§ 50. Физические свойства астероидов

Вернемся теперь к многочисленной группе малых планет - астероидов. В § 37, посвященном общему обзору Солнечной системы, мы говорили, что околосолнечные орбиты астероидов пролегают главным образом в пространстве между Марсом и Юпитером. Сколько их? На этот вопрос пока еще ответить очень трудно. Во всяком случае, наиболее яркие астероиды каталогизированы, большинству даны собственные имена, а за их путями в пространстве тщательно следят. Институт теоретической астрономии Академии наук СССР предвычисляет для многих астероидов их истинные и видимые пути и издает «Эфемериды малых планет», пользуясь которыми можно отыскать астероиды на небе.

Многие из малых планет до сих пор не открыты, а их должны быть десятки тысяч. Сравнительно недавно была сделана попытка обнаружить возможно большее число наиболее слабо светящихся астероидов. Были выбраны две области звездного неба, и с мощным и достаточно широкоугольным астрографом систематически получались снимки. На этих снимках было одновременно открыто (а затем и изучено) много сотен новых, неизвестных астероидов. Проблема численности астероидов представляет большой научный интерес. Как мы увидим дальше, многие астероиды - это бесформенные обломки. Предполагают, что это остатки взорвавшейся планеты, которая двигалась вокруг Солнца но орбите, проходившей между Марсом и Юпитером. В таком случае общая масса всех астероидов должна дать представление о массе планеты-прародительницы. Однако, если исходить из современных оценок количества астероидов и оценок их масс, получается общая ничтожно малая масса, явно недостаточная для того, чтобы астероиды явились продуктом взрыва планеты.

Только наиболее яркие астероиды имеют достаточно большие размеры, чтобы у них в крупнейшие телескопы можно было рассмотреть заметный диск. Во всяком случае размеры крупнейших астероидов таковы: поперечник Цереры 770 км, Паллады -490 км, Весты - 380 км, Давиды - 230 км, Эвномии - 228 км, Папагены - 210 км и Юноны - 190 км. Остальные астероиды имеют гораздо меньшие размеры и самые маленькие из доступных наблюдениям - около 1-2 км.

В том, что астероиды - бесформенные осколки, нас убеждает переменность их блеска, вызванная их осевым вращением. Некоторые из них периодически изменяют блеск, правда, с не очень большими амплитудами, как это указано в таблице X.

Таблица X. Периоды вращения и амплитуды блеска астероидов

В эту таблицу не включен Эрос (Эрот), так как о нем мы расскажем подробнее. Эрос был открыт в 1898 г. и занесен в каталог астероидов под номером 433. Тогда же астрономов поразила необычная форма его орбиты: большая полуось оказалась равной 1,458 астрономической единицы, и так как эксцентриситет орбиты равен 0,223, то Эрос может подходить к Земле на расстояние около 20 млн. км. Было предложено использовать Эрос для уточнения величины астрономической единицы, т. е. среднего расстояния Земли от Солнца. Поэтому в 1901 г., во время великого противостояния Эроса, когда он значительно приближался к Земле, было произведено большое число наблюдений и была открыта переменность его блеска, происходящая с периодом 5ч. 16 м., и амплитудой, достигающей 1,5 звездной величины. Переменность блеска была изучена и объяснена осевым вращением. Интересно отметить, что во время движения Эроса по небу амплитуда колебаний блеска изменялась; оно и понятно, так как амплитуда должна зависеть от того угла, который составляет луч зрения наблюдателя" с направлением оси вращения планеты.

В 1930 - 1931 гг. произошло новое великое противостояние Эроса, когда он с ноября 1930 г. по март 1931 г. прошел по небу огромную дугу от созвездия Возничего до созвездия Гидры. Производились многочисленные наблюдения его блеска. Сначала блеск изменялся с амплитудой около одной звездной величины. Затем амплитуда увеличилась до 1,5 звездной величины, так как Земля «вошла в плоскость экватора планеты», а в дальнейшем стала уменьшаться. На основании этих наблюдений удалось определить направление оси вращения планеты. В момент наибольшего сближения с Землей Эрос имел форму груши. Были выполнены определения направления вытянутости «груши», что помогло при дальнейших расчетах.

Остается ли ось вращения Эроса неизменной или она испытывает прецессионное движение подобно оси вращения Земли? Этот вопрос предстоит решать в 1975 г., когда снова произойдет очередное великое противостояние Эроса. Наблюдения Эроса не представляют больших трудностей для любителей астрономии, и потому мы рекомендуем организовать широкую программу наблюдений. Для этой цели по нашей просьбе старший научный сотрудник Института теоретической астрономии АН СССР В. А. Извеков вычислил эфемериду движения Эроса на 1974 -1975 гг., которую мы приводим в таблице XI. Видимый путь Эроса в 1974 - 1975 гг. изображен на рис. 107. Великое противостояние произойдет 23 января 1975 г., когда Эрос подойдет к Земле на расстояние в 22,6 млн. км.

Таблица XI. Эфемерида Эроса

Рис. 107. Видимый путь Эроса по небу во время великого противостояния 1974-1975 гг.

Рис. 108. Кривая изменения блеска Эроса. На горизонтальной оси отложены сотые доли суток, а на вертикальной - блеск в степенях. Одна степень эквивалентна 0,1 звездной величины

Как организовать наблюдения Эроса? Самое трудное - отыскать планету на небе. Пользуясь эфемеридой, следует навести те-

(В книге-источнике отсутствуют страницы: 185-186)

брошена молекула. Сила светового отталкивания, действующая на молекулу, обозначена через ƒ₁. Комета наделила частицу скоростью υ₁ направленной по касательной к орбите. Скорости движения υ₂, и вызванная силой ƒ₁ складываются, и молекула должна уйти от головы по вогнутой гиперболической траектории, которая на рис. 110 обозначена I - 3.

Другая частица, покинувшая комету в момент Т₂, уйдет по траектории II-2. В момент Т₃ новая частица только покидает голову кометы. К моменту времени Т все выброшенные в разные моменты времени частицы расположатся на дуге III - 3, вдоль которой и вытягивается кометный хвост.

Описанный процесс образования кометного хвоста - основной. Выброшенные из головы частицы располагаются вдоль кривой линии, которая называется синдинамой. Таким образом, частицы движутся не вдоль синдинамы, а весь хвост перемещается с течением времени как бы «боком». Поэтому неудивительно, что при приближении кометы к Солнцу хвост направлен от него и «тянется» за кометой. После прохождения через перигелий комета движется так, что хвост, направленный также от Солнца, предшествует комете.

Форма хвоста и его отклонение от прямой линии, соединяющей голову кометы и Солнце (радиуса-вектора кометы), зависят от величины силы солнечного воздействия (светового давления и мощности ударов идущих от Солнца корпускул) и массы выбрасываемых из головы кометы частиц. Чем меньше масса частиц, тем большую скорость они получают, тем «прямее» и ближе к направлению радиуса-вектора образующийся хвост. Иногда комета имеет несколько хвостов, по-разному отклоненных от направления радиуса-вектора: солнечное воздействие «сортирует» частицы в зависимости от их массы.

Теперь допустим, что в некоторый момент времени в голове кометы произошел взрыв и одновременно вылетело много частиц, обладающих различными массами. Каждая из них пойдет по своей траектории, и если нового взрыва вскоре не последует, то продукты единовременного взрыва расположатся в сравнительно узкой полосе, которая называется синхроной и отнюдь не совпадает с направлением синдинамы. В общей картине кометы и ее хвоста мы видим в таких случаях поперечные, наклонные к синдинаме полосы.

Была разработана теория кометных хвостов. Они были классифицированы в зависимости от получаемого частицами ускорения.

Хвосты типа 10 - прямолинейные лучи, идущие вдоль радиуса-вектора и мало от него отклоняющиеся; у них добавочное ускорение в тысячи раз больше орбитального.

Хвосты типа I - прямолинейные хвосты, у которых отталкивание превышает солнечное притяжение, в соответствии с формулой R = 22п, где п принимает значения, равные целым числам 1,2,3.

Хвосты II типа сильно изогнуты и отклонены от направления радиуса-вектора. Они «отстают» от кометы. У них ускорение отталкивания невелико: от 0,6 до 2,2. В них часто наблюдаются синхроны.

Рис. 110. К образованию хвоста кометы

Хвосты типа II0 - прямолинейные, но сильно отклоненные от направления радиуса-вектора, являющиеся синхронами с большим набором ускорений от нуля до 2,2. Раньше их называли хвостами III типа по классификации основоположника теории кометных форм Ф. А. Бредихина.

И, наконец, существуют еще загадочные аномальные хвосты, направленные к Солнцу. Можно думать, что они состоят из пыли.

Спектральные исследования кометных хвостов показали, что газовая составляющая (в хвосте присутствуют также и мелкие пылинки) содержит молекулы циана (CN), углерода (С₂), гидро-ксила (ОН), азота (N₂), окиси углерода (СО) и др.

Разнообразие кометных форм настолько интересно, что любителям астрономии в случае появления яркой кометы рекомендуется систематически фотографировать ее светосильными фотоаппаратами. Только аппарат должен быть укреплен параллельно телескопу, установленному на параллактической монтировке, и при длительной экспозиции надо все время следить за кометой в окуляр. Тогда детали хвоста кометы выйдут на снимке четкими, а изображения звезд растянутся и будут иметь вид черточек. Такой снимок полезно стандартизовать фотометрически. Лучше делать снимок на пластинке, а не на пленке.

Большая серия снимков яркой кометы представляет определенную научную ценность. Однако для ее надлежащей обработки необходимы специальные измерительные приборы, и тому, кто получил такие фотографии, мы советуем обратиться в одну из астрономических обсерваторий за консультацией. Лучше всего обращаться в Киевский государственный университет, где на кафедре астрономии занимаются исследованием комет.

Кометная астрономия предоставляет любителю астрономии широкое поле деятельности. Это прежде всего поиски новых комет. История астрономии знает много случаев, когда яркие и интересные кометы были открыты любителями и носят их имена. Слабые, телескопические кометы открываются обычно фотографическим путем. Однако самые яркие кометы обычно видны вблизи Солнца, вечером, после его заката, или утром, перед его восходом. Фотографии этих областей неба получить не столь просто, и роль визуальных наблюдений для открытия таких комет повышается. Для этого надо хорошо изучить вид неба и знать, где размещены на нем туманные объекты - туманности и шаровые звездные скопления, которые можно принять за комету. Затем, при помощи простейших инструментов - бинокля или бинокуляра, надо систематически осматривать западную сторону неба после захода Солнца и восточную утром, перед солнечным восходом. Если вам удастся открыть новую комету, то надо немедленно послать об этом телеграмму в Москву, в Государственный астрономический институт им. Штернберга. В телеграмме надо указать возможно точнее момент наблюдения, координаты кометы (прямое восхождение и склонение), звездную величину (приближенную) и описать вид кометы.

Открытие новых комет - не единственная область кометной астрономии, где любитель может принести пользу.

Как показали наблюдения комет, общий блеск кометы (I) зависит от ее расстояния от Солнца r и от Земли Δ, в соответствии с формулой

в которой через /0 обозначен блеск кометы на единичном расстоянии от Солнца и от Земли. Показатель п различен для разных комет и в среднем равен 4. Кроме того,"Ьроф. С. К. Всехсвятским и его сотрудниками установлено, что у многих комет величина /0, характеризующая абсолютный блеск кометы, с течением времени, от одного появления кометы к следующему появлению, убывает. Это вполне естественно, так как кометы постоянно рассеивают свое вещество и истощаются. Оценки блеска кометы дают возможность исследовать темп распада.

При систематических наблюдениях кометы во время ее приближения к Солнцу можно заметить, что по временам ее блеск внезапно увеличивается. Происходят как бы вспышки. Они возникают в результате воздействия на комету потоков быстрых, исходящих от Солнца частиц. Изучая это явление, можно полнее исследовать активность Солнца.

Как производить оценки общего блеска кометы? Главное затруднение состоит в том, что комета видна как туманное пятно, а звезды, с которыми приходится сравнивать ее блеск,- как точки. Поэтому мы должны вывести изображения звезд и кометы из фокуса, чтобы звезды также выглядели туманными кружками. По мере выдвижения окуляра из фокуса размеры внефокальных изображений звезд будут расти, а их яркость ослабевать. Выдвигаем окуляр до тех пор, пока внефокальные диски звезд не сделаются по размерам примерно равными внефокальному изображению кометы. В принципе, равенства размеров добиться нельзя, так как при выдвижении окуляра возрастает и диаметр внефокального изображения кометы. Однако, поскольку края головы кометы имеют меньшую яркость и при выведении из фокуса становятся невидимыми, уравнять размеры дисков звезд и головы кометы удается.

После того как размеры изображений «подогнаны», надо выбрать две звезды сравнения - более яркую и более слабую и сделать оценку блеска по способу Пиккеринга (см. главу VIII, § 88). После этого блеск кометы вычисляется простым интерполированием, если известны звездные величины звезд сравнения, которые надо взять из каталога или, если в каталоге их не окажется, запросить данные о звездных величинах в одной из обсерваторий.

Иногда у ярких комет видно звездоподобное ядро. Полезно также делать оценки его блеска по сравнению с соседними звездами, только для выполнения таких наблюдений выводить окуляр из фокуса не надо.

Вообще же наблюдения кометы очень интересны. Могут представить интерес рисунки головы и хвоста, синхрон и других облачных образований. Интересно также проследить за покрытием звезд головой кометы.

Список некоторых периодических комет приведен в «Справочнике любителя астрономии» П. Г. Куликовского. Эфемериды же периодических комет публикуются в астрономических календарях на тот год, когда предстоит очередное возвращение кометы.