НОВОСТИ    БИБЛИОТЕКА    ССЫЛКИ    КАРТА САЙТА    О САЙТЕ







предыдущая главасодержаниеследующая глава

Глава 6. Холодный лунный свет. 1973-1979.

Андерссон и Фикс (1973) провели анализ новых фотометрических наблюдений изменения блеска Плутона, выполненных в 1971, 1972 и 1973 гг. Как и в более ранних исследованиях Уокера и Харди (1955) и Харди (1965b), они не нашли заметного изменения в цвете Плутона в зависимости от фазы вращения. Они сравнили три кривые блеска, полученные по наблюдениям 1954-1955 гг. (Уокер, Харди, 1955), 1964 г. (Харди, 1965b) и 1973 г. Постепенное ослабление среднего блеска и увеличение амплитуды в течение нескольких последних десятилетий (рис. 6.1) (Андерссон, Фикс, 1973) они объяснили изменением относительного положения планеты из-за ее орбитального движения и большого наклона оси вращения планеты*.

* (Ослабление блеска Плутона отмечается и в работе: Абраменко А. Н., Аврамчук В. В., Кучеров В. А., Лисина Л. Р., Прокофьева В. В. Ослабление блеска Плутона. Астрон. цирк., № 1100, 1, 1980. - Прим. ред.)

Рис. 6.1. Кривые блеска Плутона в 1954-1955 гг. (вверху), 1964 г. (в центре) и 1972 г. (внизу). Кривые блеска отнесены к среднему противостоянию и фазовому углу Г. Использовано значение периода 6,3867 сут. Приведены результаты отдельных наблюдений 1971-1973 гг.; наблюдения с малым весом показаны светлыми кружками, остальные - темными кружками (Андерссон, Фикс, 1973)
Рис. 6.1. Кривые блеска Плутона в 1954-1955 гг. (вверху), 1964 г. (в центре) и 1972 г. (внизу). Кривые блеска отнесены к среднему противостоянию и фазовому углу Г. Использовано значение периода 6,3867 сут. Приведены результаты отдельных наблюдений 1971-1973 гг.; наблюдения с малым весом показаны светлыми кружками, остальные - темными кружками (Андерссон, Фикс, 1973)

Разрабатывая более раннее предложение Андерссона (1973), Андерссон и Фикс (1973) сделали попытку определения ориентации оси вращения Плутона из анализа фотометрических данных. В этом анализе они следовали методике Рассела (1906) для общей задачи представления кривой блеска вращающегося тела в функции от распределения его поверхностной яркости. Они представили кривую блеска в виде


где ω - синодическая скорость вращения Плутона, t - время, а К1 и φ1 - постоянные коэффициенты. Коэффициенты Фурье К1 сами являются функциями распределения альбедо по поверхности и угла 0 между осью вращения Плутона и лучом зрения. Коэффициент Ко - это средний блеск Плутона, К1 - мера амплитуды кривой блеска Плутона, а К2 описывает асимметрию кривой блеска. Андерссон и Фикс дали таблицу средней звездной величины и амплитуды кривой блеска Плутона на протяжении нескольких периодов наблюдения (табл. 16).

Величины, приведенные в табл. 16, отнесены к среднему противостоянию и к фазовому углу 1° с использованием фазового коэффициента 0,05m на 1°. Звездная величина, данная на период 1930-1933 гг., является средней из визуальных и фотографических оценок (приведенных к величинам V), выполненных различными исследователями вскоре после открытия Плутона. Различие в значениях Vo между 1954 и 1955 г. Андерссон и Фикс приписывают главным образом ошибкам калибровки. Они не смогли объяснить явное расхождение между результатами наблюдений Киладзе (1967) в 1966 г. и общим ходом других значений Vo.

Значение 0 для данного наблюдения определяется ориентацией оси вращения Плутона. В соответствии с этим Андерссон и Фикс нашли прямое восхождение и склонение для положения полюса, которое в рамках принятой модели дало удовлетворительное согласие с существующими фотометрическими данными. Требования хорошего уравнивания (выполняемого методом наименьших квадратов) для Ко и K2 не налагали строгих ограничений, так что область возможных положений полюса почти целиком определялась уравниванием коэффициентов К1 и представлением ранних наблюдений среднего блеска Плутона. В силу ограниченной точности кривых блеска вычисления повторялись для различных значений К1, отличающихся от начальных значений на 5% для К1 и K2 и на 3% для Ко. Во всех случаях было найдено, что область возможных положений полюса близка к области, найденной при начальном поиске. Обобщенная конфигурация области возможных положений полюса показана на рис. 6.2. (Андерссон, Фикс, 1973).

Таблица 16. Средняя звездная величина и амплитуда кривой блеска Плутона
Дата V Амплитуда Источник
1930-33 14,75 - Граф (1930), Никольсон
и Мейолл (1930), Бааде (1931)
1953,3 14,92 - Уокер и Харди (1955)
1954,2 14,92 0,11 Уокер и Харди (1955)
1955,3 14,88 0,11 Уокер и Харди (1955)
1964,4 14,99 0,15 Харди (1973*)
1966,3 14,90 - Киладзе (1967)
1972,0 15,12 0,22 Андерссон и Фикс (1973)
1972,4

* (Личное сообщение Андерссону и Фиксу.)

Имеется, конечно, и другая область положений полюса, отстоящая на 180° от области, показанной на рис. 6.2. Андерссон и Фикс не смогли определить, является ли указанный ими полюс северным или южным. Они считают совершенно очевидным, что наклон оси вращения Плутона очень большой, вероятно больше 50°. По их мнению, было бы очень полезно повторить вычисления после новых измерений кривой блеска Плутона в конце 1970-х годов. Значительная часть области возможных положений полюса, изображенной на рис. 6.2, может оказаться несовместимой с новой кривой блеска, и, таким образом, станет возможным определение координат полюса Плутона со значительно большей точностью.

Рис. 6.2. Область возможных положений полюса Плутона. Орбита Солнца (при наблюдении с Плутона) изображена прерывистой линией. Крестиками слева направо отмечены положения Земли и Солнца на 1932, 1954-1955, 1964 и 1972 гг. Полюс орбиты Плутона показан темным кружком (Андерссон, Фикс, 1973)
Рис. 6.2. Область возможных положений полюса Плутона. Орбита Солнца (при наблюдении с Плутона) изображена прерывистой линией. Крестиками слева направо отмечены положения Земли и Солнца на 1932, 1954-1955, 1964 и 1972 гг. Полюс орбиты Плутона показан темным кружком (Андерссон, Фикс, 1973)

Килси и Фикс (1973) сообщили о результатах поляриметрических наблюдений Плутона, включавших в себя измерения линейной поляризации света, отражаемого полным видимым диском Плутона. В течение шести ночей в апреле 1972 г. было проведено несколько наблюдений с использованием поляриметра, откалиброванного по трем звездам сравнения и установленного на 1,3-метровом телескопе Национальной обсерватории Китт-Пик. Для каждого из этих наблюдений Килей и Фикс определяли в процентах степень поляризации (Р) и ее вероятную ошибку. Кроме того, они определяли в градусах позиционный угол (θ) и его вероятную ошибку в соответствии с 6,3867-суточным периодом кривой блеска Плутона. Средняя степень поляризации составила 0,27% с вероятной ошибкой 0,02%, а средний позиционный угол оказался равным 156° с вероятной ошибкой 2°. Во время наблюдений фазовый угол Плутона составлял 0,8°.

В силу малого, хотя и определенного крайне неуверенно, значения геометрического альбедо Плутона не было неожиданным, что Плутон обнаружил относительно большую степень поляризации при столь малом фазовом угле. Хотя экстраполяция от поляризации при фазовом угле 0,8° к минимальной поляризации Рmin в окрестности фазового угла 10° не может быть произведена сколько-нибудь точно, Килей и Фиксу казалось ясным, что Рmin для Плутона составляет по крайней мере 1%. Соотношение альбедо - Рmin для тел без атмосферы (Веверка, 1971а, b, с; Дольфюс, 1961) указывает на то, что альбедо Плутона меньше чем 0,25; это предел, который согласуется со значениями альбедо Плутона, вычисленными по его яркости (Гаррис, 1961) и радиусу (Койпер, 1950; Холидей, Харди, Франц и Прайзер, 1966). Однако предположение об отсутствии атмосферы у Плутона может быть неоправданным (Харт, 1974; Голицын, 1975). Поляризационная кривая Плутона может указывать на неровную поверхность с областями интенсивной метеоритной бомбардировки. Килей и Фикс исследовали также данные поляризации, пытаясь обнаружить свидетельства переменности, обусловленной вращением Плутона. Они не нашли таких свидетельств, возможно, в силу того, что изменения степени поляризации были очень незначительными и ограниченная точность данных не позволяла их выявить. Однако Килей и Фикс предсказали, что наблюдения, сделанные в периоды, когда фазовый угол Плутона достигает своего максимума и степень поляризации Плутона становится соответственно большей, должны позволить определить, связано ли изменение яркости Плутона с изменением поляризации. При наблюдениях при малых фазовых углах позиционный угол поляризации для планеты с гладкой поверхностью будет равен позиционному углу экватора интенсивности для этой планеты. На рис. 6.3 показаны ночные значения позиционного угла поляризации, а также позиционный угол экватора интенсивности для Плутона во время наблюдений Килей и Фикса (1973). Эти авторы указали, что измеряемый позиционный угол для Плутона оказывается систематически больше значения, предсказанного для планеты с поверхностью без особенностей.

Рис. 6.3. Ночные значения позиционного угла поляризации для Плутона в зависимости от даты и фазы в течение периода 6,39 сут. Сплошной линией отмечен позиционный угол экватора интенсивности во время наблюдений (Килей, Фикс 1973)
Рис. 6.3. Ночные значения позиционного угла поляризации для Плутона в зависимости от даты и фазы в течение периода 6,39 сут. Сплошной линией отмечен позиционный угол экватора интенсивности во время наблюдений (Килей, Фикс 1973)

Ньюборн и Гулкие (1973) в своем обзоре внешних планет и их спутников суммировали известные в то время результаты, касающиеся Плутона. Они подчеркнули большие значения эксцентриситета и наклона орбиты Плутона, а также ее устойчивость, установленную Коэном и Хаббардом (1965) и Вильямсом и Бенсоном (1971). Такая устойчивость свидетельствует против гипотезы о Плутоне как о выброшенном спутнике Нептуна. Ньюборн и Гулкие снова обратили внимание на большие неопределенности в существующих оценках диаметра и массы Плутона. Они выразили единую с Эшем, Шапиро и Смитом (1971) точку зрения, что "масса Плутона не может быть надежно определена из существующих данных". По их мнению, только полеты космических аппаратов когда-нибудь в будущем позволят точно определить массу планеты. Кроме того, Ньюборн и Гулкис рассмотрели возможность эксперимента по радиозатмению космического аппарата как наилучший путь обнаружения атмосферы Плутона. В то же время они отметили, что Плутон может не иметь атмосферы в силу малой массы и низкой температуры. Многие потенциальные составляющие атмосферы, такие, как СО2, Н2О и NH3, могли вымерзнуть, в то время как другие компоненты типа Н2 и Не могли улетучиться. Более тяжелые инертные газы, как неон и аргон, способны образовать постоянную атмосферу, однако их присутствие очень трудно обнаружить с Земли спектроскопическим методом. По мнению Ньюборна и Гулкиса, поскольку радиус Плутона имеет столь неопределенное значение, "попытки вывести значение геометрического альбедо почти бессмысленны". Кроме того, поскольку значение плотности весьма неопределенно, вряд ли возможно построение модели внутреннего строения Плутона до выполнения достаточного числа измерений с помощью космических аппаратов. Существование магнитного поля Плутона маловероятно, поскольку планета невелика и вращается медленно.

Кианг (1973) исследовал предположение Брэди (1972) о возмущении движения кометы Галлея трансплутоновой планетой. Он попытался показать, что источником возмущений являются скорее негравитационные силы, на существование которых было указано Уипплом (1950), а не притяжение неизвестной планеты. После краткого упоминания о возможности негравитационной природы невязок в движении кометы Галлея Брэди показал, что невязки практически уничтожаются, если в вычисления орбиты кометы включен эмпирический член ее. Кианг заметил, что, хотя включение этого члена приводит к нужному результату, он привнесен в вычисления ad hoc и не имеет физической интерпретации. Как указал Кианг, этот член математически эквивалентен аномальному замедлению кометы Галлея, описанному в его предыдущей работе (Кианг, 1972). Кроме того, математическому эквиваленту этого члена можно дать правдоподобную физическую интерпретацию. Кианг (1973) показал, что величина соответствующей негравитационной силы вполне сравнима с величинами, найденными для других комет (Марсден, 1969, 1970, 1971; Йоманс, 1971). Брэди (1972) вместо этого попытался найти орбиту и массу трансплутоновой планеты, подобранные так, чтобы вызванные ею возмущения в движении кометы Галлея уменьшали невязки так же хорошо, как и вековой член ε6. Кианг (1973) выразил скептицизм по этому поводу, поскольку Брэди пришлось в конце концов постулировать существование объекта с массой, равной массе Юпитера, движущегося по сильно наклоненной орбите в обратном направлении.

Роулинс и Хаммертон (1973) произвели анализ невязок в движении Нептуна, чтобы установить границы возможных значений массы и положений гипотетической десятой планеты Солнечной системы. Они указали на трудности, встречающиеся при любом исследовании возмущений от неизвестной внешней планеты и связанные, в частности, с большими неопределенностями значений масс некоторых известных планет. Поэтому они решили основываться на значении массы, определенном по движению самого внешнего из хорошо наблюдаемых спутников, а именно масса Сатурна-1/3494 (по Япету), масса Урана - 1/22685 (по Оберону). Однако они отметили, что у Плутона нет наблюдаемого спутника (по данным того времени), а масса Нептуна, выведенная по его спутнику Нереиде, расходится с другими оценками. Поэтому Роулинс и Хаммертон включили массу Нептуна в качестве дополнительной неизвестной величины при анализе невязок в долготе Урана. Они произвели анализ невязок, используя классическую теорию возмущений со строгим уравниванием по методу наименьших квадратов.

Нептун использовался при этом, как основной источник данных, хотя позднее данные по долготе Урана были включены для контроля. Орбита гипотетической планеты предполагалась круговой. Роулинс и Хаммертон получили границы решений для долготы и радиуса орбиты, а затем решения для широты при нескольких значениях долготы и радиуса. Для различных комбинаций значений долготы от 0 до 360° и радиуса орбиты от 43 до 600 а. е. они дали таблицу вероятных верхних пределов для планет, движущихся по круговым орбитам в плоскости эклиптики. Они отметили, что любая планета, расположенная далее 600 а. е., должна была уже давно сойти со своей орбиты под влиянием проходящих звезд.

Затем Роулинс и Хаммертон произвели выборочное сравнение наблюдаемой и вычисленной долготы для хорошо уравненного положения α=0,5, ε'=330°. Постулированная ими гипотетическая планета позволяла хорошо согласовать наблюдения Лаланда 1795 г. и вызывала лишь незначительные возмущения в данных, полученных после открытия Нептуна. Однако, по их признанию, такое согласие объясняется предположением, что гипотетическая планета располагалась очень далеко от Нептуна на большей части рассматриваемого интервала. В то же время они отмечают маловероятность того, что Лаланд дважды делал ошибки порядка 7". Предполагаемая ими планета должна быть не слабее 17-й величины и, вероятно, имела малое склонение во время поискоз Томбо (1961), что затруднило ее возможное открытие.

В попытке разрешить давно существующую неопределенность в значении периода вращения Плутона Неф, Лейн и Фикс (1974) проанализировали новые фотометрические наблюдения Плутона, выполненные с помощью 90-сантиметрового рефлектоpa обсерватории Китт-Пик в течение четырех последовательных ночей в апреле 1973 г. Хотя большинство исследователей, включая Уохера и Харди (1955), интерпретировали фотометрические данные как указывающие на 6,39-суточный период, более короткий период, равный 1,1819 сут, был также приемлем. Неф и его коллеги нашли, что наблюдаемая и предсказанная средние звездные величины при коротком периоде существенно различались в одну ночь, а наблюдаемый и предсказанный наклоны графической зависимости звездной величины от фазы значительно различались в три ночи. Для более долгого периода четыре из наблюденных звездных величин и три из наблюденных значений углов наклона были в хорошем согласии с предсказанными значениями на графике с теми же ординатой и абсциссой. В две ночи наблюдения показали одинаковую фазу и для короткого периода, а звездные величины отличались на 0,18m, что в восемь раз превышает среднее стандартное отклонение. Поэтому Неф и его коллеги пришли к заключению, что 1,1819-суточный период был ложным, и подтвердили значение 6,3867 сут для периода вращения. Их уточненное значение составило 6,3874±0,0002 сут.

Коэн и Хаббард (1965) показали, что минимальное расстояние между Плутоном и Нептуном ограничено снизу значением 18 а. е. в силу резонанса, обусловленного тесной соизмеримостью 2/3 в средних движениях Плутона и Нептуна. Обсуждая результаты Коэна и Хаббарда, Брауэр (1966) указал на необходимость исследования долгосрочной эволюции движения аргумента перигелия, чтобы можно было сделать обоснованное заключение об устойчивости системы Плутон - Нептун на существенно большем интервале времени. Это связано с тем, что если перигелий Плутона будет продолжать двигаться по орбите в прямом направлении, то радиус-вектор Плутона при прохождении через перигелий будет эпизодически оказываться в плоскостях орбит других внешних планет; это порождает возможность тесного сближения с планетами с последующим изменением эволюции движения Плутона. Если же перигелий Плутона будет совершать либрационное движение относительно среднего значения, оставаясь далеко от плоскостей орбит Нептуна и других планет, то устойчивость системы повысится и будет обеспечено отсутствие тесных сближений. Вильямс и Бенсон (1971) провели такое исследование долгосрочной эволюции движения Плутона на интервале в 4,5 млн. лет.

Накози и Диль (1974b) подтвердили и дали объяснение устойчивому характеру либрационного движения перигелия Плутона, найденному Вильямсом и Бенсоном. Никози и Диль показали, что эксцентриситет е и наклон i орбиты Плутона, а также две угловые переменные - первый критический аргумент δ1 и аргумент перигелия со - подвержены долгопериодической либрации вокруг стационарных значений. Они отметили, что в общем случае либрация координаты вокруг стационарного значения указывает на устойчивость этой координаты. Поскольку действительная орбита Плутона обнаруживает устойчивую либрацию относительно стационарной точки, Накози и Диль полагают, что решение Вильямса и Бенсона, охватывающее 4,5 млн. лет, может быть проэкстраполировано на гораздо более длительный период времени в прошлое и будущее.

Балди и Капуто (1974) указали, что по планетам с известными фундаментальными параметрами - массой М, экваториальным радиусом R, периодом вращения w и коэффициентом J2 при второй гармонике гравитационного потенциала - можно получить интересную информацию относительно моментов инерции С Урана и Плутона, а также массы Плутона. Они выяснили, что вычисленное ими значение плотности углового момента, обусловленного вращением Cw/M [см2/с] для Урана очень хорошо ложится на прямую линию, полученную Мак-Дональдом (1964) в его графике зависимости величины Cw/M от М для планет, моменты инерции которых известны с хорошей степенью точности. Балди и Капуто применили затем критерий, даваемый прямой линией Мак-Дональда, к семи комбинациям значений Cw/M и М, полученных при радиусах 3200 км (Холидей и др., 1966) и 2700 км (Холидей, 1969) и значениях масс в интервале от 0,11 массы Земли (Сейделмен и др., 1971) до 0,004 массы Земли. Период вращения принимался равным 6,387 сут. Они нашли, что единственно приемлемыми моделями Плутона являются модели с радиусом 2700 км и значениями массы в интервале от 0,004 до 0,0138 массы Земли, а также с радиусом 3200 км и значениями массы от 0,0069 до 0,023 массы Земли. Остальные три модели приводят к значениям, лежащим или значительно выше, или значительно ниже прямой Мак-Дональда, графически изображающей зависимость Cw/M от М.

Хоредт (1974) провел численное интегрирование уравнений движения в плоской круговой ограниченной задаче трех тел для случая экспоненциального изменения массы тела с малой массой т (т. е. планеты), вокруг которой обращается спутник. Он нашел, что при уменьшении массы в 20 раз спутник выбрасывается по направлению внутрь орбиты тела т при условии достаточно медленной скорости потери массы. Применяя свои результаты к реальной Солнечной системе, Хоредт заключил, что любой спутник, выбрасываемый прото-Нептуном вследствие значительной потери его массы, будет после выброса двигаться, скорее всего, внутри орбиты Нептуна, а не снаружи, как это требуется в случае Плутона, если он образовался вследствие выброса. Поэтому кажется вероятным, что Плутон возник как независимая транснептуновая планета из протопланетной туманности.

Харт (1974) отмечает, что спектроскопические наблюдения Плутона не выявили присутствия атмосферы. Он придерживается той точки зрения, что все обычные газы или замерзли при очень низкой средней температуре Плутона (~43 К), или улетучились из-за его слабой силы тяжести. В то же время Харт указывает, что неон обладает достаточно высоким молекулярным весом, позволяющим избежать утечки, и достаточно летуч, чтобы избежать замораживания. Поэтому Харт предполагает, что Плутон может иметь атмосферу из неона. Подобная атмосфера, даже если она очень плотная, не будет создавать никаких линий поглощения в видимой части спектра.

Таблица 17. Эффективные температуры (Харт, 1974)
Таблица 17. Эффективные температуры (Харт, 1974)

Принимая значения массы М Плутона равной 0,11 массы Земли (Сейделмен и др., 1971), радиуса R = 2900 км (Койпер, 1950), эксцентриситета е=0,246 (Коэн и др., 1967), большой полуоси а = 39,53 а. е. (Коэн и др., 1967), альбедо Бонда A = 0,17 (Койпер, 1950), Харт вычислил количество солнечной энергии, поглощаемой Плутоном в произвольный момент времени. На основании этого и в предположении, что Плутон излучает в любой момент столько же энергии, сколько поглощает, Харт (1974) рассчитал его эффективную температуру на различных расстояниях от Солнца (табл. 17). Во втором столбце табл. 17 указана эффективная температура в предположении, что температура дневной и ночной сторон Плутона одинакова. В третьем столбце табл. 17 приводится эффективная температура дневной стороны в предположении, что ночная сторона Плутона значительно более холодная. Давление пара жидкого неона в функции от температуры приведено в табл. 18. Тройная точка неона соответствует значениям T=24,5 К, Р = 0,427 атм. Критическая точка достигается при значениях T=44,4 К, Р = 26,9 атм. Если предполагать равенство температур дневной и ночной сторон Плутона, то из табл. 17 и 18 видно, что неон не замораживается. Если давление на поверхности Плутона достаточно высокое (около 21,5 атм при температуре 42,9 К), то на поверхности будет существовать жидкий неон.

Таблица 18. Давление паров жидкого неона (Харт, 1974)
Температура,
К
Давление,
атм
Температура,
К
Давление,
атм
Температура,
К
Давление,
атм
30 2,2 36 7,5 41 16,8
31 2,7 37 9,0 42 19,5
32 3,35 38 10,8 43 21,9
33 4,1 39 12,5 44 24,5
34 5,1 40 14,5 44,4 26,9
35 6,2 * * * *

Вполне возможно, что неон является единственным газом, присутствующим в достаточном количестве. Большинство обычных газов, таких, как двуокись углерода, аммиак и метан, затвердевают даже при самой высокой температуре, которая может существовать на Плутоне. Второй наиболее обильный газ - это, вероятно, аргон; но даже при температуре 58 К аргон имеет давление паров менее 0,01 атм. Даже если имеется свободный азот, его давление паров составляет только 0,04 атм при 58 К и даже меньше при более низкой температуре. Большая часть имевшихся первоначально водорода и гелия, вероятно, уже давно покинула Плутон. По подсчетам Харта, независимо от того, изотермична атмосфера Плутона или нет, планета может без труда удерживать атмосферу из неона. Масса МNe неоновой атмосферы является основным параметром, определяющим условия на поверхности Плутона. В табл. 19 представлены оценки некоторых важных величин в функции от МNe.

Таблица 19. Некоторые эффекты неоновой атмосферы (Харт, 1974)
Таблица 19. Некоторые эффекты неоновой атмосферы (Харт, 1974)

Видно, что если масса МNe достигает 4,61*1022 г, то поверхность Плутона полностью или частично покрывают океаны из жидкого неона. Если количество неона немного менее обильно, океаны будут существовать в течение некоторой части периода обращения Плутона, полностью высыхая во время "жаркого" сезона, когда Плутон ближе всего подходит к Солнцу. Если MNe имеет значение, меньшее 4,46*1022 г, то океаны вообще не будут существовать.

Атмосфера, достаточно массивная для образования океанов, в силу повышенной отражательной способности на более коротких длинах волн, обусловленной рэлеевским рассеянием, привела бы к значению альбедо Плутона, значительно более высокому в ультрафиолетовой области, чем в красной. Однако фикс, Неф и Килей (1970) нашли, что характер изменения альбедо Плутона совершенно противоположный. Сравнение теоретических значений монохроматического геометрического альбедо для различных значений атмосферного давления с результатами наблюдений альбедо Плутона показывает, что, хотя имеющиеся данные совместимы с давлением на поверхности в 1,0 атм, давление на поверхности порядка 3,0 атм, по-видимому, исключается. Поэтому Харт пришел к заключению, что неоновые океаны не могут существовать на Плутоне постоянно.

Голицын (1975) исследовал термические и динамические свойства неоновой атмосферы предложенного Хартом типа (Tсредн≈43 К, Р≈1,0 атм). Он вычислил, что скорость звуковых волн составляет 170 м/с, а характерное время охлаждения такой атмосферы будет порядка 200 лет. Так как Плутон обращается вокруг Солнца за 248,6 г., сезонные вариации температуры, вызванные большим эксцентриситетом его орбиты (е = 0,246) и возможным большим наклоном его оси вращения (Андерссон, Фикс, 1973), должны быть сильно ослаблены наличием такой атмосферы. Поэтому Голицын предполагает, что незначительные изменения температуры Плутона при его движении по орбите могут служить свидетельством существования такой атмосферы. По его вычислениям, характерное изменение температуры δТ, вызывающее атмосферную циркуляцию, и скорость ветра U имеют значения ≈0,07 К и ≈30 см/с соответственно. Такие незначительные колебания температуры являются следствием большой тепловой инерции атмосферы при низких температурах. Несмотря на низкую скорость ветра, это обеспечивает эффективный перенос тепла в области планеты, плохо обогреваемые Солнцем. Голицын предполагает, что атмосферная циркуляция должна быть симметричной, причем единственная циркуляционная ячейка простирается от экватора до полюса.

Голицын отмечает, что низкое значение альбедо Плутона исключает присутствие на поверхности планеты плотного замерзшего покрова, состоящего, например, из аргона или молекулярного азота. Это позволяет установить верхние пределы наличия этих веществ в атмосфере Плутона. Для того чтобы отсутствовали полярные шапки на полюсах Плутона, где T≈ 42 К, парциальное давление азота должно быть менее 0,4 мбар. Даже если предположить, что наблюдавшееся в период 1955-1972 гг. 20%-ное уменьшение альбедо (Андерссон, Фикс, 1973) было вызвано частичным таянием замерзшего азота на поверхности планеты по мере ее приближения к Солнцу, а не тем обстоятельством, что при орбитальном движении Плутона более темные экваториальные области планеты были обращены к Земле, то верхний предел давления молекулярного азота в атмосфере все еще будет составлять 1 мбар. Даже столь разреженная атмосфера полностью определяла бы тепловые условия на поверхности Плутона и в принципе могла бы быть обнаружена по радиоизлучению планеты (Вебстер и др., 1972).

Харт (1974) предполагает, что неон является, по-видимому, единственным газом, образующим атмосферу Плутона. Другие газы, как водород и гелий, вероятно, улетучились, в то время как двуокись углерода, аммиак и метан могли образовать замерзший покров на поверхности Плутона. Голицын (1975) интерпретирует низкое геометрическое альбедо Плутона как свидетельство отсутствия такого покрова. Однако Крукшенк, Пилчер и Моррисон (1976) сообщили позднее об обнаружении следов замерзшего метана на Плутоне. Они полагают, что альбедо Плутона может быть больше, а его диаметр меньше, чем это оценивалось ранее.

Крукшенк и др. предложили простой наблюдательный тест для проведения различия между льдом или инеем из воды, аммиака и метана. Наличие инея на поверхности планеты приводит к существенному уменьшению отражательной способности с увеличением длины волны от 1 до 4 мкм. Крукшенк отметил, что измерения отражательной способности в диапазоне между 1,4 и 1,9 мкм могут позволить отличить СН4 от Н2О или NH3. Метан обнаруживает сильное поглощение на волне 1,7 мкм, в то время как замерзшие вода и аммиак проявляют максимум отражательной способности вблизи этой длины волны, а полосу поглощения - на волне 1,5 мкм. В свою очередь, вода и аммиак могут быть различимы по измерениям отражательной способности в интервале от 3,2 до 3,6 мкм, где Н2О фактически не отражает, a NH3 имеет высокую отражательную способность.

Крукшенк и др. наблюдали Плутон с помощью 4-метрового рефлектора обсерватории Китт-Пик в марте 1976 г., измеряя отражательную способность планеты со стандартными JHK-фильтрами, а также с двумя специально изготовленными узкими фильтрами, центрированными на длинах волн 1,55 и 1,73 мкм (обозначаются Н1 и H2 соответственно). Результаты широкополосной фотометрии для Плутона, выраженные в разностях звездных величин, составляли J-H=0,2±0,1 и Н-K=-0,4±0,1. Последнее значение близко к ожидаемому значению для инея, в то время как первое существенно более положительно, чем ожидавшееся значение для объекта, покрытого водяным инеем. Отношение отражательных способностей H1/H2 для Плутона не согласуется со значением для водяного инея и составляет 1,6±0,1 по сравнению со значением ~0,5 для лабораторных спектров инея Н2О.

На основе отношения H1/H2 для Плутона, его показателя цвета J-Н и других данных наблюдений и теории, приведенных в работе 1976 г., Крукшенк, Пилчер и Моррисон пришли к заключению, что иней СН4 является, вероятно, основным отражающим материалом на поверхности Плутона. По их мнению, отношение Н1/Н2 для Плутона меньше значения, полученного при лабораторных исследованиях инея СН4, поскольку поверхность Плутона либо содержит примеси пыли и других замерзших летучих веществ, как предполагал Койпер (1950), либо имеет иное распределение размеров зерен, чем лабораторные образцы. Они также указали, что 20%-ная вариация яркости, проявляемая Плутоном при его вращении, указывает на неоднородность его замерзшего покрова. Эти авторы представили два возможных объяснения происхождения метанового покрова Плутона. Наиболее прямолинейное объяснение состоит в том, что температура протопланетной туманности на расстоянии Плутона от Солнца опустилась ниже точки замерзания СН4. Другой возможностью является то, что температура опустилась только до точки конденсации 70 К гидрата CH4*8H2O. Этот гидрат в дальнейшем диссоциировал, оставив на поверхности слой более или менее чистого льда СН4.

Крукшенк и его коллеги отмечают, что ранее принятое значение геометрического альбедо Плутона порядка 0,1 должно быть пересмотрено в сторону увеличения. Учитывая вероятную пятнистость замерзшего покрова, они предлагают пересмотренное среднее значение геометрического альбедо 0,4, которое приводит к новому значению диаметра Плутона, равному 3300 км, что несколько меньше диаметра Луны. Значение альбедо 0,6 привело бы к значению диаметра лишь 2800 км. Столь малый размер планеты в сочетании с разумной величиной средней плотности дает гораздо меньшее значение массы Плутона, чем это требуется для объяснения невязок в движении Урана и Нептуна. Поэтому Крукшенк и др. пришли к выводу, что открытие Томбо (1961) Плутона в 1930 г. было обусловлено скорее тщательностью поисков, чем справедливостью предсказаний существования планеты.

Фотометрические измерения Плутона в системе UBVRI (от 0,37 до 0,82 мкм), выполненные Харди, о которых сообщил Гаррис (1961), могут быть использованы для сравнения отражательной способности Плутона с отражательной способностью других объектов Солнечной системы. Лейн, Неф и Фикс (1976) отмечают, однако, что фильтр I Харди относился к длине волны, чуть смещенной в синюю сторону от линии поглощения 1,0 мкм, типичной для многих астероидов и метеоритов, так что измерения отражательной способности Плутона на немного более длинной волне были бы очень важны для сравнения Плутона с этими объектами. Поэтому Лейн и его коллеги провели измерения отражательной способности Плутона с интерференционным инфракрасным фильтром высокого пропускания с эффективной длиной волны 0,86 мкм. Наблюдения Плутона производились в течение четырех ночей в июне 1974 г. и двенадцати ночей с января по март 1975 г. с помощью 60-сантиметрового рефлектора университета штата Айова. Среднее из ночных значений инфракрасной отражательной способности с весами, определяемыми их стандартными отклонениями, дает отношение отражательной способности на волне 0,86 мкм к отражению на волне 0,55 мкм, равное 1,33±0,04. Этот результат приведен вместе с измерениями Харди отражательной способности в табл. 20 и графически представлен на рис. 6.4 (Лейн и др 1976).

Таблица 20. Измерения Харди относительной отражательной способности Плутона
Фильтр λкоэфф,
мкм
Полная ширина,
мкм
Относительная
отражательная
способность
(в зв. величинах)
U 0,37 0,07 +0,30
B 0,44 0,09 +0,17
V 0,55 0,07 0,00
R 0,68 0,23 -0,18
/H 0,82 0,16 -0,17
/L 0,86 0,04 -0,31

Рис. 6.4 и 6.5 показывают характеристики отражательной способности Плутона в сравнении с характеристиками ряда астероидов и метеоритов, различающихся по отражательной способности. Это сопоставление показывает наличие в Солнечной системе объектов, которые по своей отражательной способности в интервале от 0,3 до 0,86 мкм сходны с Плутоном. Наилучшее совпадение достигается с астероидом 5 Астрея, железным метеоритом с низким содержанием никеля и железокаменным метеоритом. Корреляция между Плутоном и железными метеоритами интересна в свете более раннего наблюдения Мэннингом (1971) сходных общих и специфических черт в спектре отражения Плутона и спектрах поглощения земных силикатов с примесями железа.

Рис. 6.4. Отражательная способность Плутона (светлые кружки) по UBVRI-измерениям Харди и результатам Лейна и др. (1976) в сопоставлении с данными для следующих астероидов: Паллада (2) - штриховая линия, Веста (4) - сплошная линия, Астрея (5) - пунктирная линия. Сглаженные кривые для астероидов проведены на основе данных Чепмена, Мак-Корда и Джонсона (1973). Отражательная способность нормирована к единице при λ=0,56 мкм (Лейн и др., 1976)
Рис. 6.4. Отражательная способность Плутона (светлые кружки) по UBVRI-измерениям Харди и результатам Лейна и др. (1976) в сопоставлении с данными для следующих астероидов: Паллада (2) - штриховая линия, Веста (4) - сплошная линия, Астрея (5) - пунктирная линия. Сглаженные кривые для астероидов проведены на основе данных Чепмена, Мак-Корда и Джонсона (1973). Отражательная способность нормирована к единице при λ=0,56 мкм (Лейн и др., 1976)

Отмечая сходство Плутона и Тритона в отношении их размера, массы, яркости, расстояния от Солнца и равновесной температуры, Беннер, Финк и Кромвелл (1978) предположили, что можно ожидать одинаковых характеристик атмосфер (если они существуют) этих объектов. По мнению Беннера и его коллег, наличие метановой атмосферы наиболее вероятно, в частности, в свете результатов Крукшенка, Пилчера и Моррисона (1976), свидетельствующих о присутствии инея из метана на поверхности Плутона, что означает также существование минимальной метановой атмосферы, находящейся в равновесии с этим инеем. Поэтому они решили попытаться обнаружить такую атмосферу, получая новые спектры Плутона и Тритона в инфракрасной области с целью их сравнения с лабораторными спектрами метана.

Рис. 6.5. Отражательная способность Плутона (светлые кружки) в сопоставлении с данными для следующих метеоритов: железокаменный (Верамин) - пунктирная линия, железный (Кейзи Каунти) - сплошная линия, углистый хондрит типа С-30 (Кайнзац) - штрих-пунктирная линия, эвкрит типа 2 (Береба) - штриховая линия. Отражательная способность нормирована к единице при λ=0,56 мкм (Лейн и др., 1976)
Рис. 6.5. Отражательная способность Плутона (светлые кружки) в сопоставлении с данными для следующих метеоритов: железокаменный (Верамин) - пунктирная линия, железный (Кейзи Каунти) - сплошная линия, углистый хондрит типа С-30 (Кайнзац) - штрих-пунктирная линия, эвкрит типа 2 (Береба) - штриховая линия. Отражательная способность нормирована к единице при λ=0,56 мкм (Лейн и др., 1976)

Наблюдения Плутона, Тритона и четырех звезд сравнения типа Солнца были проведены 18 и 19 июня 1976 г. с помощью 229-сантиметрового телескопа обсерватории Стюарда на Китт-Пик. Использовался спектрограф с дифракционной решеткой 800 штрих/мм и дисперсией 100 Å/мм в сочетании с охлаждаемым трехкаскадным электронно-оптическим преобразователем Варо. Спектры регистрировались на спектроскопических пластинках Истмэн Кодак IIа - D. Спектральное разрешение комбинированной системы составляло ~5 Å и поле 25 мм обеспечивало охват спектрального интервала от 6800 до 9200 Å. Для калибровки длин волн использовались спектры сравнения неона и аргона, а также линии ночного неба. Излучение ночного неба оказалось неожиданно сильным, и оно исключалось из искомых спектров в два этапа. Сначала на входной щели употреблялась малая апертура (2"Х3"), обеспечивающая получение только изображения объекта. Одновременно регистрировался спектр ночного неба. Затем производилось вычитание компонент спектра ночного неба из спектра объекта. Так как все спектры объекта располагались в электронно-оптическом преобразователе одинаковым образом, то можно было усреднить спектры и найти отношения без искажений, обусловленных неоднородностью чувствительности преобразователя на его входе. Среднее по двум спектрам Плутона, среднее из спектров звезд сравнения и их отношение показаны на рис. 6.6.

Рис. 6.6. Спектр Плутона, средний спектр четырех звезд сравнения типа Солнца (вверху) и их отношения при наблюдаемом разрешении 5 Å и сглаженном разрешении 20 Å. Теллурические и солнечные линии поглощения отмечены на спектре звезд сравнения. Нулевые уровни смещены, как указано сбоку. Дефект пластинки отмечен крестиком (Беннер и др., 1978)
Рис. 6.6. Спектр Плутона, средний спектр четырех звезд сравнения типа Солнца (вверху) и их отношения при наблюдаемом разрешении 5 Å и сглаженном разрешении 20 Å. Теллурические и солнечные линии поглощения отмечены на спектре звезд сравнения. Нулевые уровни смещены, как указано сбоку. Дефект пластинки отмечен крестиком (Беннер и др., 1978)

Заметная линия при 8410 Å в спектре Плутона обусловлена дефектом пластинки. Дополнительные линии со стороны коротких волн при 8410 Å и в окрестности 8540 Å слишком близки или к солнечным, или к теллурическим, или к линиям ночного неба и не позволяют прийти к окончательному заключению. Беннер и его коллеги нашли, что относительные спектры Плутона и Тритона в общем довольно похожи. В обоих случаях соответствующие кривые поднимаются примерно между 6800 и 7400 Å, а затем выравниваются и спускаются в окрестности 9000 Å. Тенденция к покраснению очень хорошо согласуется с результатами UBVRI-фотометрии, суммированными Гаррисом (1961). Однако эти данные не подтверждают измерений Лейна, Нефа и Фикса (1976), которые заявили о существенном возрастании альбедо при 8600 Å. Возможно, самая сильная и в конечном итоге самая главная линия проявляется при 8870 Å в спектре Плутона и с несколько меньшей уверенностью в спектре Тритона. Она совпадает с самой сильной линией в лабораторном спектре метана до 1 мкм (Дик, Финк, 1977; Финк, Беннер, Дик, 1977). Первоначальной целью исследования Беннера и др. (1978) было получение хорошего спектрального охвата этой линии при 8870 Å, обеспечивающего наилучший в области до 1 мкм наблюдательный критерий существования метановой атмосферы. К сожалению, резкое уменьшение сигнала в электронно-оптическом преобразователе на указанной длине волны вызывает определенные сомнения в реальности этой линии.

Поскольку эффект атмосферного давления может оказаться существенным при определении относительного содержания того или иного вещества, Беннер и его коллеги сначала анализировали свои данные в предположении, что давление велико, а затем рассматривали гораздо меньшее его значение. Один из принципиальных результатов их лабораторного спектрального анализа метана (Дик, Финк, 1977; Финк, Беннер, Дик, 1977) состоит в обнаружении незначительности эффекта сильного давления в линиях поглощения метана. На основании новых расчетов синтетических спектров они нашли, что давление выше 0,01 атм не влияет на поглощение, в то время как при давлении ниже этого значения поглощение заметно ослабляется. Поэтому при анализе спектра поглощения метана эффектом давления можно пренебречь, если вклад газа под давлением ниже 0,01 атм весьма незначителен. Более высокое общее атмосферное давление на Плутоне может быть обусловлено присутствием не проявляющих себя в инфракрасной области газов, таких, например, как неон. На рис. 6.7 показаны оптимально подобранные синтетические спектры для Плутона и Тритона при давлении 0,02 атм и эквивалентный спектр поглощения метана при 10 м-амага. Видно, что требуется гораздо более высокое относительное содержание метана для того, чтобы объяснить поглощение на Плутоне или Тритоне при учете эффекта давления. Как показывает исследование спектров, относительное содержание от 100 до 200 м-амага в предположении, что давление обусловлено только метановой атмосферой, позволяет хорошо объяснить возможное поглощение на Плутоне.

Рис. 6.7. Сравнение вычисленного синтетического спектра метана и относительных спектров Плутона и Тритона при разрешении 10 Å. Три верхних синтетических спектра получены в предположении, что давление обусловлено только атмосферой из метана. Четвертый спектр предполагает давление >0,01 атм, так что эффектами давления можно пренебречь. Условия формирования синтетических спектров: 1-50 м-амага, р=0,0003 атм; 2-100 м-амага, р= =0,0005 атм; 5-200 м-амага, р=0,001 атм; 4-10 м-амага, р >0,01 атм (Беннер и др., 1978)
Рис. 6.7. Сравнение вычисленного синтетического спектра метана и относительных спектров Плутона и Тритона при разрешении 10 Å. Три верхних синтетических спектра получены в предположении, что давление обусловлено только атмосферой из метана. Четвертый спектр предполагает давление >0,01 атм, так что эффектами давления можно пренебречь. Условия формирования синтетических спектров: 1-50 м-амага, р=0,0003 атм; 2-100 м-амага, р=0,0005 атм; 5-200 м-амага, р=0,001 атм; 4-10 м-амага, р >0,01 атм (Беннер и др., 1978)

В предположении реального существования линии поглощения 8900 Å Беннер и его коллеги рассмотрели природу возможной метановой атмосферы па Плутоне. Они пришли к выводу, что метановая атмосфера вполне может поддерживаться возгонкой поверхностного метанового инея. В силу большого эксцентриситета орбиты Плутона и вытекающего отсюда изменения расстояния от Солнца значительная атмосфера может существовать только при прохождении Плутона через область перигелия. Они также исследовали возможность того, что поглощение на Плутоне обусловлено скорее слоем инея метана, чем метановой атмосферой. Их лабораторные исследования спектров поглощения твердого и газообразного метана в интервале от 1 до 4 мкм показали, что линии поглощения в газообразном и твердом состоянии проявляются на одинаковых длинах воли. Поэтому существует возможность того, что линии поглощения, открытые на Плутоне Крукшенком. Пилчером и Моррисоном (1976), указывают на наличие либо метановой атмосферы, либо инея из метана, либо на их комбинацию. Беннер и его коллеги считают, что, пока линии поглощения газообразного и твердого метана в области от 1 до 3 мкм не будут различимы, линия поглощения на волне 8900 Å представляет наилучшую возможность для выбора между этими двумя состояниями; конечно, должны быть предприняты дальнейшие спектральные исследования с новыми, создаваемыми в настоящее время инструментами. Они заключают, что если линия на волне 8900 Å окажется слабее или даже вообще будет отсутствовать, то их анализ будет применим для указания верхнего предела содержания метана на Плутоне*.

* (Об уверенном обнаружении метановой атмосферы на Плутоне сообщается в работе: Fink U., Smith В. A., Benner D. С, Johnson J. R., Reitsema H. J. Detection of a CH4 atmosphere on Pluto. Icarus, 44, 62, 1980. - Прим. ред. )

Накози и Диль (1978) построили полуаналитическую теорию, описывающую долгосрочную эволюцию движения Плутона. Они ввели новую модель, представляющую собой модифицированную круговую ограниченную задачу трех тел, где Солнце обладает сжатием, Нептун движется по круговой орбите в плоскости экватора Солнца, а масса Плутона пренебрежимо мала. Это была простейшая динамическая модель, которую они могли предложить для представления движения Плутона на большом промежутке времени, пренебрегая короткопериодическими членами, а также членами с очень большими периодами. На основе указанной модели было получено несколько решений, одно из которых учитывает резонансные эффекты Плутон - Нептун и Плутон - Уран, а также нерезонансные эффекты, обусловленные Юпитером и Сатурном. Это решение дает долгопериодическое либрационное движение эксцентриситета, наклона и перигелия орбиты Плутона. Либрация эксцентриситета происходит между максимальным значением 0,266 и минимальным значением 0,218. Максимальное и минимальное значения для наклона составляют соответственно 17,15 и 14,67° с центром либрации 16,03°. В отличие от центра либрации по эксцентриситету центр либрации по наклону имеет большее значение, чем среднее значение наклона.

Накози и Диль обнаружили, что долгопериодический либрационный характер изменения элементов Плутона не нарушается при добавлении малых гравитационных сил (например, при изменении эксцентриситета и наклона орбиты Нептуна) или очень малых негравитационных диссипативных сил (Уиппл, 1950; Кианг, 1973), а также при небольшом изменении начальных условий, масс и других параметров. Все это не сказывается и на отсутствии тесных сближений между Плутоном и Нептуном. Таким образом, еще раз подтверждается долговременная устойчивость движения Плутона*.

* (Дальнейшая детализация этих результатов содержится в статье: Nacozy P. E., Diehl R. E. A discussion of the solution for the motion of Pluto. Celes. Mech., 17, 405, 1978. Обзор результатов по эволюции движения Плутона дан в работе: Nacozy P. A review of the motion of Pluto. Celes. Mech., 22, 19, 1980. - Прим. ред.)

7 июля 1978 г. в Циркуляре № 3241 Центрального бюро астрономических телеграмм Международного астрономического союза сообщалось об открытии Джеймсом Кристи из Морской обсерватории США спутника Плутона. Это было одним из наиболее важных и долгожданных открытий в астрономии Солнечной системы нашего столетия. Теперь наконец открылся путь для вычисления массы Плутона с гораздо большей точностью, чем это позволяла теория возмущений или оценки диаметра и плотности. И действительно, менее чем через две недели после извещения MAC Хьюз (1978) произвел такое вычисление массы по классическому уравнению (1):


где d - среднее расстояние спутника от планеты, Т - орбитальный период спутника, G - ньютоновская гравитационная постоянная; при этом спутник предполагается гораздо менее массивным, чем планета. Подставляя значения, опубликованные в Циркуляре MAC № 3241, Хьюз нашел для массы Плутона значение 1,56-1022 г, что согласуется в пределах ошибок определения со значением, данным Крукшенком, Пилчером и Моррисоном (1976). Для нового спутника Хьюз предложил имя Персефоны, жены Плутона в подземном царстве.

Кристи (Кристи, Харрингтон, 1978) отметил удлиненную форму изображений Плутона на фотографических снимках, сделанных на 1,55-метровом астрометрическом рефлекторе Морской обсерватории США во время программы регулярных астрометрических наблюдений Плутона, начатых в 1978 г. При измерении этих пластинок на автоматической измерительной машине 22 июня Кристи заметил вытянутость изображений планеты, имеющих небольшой выступ с южной стороны на всех пластинках, снятых 13 и 20 апреля, и с северной стороны на всех пластинках, сделанных 12 мая. Ошибки гидирования не могли являться причиной этого, поскольку изображения звезд имели круглую форму, и после того как возможность присутствия слабых звезд поля была исключена путем сравнения с "Паломарским обзором неба", было заподозрено существование спутника. Затем был организован поиск удлиненных изображений Плутона на пластинках, снятых ранее на 1,55-метровом телескопе в 1965, 1970 и 1971 гг. для других программ. Так как размеры выступа, обнаруженного в 1978 г., составляли лишь 0,7" на наилучших изображениях, было очевидно, что любая вытянутость изображения может быть обнаружена только при оптимальных условиях видимости. Тем не менее Кристи и Харрингтон смогли обнаружить вытянутость изображения и зафиксировать ее направление на двух пластинках, снятых в 1965 г. и пяти пластинках, снятых в 1970 г. Исследование пластинок 1970 г. привело к значению периода обращения спутника немногим более шести суток.

Вслед за этим начались наблюдения Плутона с помощью 1,55-метрового инструмента, выполняемые Даном, который использовал каждую подходящую ночь, хотя планета проходила через меридиан задолго до наступления темноты. Вытянутость изображения уверенно наблюдалась в две ночи, и 2 июля была получена еще одна оценка степени вытянутости. Оценки различных наблюдателей находились в пределах от 0,8" до 0,9" при общем согласии, что наилучшей оценкой является более низкое значение.

На рис. 6.8 показано лучшее изображение, полученное 2 июля. Удлинение изображения на 0,8" соответствует 17 000 км на расстоянии Плутона, что в три раза больше верхнего предела диаметра планеты, установленного ранее (Холидей, Харди, Франц, Прайзер, 1966). Это совершенно исключает возможность, что появление выступа обусловлено эффектом вращения Плутона или наличием каких-либо образований на поверхности планеты. На пластинках, снятых в главном фокусе 4-метрового рефлектора обсерватории Черро-Тололо 6 июля 1978 г., Грэхем (1978) обнаружил вытянутое изображение со средним диаметром 1,6", отношением осей немногим меньше чем 2:1 и позиционным углом примерно 166°±5°. Малхолланд в обсерватории Мак-Дональд подобным же образом сфотографировал Плутон 6 июля и подтвердил реальность этого явления. В тот же день капитан Смит из Морской обсерватории США сообщил об открытии астрономической общественности и прессе.

Рис. 6.8. Изображение Плутона на пластинке, снятой 2 июля 1978 г. на 1,55-метровом астрометрическом рефлекторе Морской обсерватории США. Увеличение приблизительно в 100 раз. Спутник проявляется как выступ на изображении планеты вблизи положения 4h 30m (Кристи, Харрингтон, 1978)
Рис. 6.8. Изображение Плутона на пластинке, снятой 2 июля 1978 г. на 1,55-метровом астрометрическом рефлекторе Морской обсерватории США. Увеличение приблизительно в 100 раз. Спутник проявляется как выступ на изображении планеты вблизи положения 4h 30m (Кристи, Харрингтон, 1978)

В попытке первоначальной интерпретации Кристи и Харрингтон предположили, что 6,3867-суточный период, связанный с кривой блеска (Андерссон, Фикс, 1973), относится также и к спутнику. Они приняли, что его орбита круговая с радиусом, равным максимальному наблюдаемому расстоянию от планеты, что момент и направление максимального удлинения изображения соответствуют прохождению спутника через узел. Наклон его орбиты достаточно велик, что приводит к ограничениям в отношении направления удлинения и в то же время не настолько большой, чтобы оказать влияние на кривую блеска. На основании всех этих соображений были получены элементы орбиты спутника, приведенные в табл. 21.

Таблица 21. Элементы орбиты спутника Плутона
Таблица 21. Элементы орбиты спутника Плутона

Наклон к эклиптике составляет примерно 115 или 55°. Полюс орбиты лежит вблизи точки α = 8h, δ=-5° или же точки α= = 19h, δ = 35°. Обе эти точки находятся в области вероятного расположения полюса вращения Плутона, указанной Андерссоном и Фиксом (1973). В первом случае прохождения спутника по диску планеты и затмения должны происходить в период 1983-1987 гг., а во втором случае - в период 1968-1972 гг. Используя эти элементы, Кристи и Харрингтон вычислили эфемериды на моменты всех результативных наблюдений (при которых было обнаружено удлинение изображения), а также на момент попытки Койпера (1950) измерить диаметр Плутона с помощью 5-метрового Паломарского рефлектора. Предвычисленные позиционные углы и угловые расстояния вместе с имеющимися наблюдательными данными приведены в табл. 22. Если принять во внимание трудности измерений, то согласие между вычислениями и наблюдениями надо признать отличным.

Таблица 22. Вычисленные и наблюденные положения спутника Плутона
Таблица 22. Вычисленные и наблюденные положения спутника Плутона

По значениям периода и среднего расстояния, приведенным в табл. 21, Кристи и Харрингтон вычислили значение массы Плутона со спутником, равное примерно 1/200000000 массы Солнца (около 0,0017 массы Земли). Со значением диаметра Плутона 3000 км (Крукшенк, Пилчер, Моррисон, 1976) средняя плотность планеты станет равной 0,7 плотности воды. Это означает, что Плутон, подобно спутникам других планет-гигантов, состоит в основном из замерзших летучих веществ. Если также предположить, что изменение блеска Плутона действительно обусловлено вращением планеты (спутник должен бы быть лишь на 1,6m слабее, чтобы обусловить наблюдаемое изменение в общей звездной величине, составляющее 0,22m) то тогда период обращения спутника и период вращения планеты синхронны. Такое состояние является весьма устойчивым. Принимая, что разность звездных величин Плутона и его спутника более 2m и предполагая, что альбедо и плотность аналогичны соответствующим характеристикам для Плутона, Кристи и Харрингтон вычислили, что диаметр спутника составляет около 0,4 диаметра Плутона, а его масса порядка 0,05-0,10 массы Плутона. Они считают, что подобие Плутона спутникам гигантских планет свидетельствует в пользу гипотезы о Плутоне как о выброшенном спутнике Нептуна.

Кристи предложил для спутника Плутона название Харон. Согласно классической греческой мифологии, Харон перевозил на лодке души умерших людей через реку Стикс в Аид, царство Плутона.

Лоутон (1978) дал детальное описание системы Плутон - Харон. Он отмечает, что Харон является еще более массивным по отношению к Плутону, чем Луна по отношению к Земле (1:81,4). Если его период обращения действительно равен периоду вращения Плутона, то Харон может быть единственным известным синхронным естественным спутником в Солнечной системе. Лоутон пишет, что Харон, наблюдаемый с поверхности Плутона, должен иметь весьма впечатляющий вид, обладая видимым диаметром, в 5 раз превышающим диаметр Луны на нашем небе, и видимой звездной величиной от -9 до -9,5m, соответствующей яркости нашей Луны в первой четверти. Подобно нашей Луне, Харон также проходит через фазы с периодом 6,39 сут. Лоутон, кроме того, замечает, что Плутон не является "мрачным, темным миром", каким его часто рисуют. Солнце появляется на его небе как сверкающая звезда со средним блеском -19m, в 1600 раз ярче полной Луны на Земле.

После открытия Харона Харрингтон и Ван Фландерн (1979) на основе своих вычислений предположили, что система Плутон - Харон могла произойти в результате сближения Нептуна с гипотетической десятой планетой, обладающей массой от 3 до 4 масс Земли. Такая планета при прохождении через систему Нептуна могла своим возмущающим действием перевести Тритон на его современную обратную орбиту и выбросить другой спутник (Плутон) на самостоятельную орбиту, которая постепенно преобразовалась в резонансную. Приливные силы могли также оторвать часть вещества Плутона, ставшую затем его спутником. В этом случае планета должна иметь неправильную форму, а ее яркость должна изменяться при вращении. Лоутон (1979) отметил, что если сближение по гипотезе Харрингтона - Ван Фландерна произошло вскоре после образования Солнечной системы, то имелось достаточно времени для стабилизации орбиты гипотетической планеты. Лоутон считает, что простейшей из таких стабилизированных орбит является орбита с соизмеримостью с Плутоном и Нептуном в отношениях 1:2 и 1:3 соответственно. Он указывает, что, хотя гипотеза Харрингтона - Ван Фландерна может подвергаться критике, она допускает возможность новой планеты, движущейся по очень эксцентричной орбите и позволяющей согласовать два наблюдения Нептуна Лаландом в 1795 г.* Простейшее и наиболее прямолинейное предположение состоит в том, что планета была близка к Нептуну в 1795 г. и оказывала возмущающее влияние. Лоутон предложил в высшей степени умозрительную систему элементов для орбиты планеты X. Он представляет себе планету с массой от 5 до 6 масс Земли, с диаметром от 15000 до 18000 км и с 11-й звездной величиной в перигелии. Большой эксцентриситет (е = 0,35) орбиты планеты X с 495-летним периодом отражается в положениях ее перигелия (30 а. е.) и афелия (92.5 а. е.)**.

* (Гипотеза Харрингтона - Ван Фландерна и обоснованность предположений о планете X обсуждаются в работах: Farinella P., Milani A., Nobili A. M., Valsecchi G. В. Some remarks on the capture of Triton and the origin of Pluto. Icarus, 44, 810, 1980; Hughes D. W. Planet X; is it necessary? Nature, 291, 613, 1981; Moore P. Some thoughts on planet X. J. Brit. Astron. Assoc, 91, 483, 1981; Partusch P. Transneptun und Transpluto. Astron. und Raumfahrt, № 6, 168, 1980. - Прим. ред.)

** (Из недавних работ, посвященных вопросам происхождения Плутона и Харона, отметим: Dormand J. R., Woolfson М. M. The origin of Pluto. Mon. Not. R. Astron. Soc, 193, 171, 1980; Mignard F. On a possible origin of Charon. Astron. Astrophys., 96, L1, 1981. В связи с гипотезами происхождения Плутона следует упомянуть гипотезу Т. М. Энеева, согласно которой Плутон возник как астероид в предполагаемом занептуновом астероидном поясе, под влиянием возмущений от подобных себе астероидов сблизился с Нептуном, который и перевел его на современную орбиту: См.: Энеев Т. М. Новая аккумуляционная модель формирования планет и структура внешних областей Солнечной системы. Препринт ИПМ АН СССР № 166, 1979; Ипатов С. И. О приближенном методе исследования взаимного гравитационного влияния тел протопланетного облака. К вопросу об эволюции орбиты Плутона. Препринт ИПМ АН СССР № 43, 1980. - Прим. ред.)

предыдущая главасодержаниеследующая глава










© Злыгостев Алексей Сергеевич, подборка материалов, оцифровка, статьи, оформление, разработка ПО 2001-2019
При копировании материалов проекта обязательно ставить активную ссылку на страницу источник:
http://12apr.su/ 'Библиотека по астрономии и космонавтике'

Рейтинг@Mail.ru Rambler s Top100