняются до скоростей 10–100 км/c, что, как правило, много больше орбитальной скорости кометы. В связи с этим хвост I типа направлен почти точно от Солнца. Голубоватое свечение этого хвоста обусловлено флуоресценцией составляющих его ионов. Хвост II типа, также направленный от Солнца, состоит из пылинок, которые разгоняются не частицами солнечного ветра, а в результате давления света. Поэтому движение частиц в пылевых хвостах в основном определяется начальной орбитальной скоростью пылинок. Вследствие этого пылевые хвосты имеют изогнутую форму.

Свечение пылевых хвостов обусловлено рассеянием солнечного излучения. У комет существует

также ещѐ один тип хвостов, которые направлены в сторону Солнца, а не от него. Такие антихвосты состоят из особенно крупных пылинок, которые слабо подвержены воздействию как частиц солнечного ветра, так и давлению света, и остаются в плоскости орбиты кометы. Облако такой пыли принимает форму диска. Из-за малой концентрации частиц пыли этот диск можно наблюдать только с ребра в тот момент, когда Земля пересекает плоскость орбиты кометы. Тогда пылевой диск виден в форме хвоста, направленного к Солнцу, поскольку по бокам кометы он не виден из-за свечения ядра,

а позади – из-за более ярких ионного и пылевого хвостов.

Типы орбит комет

Большая часть кометных орбит – это вытянутые эллипсы или гиперболы, очень близкие к параболе.

Кометы, имеющие эллиптические орбиты, называются периодическими. Если период обращения кометы менее 200 лет, то она считается короткопериодической, если более, то долгопериодической.

Около 80% орбит периодических комет имеют наклоны к плоскости эклиптики менее 45º (редкое исключение – комета Галлея, имеющая ретроградную орбиту). Среди короткопериодических комет выделяется «семейство Юпитера» – большая группа комет с периодами 3–10 лет, афелии которых удалены от Солнца на такое же расстояние, как и орбита Юпитера. Существуют также семейства комет Сатурна, Урана и Нептуна.

Кометы, наблюдаемые только один раз и имеющие почти параболические орбиты, приходят с расстояний 104–105 а.е. Плоскости этих орбит не концентрируются вблизи плоскости эклиптики и случайным образом распределены в пространстве. При этом прямое направление движения встречается также часто, как и обратное.

Комета Галлея

Самой известной кометой, вероятно, является комета Галлея (или 1P/Halley) – короткопериодическая комета с периодом обращения, лежащим в интервале 74–79 лет. Она названа в честь английского астронома Эдмунда Галлея, который в 1705 году установил, что кометы, появлявшиеся в 1531, 1607

и 1682 годах, представляют собой один и тот же небесный объект. Галлей предсказал новое появление кометы в 1758 году. Это предсказание подтвердилось, и комета Галлея стала первой, для которой определили эллиптическую орбиту и периодичность появлений. Позже было доказано, что комета Галлея наблюдалась ещѐ в 240 году до н.э. Последнее прохождение кометы Галлея через перигелий состоялось 9 февраля 1986 года, а следующее ожидается 28 июля 2061 года.

Комета Галлея представляет собой небесное тело с линейными размерами 15×8 км, массой 2,2×1014

кг и средней плотностью около 0,6 г/см3. В настоящее время большая полуось орбиты кометы равна

17,83 а.е., перигелийное расстояние – 0,59 а.е., афелийное расстояние – 35,08 а.е., эксцентриситет орбиты – 0,967, наклонение орбиты равно 162º (ретроградная орбита), период обращения – 75,3 года.

Комета Хейла – Боппа

Комета Хейла – Боппа (C/1995 O1) – долгопериодическая комета, прошедшая перигелий 1 апреля

1997 года, одна из самых ярких комет XX века. Она была видна невооружѐнным глазом в течение 18

месяцев. При прохождении перигелия видимая звѐздная величина кометы достигала –0m,7. Комета

была открыта независимо двумя американскими астрономами – Аланом Хейлом и Томасом Боппом

23 июля 1995 года. Большая полуось орбиты кометы равна 186 а.е., перигелийное расстояние – 0,91

а.е., афелийное расстояние – 370,8 а.е., эксцентриситет орбиты – 0,995, наклонение орбиты – 89º

(плоскость орбиты почти перпендикулярна плоскости эклиптики), период обращения – примерно

2534 года.

Столкновение кометы Шумейкеров – Леви 9 с Юпитером.

24 марта 1993 года супруги Каролин и Юджин Шумейкеры вместе с Дэвидом Леви (сотрудники обсерватории в Паломаре, США) открыли очередную комету (девятую по счѐту). Расчѐты показали,

что короткопериодическая (период около 18 лет) комета SL9 первоначально двигалась по орбите с большой полуосью 6,9 а.е. и эксцентриситетом 0,22, а диаметр еѐ ядра составлял около 5 км.

Примерно за год до еѐ обнаружения (7 июля 1992 года) SL9 была разорвана приливными силами Юпитера на 17 отдельных фрагментов. Комета прошла на расстоянии около 40000 км от внешней оболочки Юпитера (средний радиус Юпитера ~70000 км). К маю 1994 года фрагменты кометы растянулись в цепочку протяжѐнностью более 1 млн. км. Кроме этого, результаты расчѐтов позволи предсказать падение этой кометы на Юпитер.

Столкновение Юпитера с первым фрагментом произошло 16 июля 1994 года. Фрагмент А вошѐл в верхние слои атмосферы Юпитера на скорости около 60 км/с. Наблюдение за столкновением производилось с борта автоматического КА «Галилео», находящегося в тот момент вблизи Юпитера.

В месте удара температура достигла значения 24000 К, при этом типичная температура верхних слоѐв атмосферы Юпитера всего около 130 К. Диаметр пятна от взрыва составил 3000 км. В течение следующих 6 дней наблюдалось 21 столкновение фрагментов кометы SL9 с «поверхностью» Юпитера. Наиболее крупное столкновение произошло 18 июля (фрагмент G), при котором выделилась энергия, в 600 раз превышающая весь ядерный арсенал Земли. Размер пятна в атмосфере Юпитера после этого столкновения превысил 12000 км. Последнее столкновение (фрагмент W)

произошло 22 июля.

Принято считать, что Юпитер, благодаря своей гравитации играет роль своеобразного

«космического пылесоса», вычищая пространство во внутренней части Солнечной системы от мелких тел (астероидов и комет). Если бы не наличие в Солнечной системе такого массивного объекта, как Юпитер, вероятность катастрофического столкновения планет земной группы с другими небесными телами была бы существенно выше.

Этот тезис подтверждают новые данные: столкновение ещѐ одной кометы с Юпитером в июле 2009

года и падение 11 сентября 2012 года на Юпитер неизвестного небесного тела.

Эксперимент Deep Impact(столкновение с кометой 9P/Темпеля).

В 2005 году NASA осуществило космический эксперимент, который заключался в столкновении специального снаряда (импактора) с ядром кометы. В качестве объекта столкновения была выбрана короткопериодическая (в настоящее время период равен 5,52 года) комета 9P/Темпеля (9P/Tempel 1)

из семейства Юпитера. Миссия Deep Impact была запущена 12 января 2005 года и спустя 7 месяцев

(4 июля) импактор массой 370 кг столкнулся с ядром кометы. В результате этого произошѐл выброс кометного вещества, спектральный анализ которого позволил определить химический состав поверхности ядра кометы и уточнить модели его строения. Кроме этого, при подлѐте к комете импактора с установленной на нѐм камерой были получены изображения высокого разрешения поверхности еѐ ядра.

Происхождение и эволюция комет

В настоящее время принято считать, что источником долгопериодических комет является облако Оорта. Орбиты ледяных тел, которые, как предполагается, находятся в этой области Солнечной системы, близки к круговым, а величины наклонений этих орбит произвольны. В результате гравитационных возмущений от других звѐзд, проходящих вблизи Солнечной системы, объекты облака Оорта переходят на более вытянутые орбиты и устремляются во внутреннюю часть Солнечной системы. Здесь они испытывают дополнительные возмущения от планет-гигантов и, в

результате этого, оказываются вблизи Солнца.

Предполагается, что семейства комет, принадлежащие планетам-гигантам, образуются в результате захватов планетой комет, которые ранее двигались по более вытянутым орбитам. В зависимости от взаимного положения планеты (например, Юпитера) и кометы эксцентриситет кометной орбиты может как возрастать, так и уменьшаться. В первом случае происходит увеличение периода или даже переход на гиперболическую орбиту и потеря кометы Солнечной системой, а во втором – уменьшение периода.

Изменения орбит не являются единственной возможной причиной исчезновения или эволюции комет. Достоверно установлено, что кометы быстро разрушаются. Здесь примерами могут являться комета Биэлы (3D/Biela) и комета C/2012 S1 (ISON). Комета Биэлы открыта в 1826 году австрийским астрономом Вильгельмом фон Биэлой. Было установлена еѐ тождественность с кометами,

появлявшимися в 1772 и 1805 годах. Она также наблюдалась в 1832 году, а в 1846 году разделилась на два части. Последний раз комета Биэлы наблюдалась в 1852 году, а 27 ноября 1872 года из точки пересечения орбит Земли и кометы Биэлы впервые пришѐл метеорный дождь, впоследствии названный Андромедидами (радиант находится в созвездии Андромеды). Этот метеорный поток генетически связан с кометой Биэлы и встречается с Землѐй каждые 13 лет. После 1898 года Андромедиды невозможно наблюдать невооружѐнным глазом, поскольку возмущения Юпитера изменили их орбиту, и основной поток уже не пересекает орбиту Земли.

Комета C/2012 S1 (ISON) открыта 21 сентября 2012 года астрономами-любителями Виталием Невским (Беларусь) и Артѐмом Новичонком (Россия). Было установлено, что эта комета вероятнее всего имеет параболическую орбиту и 28 ноября 2013 года пройдѐт через перигелий на расстоянии всего 0,012 а. е. (1,8 млн. км) от центра Солнца. Учитывая, что радиус Солнца равен 0,7 млн. км,

минимальное расстояние между его поверхностью и кометой составит всего 1,1 млн. км. Были высказаны предположения, что в результате такого сближения с Солнцем комета C/2012 S1 не сохранится. Предположения в целом оправдались: спустя несколько часов после прохождения через