Открытия и гипотезы, 2005 №11 - Журнал «Открытия и гипотезы»

Отношение содержания пыли к газу в кометных ядрах составляет примерно 1:3. Размеры кометных ядер, по оценке ученых, заключены в интервале от 1 до 100 км. Известные короткопериодические кометы имеют ядра размером от 2 до 10 км. Размер же ядра ярчайшей кометы Хейли-Боппа, которая наблюдалась невооруженным глазом в 1996 году, оценивается в 40 км.

Так как комета имеет, как правило, высокоэксцентричную орбиту, то при приближении к Солнцу температура поверхности ядра повышается, льды начинают сублимировать и потоки газа выносят частицы пыли. В результате образуется так называемая газопылевая кома, которая имеет почти сферическую форму и может в миллионы раз превышать размеры самого ядра.

Благодаря огромным размерам комы отражаемый ею солнечный свет позволяет с Земли наблюдать кометы на достаточно больших расстояниях (до 5 а.е. и более) от Солнца.

Мелкие пылевые частицы очень чувствительны к давлению солнечного света. Для них давление света сравнимо с притяжением Солнца, а в некоторых случаях может и преобладать. Такие частицы покидают кометную кому, образуя хвост.

Хвост направлен в сторону, противоположную Солнцу, и его видимые размеры могут превышать размеры кометы в сотни раз, достигая 1 а.е. и более.

Согласно наиболее распространенной гипотезе, кометы являются остатками протопланетного вещества, не вошедшего в состав планет. Считается, что на окраине Солнечной системы находится так называемое Облако Оорта — склад кометных ядер.

Возмущения от близко проходящих к Солнцу звезд или газопылевых скоплений преобразуют отдельные орбиты ядер комет из Облака Оорта в орбиты, проходящие вблизи больших планет.

Большие же планеты могут еще сильнее изменить орбиты и перебросить ядра внутрь планетной системы, в которой и происходят кометные явления.

Метеороиды образуются при разрушении ядер комет и астероидов. Однако вполне вероятно, что незначительная часть современной популяции метеороидов была выброшена со спутников больших планет, с Меркурия или Марса. Как показывают наблюдения, нельзя исключить и возможность попадания в Солнечную систему метеороидов из других звездных систем.

Некоторые кратеры на поверхности спутников планет имеют диаметры до 1/3 диаметра спутника. При скорости 20 км/с столкновения астероида со спутником планеты объем кратера составит около 1500 объемов астероида. Скорости выброса вещества спутника из кратера относительно невелики, и может образоваться рой частиц с орбитой, близкой к спутнику.

Для более высоких скоростей столкновения осколки с поверхности спутника, преодолев гравитационное притяжение спутника, могут быть выброшены внутрь Солнечной системы.

По динамическим характеристикам метеороиды разделяют на два класса: спорадические и метеороиды образующие рои. Метеороидный рой — это множество частиц, двигающихся по близким орбитам.

Если метеороидный рой пересекается Землей, то при достаточно больших геоцентрических скоростях метеороидов и пространственной плотности роя мы наблюдаем явление метеорного потока. Наблюдения метеорных потоков — это практически единственный способ регистрации метеороидного роя по наземным наблюдениям. Известно около 20 метеорных потоков с часовым числом от 20 до 140 метеоров в час. Эти потоки называют главными. Разные авторы выделяют также до 6000 так называемых малых метеорных потоков или метеорных ассоциаций.

Начиная с открытия Дж. Скиапарелли, установившего сходство орбит метеорного потока Персеид и кометы 1862 III, считается, что метеороидные рои образуются при разрушении ядер комет.

Спокойный распад ядер комет на большой дуге орбиты в окрестности перигелия при сублимации замерзших газов — наиболее вероятный путь образования метеороидного роя.

Нельзя, конечно, исключить образование роя и при катастрофических процессах: разрушении ядра кометы под действием приливных, центробежных или иных сил и при возможных столкновениях с астероидами или крупными метеороидами.

Происхождение и свойства астероидов

Астероиды, пересекающие орбиту Земли, были открыты относительно недавно. В 1898 году Г. Уитт открыл приближающийся к Земле астероид Эрос, а первый из астероидов, орбита которого действительно пересекала орбиту Земли, Аполлон, был открыт К. Реймутом в 1932 году. Справедливости ради отметим, что открытый М. Вольфом в 1918 году астероид Алинда в настоящий период имеет землепересекающую орбиту.

Сейчас известно около 600 землепересекающих или приближающихся к Земле астероидов. По существующим оценкам, число таких астероидов крупнее 100 м составляет примерно 100 000.

Естественным является вопрос, как астероиды и метеориты из основного пояса попадают на землепересекающие орбиты.

Ранее механизм трансформации орбит астероидов основного пояса в землепересекающие приписывался гравитационным возмущениям Марса. Согласно современным представлениям, существует возможность резкого увеличения эксцентриситета орбиты астероида под действием резонансных возмущений Юпитера. Форма и структура основного пояса, происхождение землепересекающих астероидов и метеоритов скорее связаны с хаосом, чем с регулярными осцилляциями.

Моделирование показало, что высокоскоростные столкновения и планетные возмущения могут генерировать значительное число землепересекающих осколков астероидов из основного пояса. Моделируя выброс осколков с поверхности 2355 нумерованных астероидов, удалось выявить список астероидов — наиболее эффективных потенциальных поставщиков метеоритов. Результат согласуется с заключением, что большинство метеоритов и околоземных астероидов может происходить от небольшой части астероидов.

Один из лучших кандидатов — 200-километровый астероид Геба. На Гебе есть кратер, возникновение которого можно объяснить столкновением с однокилометровым астероидом. Частота возможных столкновений такого рода — одно за 20 млн. лет. То есть такие столкновения — довольно редкое явление и, по мнению многих ученых, не могут обеспечить наблюдаемое число околоземных объектов. Для пополнения популяции околоземных астероидов крупнее 1 км из основного пояса требуется несколько десятков астероидов за 1 млн. лет. Моделируемый поток примерно в 10 раз меньше требуемого.

Кометы километрового размера довольно быстро теряют свои летучие вещества. До окончания своей динамической эволюции (то есть до столкновения с планетами или выброса из Солнечной системы) ядра комет могут полностью потерять все летучие вещества или покрыться толстой пылевой корой, препятствующей сублимации летучих веществ. В результате такие ядра могут наблюдаться как астероиды.

Чтобы объяснить противоречие в числе наблюдаемых околоземных астероидов их притоком из основного пояса, Е. Эпик в 1963 году выдвинул гипотезу о том, что околоземные астероиды являются ядрами угасших комет. Согласно современным представлениям, значительная доля землепересекающих астероидов (50 % и более) может быть кометного происхождения. Такая возможность получила и наблюдательное подтверждение. Например, открытая в 1949 году комета P/Willson-Harrington (1949 III) в 1979 году была переоткрыта уже как астероид (4015) Willson-Harrington (1979 VA). В 1994 году ядра двух короткопериодических комет — кометы Мачхолца 2 и кометы Харрингтона — разрушились на крупные осколки, которые угасли до астероидного вида.

Если же ядро кометы покрыто плотной корой, то вековое уменьшение перигелийного расстояния или столкновение с крупным метеороидом может привести к разрушению коры и возобновлению активности кометы. Возможно, в результате такого хода событий в 1986 году и была открыта первая периодическая комета Мачхолца 1, родоначальница метеороидного роя Квадрантид и его восьми метеорных потоков.

Метеорные потоки и метеороидные рои

Метеороидный рой порождает метеорный поток в атмосфере Земли. Это возможно, если метеороиды роя движутся по землепересекающим орбитам и пространственная плотность метеороидов роя достаточно высока.

Из физики метеорных явлений известно, что яркость метеора зависит не только от его массы, но и в большей степени от его геоцентрической или доатмосферной скорости. Поэтому более быстрые и более крупные метеороиды порождают более яркие метеоры, доступные различным методам наблюдений.

Все известные околоземные объекты имеют прямые движения, и большая их часть движется по орбитам с малыми наклонами. Это обстоятельство объясняет низкие геоцентрические скорости, низкую замечаемость метеоров, а, следовательно, и низкую замечаемость метеорных потоков. Низкая замечаемость метеорных потоков, связанных с околоземными объектами, обусловливается и высокой численностью спорадических метеоров на орбитах такого типа.