Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра - Шустов Борис - Страница 13

В данном разделе речь будет идти прежде всего об орбитах астероидов. Поэтому нелишне будет напомнить, что гелиоцентрическая орбита тела определяется значениями шести элементов. При этом положение плоскости, в которой происходит движение, задается элементами Ω и i — долготой восходящего узла на плоскости эклиптики и наклоном плоскости орбиты к эклиптике (рис. 3.1). Ориентация орбиты в этой плоскости (положение перигелия) определяется элементом ω — угловым расстоянием перигелия от восходящего узла орбиты. Размер и форма орбиты определяются элементами a и e — большой полуосью и эксцентриситетом орбиты. Наконец, положение тела на орбите в определенный момент времени задается значением средней аномалии M. Угловые величины Ω, ω, i, M выражаются в градусах, большая полуось — в астрономических единицах (а.е.), где 1 а.е. равняется среднему расстоянию от Земли до Солнца, приближенно 150 000 000 км. Эксцентриситет орбиты является безразмерной величиной.

Важной характеристикой орбиты является среднее движение n, измеряемое в градусах в сутки или в угловых секундах в сутки. Среднее движение — это дуга, проходимая за сутки воображаемой точкой, обращающейся вокруг Солнца равномерно по окружности и совершающей один оборот за период обращения планеты. Среднее движение планеты связано с большой полуосью ее орбиты третьим законом Кеплера. Если большую полуось выражать в а.е., а среднее движение — в радианах в сутки, то согласно третьему закону Кеплера

где k — постоянная Гаусса, равная 0,01720209895. Если n выражать в угловых секундах в сутки, то

Упомянем также такие характеристики орбиты, как перигелийное расстояние q = a(1 — e) — минимальное расстояние от планеты до Солнца, и афелийное расстояние Q = a(1 + e) — максимальное расстояние от планеты до Солнца.

^{Рис. 3.1. Элементы орбиты астероида; x, y, z — прямоугольная эклиптическая гелиоцентрическая система координат (начало в точке S (Солнце)), x′, y′, z′ — прямоугольная экваториальная гелиоцентрическая система координат, Υ — точка весеннего равноденствия, ε — наклон эклиптики к экватору, AA′ — орбита планеты, ♌ — восходящий узел орбиты, Ω — долгота восходящего узла, i — наклон орбиты, Π — перигелий, ω —угловое расстояние перигелия от восходящего узла}

Орбиты двух первых открытых малых планет — Цереры и Паллады — оказались расположенными между орбитами Марса (a = 1,52 а.е., n = 1986,5″) и Юпитера (a = 5,20 а.е., n = 299,1″) на среднем расстоянии от Солнца, равном 2,77 а.е. (в скобках указаны большие полуоси орбит и средние движения соответствующих больших планет). Дальнейшие открытия показали, что большие полуоси большинства представителей новой популяции тел лежат в интервале от 2,06 а.е. (n = 1200″) до 3,5 а.е. (541,9″). Это так называемый Главный пояс астероидов.

Ближе к Юпитеру расположено сравнительно небольшое число астероидов. Значения большой полуоси около 3,96 а.е. (450,3″) имеют малые планеты группы Гильды, совершающие три оборота вокруг Солнца за время, пока Юпитер успевает совершить в точности два оборота (соизмеримость средних движений астероидов и Юпитера составляет 3:2). Такой характер движения позволяет планетам этой группы постоянно находиться на достаточном удалении от Юпитера. На расстоянии 4,28 а.е. (400,7″) от Солнца в соизмеримости 4:3 с Юпитером движется малая планета Туле. Далее, на среднем расстоянии от Солнца, равном 5,2 а.е., располагаются троянцы — малые планеты, получившие имена в честь героев троянской войны (греков и троянцев).

Соизмеримость их средних движений с Юпитером составляет 1:1. При этом одна группа троянцев (греки) движется близко к его орбите на 60° впереди Юпитера, а другая (троянцы) — на 60° позади. Возможность устойчивого движения подобного типа была теоретически рассмотрена Ж. Лагранжем за сто с лишним лет до открытия первого троянца. Более подробный список групп и семейств астероидов с указанием количества объектов в каждой группе приведен в приложении 5.

Орбиты астероидов, как правило, мало наклонены к основной плоскости Солнечной системы — эклиптике, определяемой движением Земли вокруг Солнца. Средний наклон составляет около 7,7° (рис. 3.2).

^{Рис. 3.2. Распределение астероидов по наклону орбит к эклиптике}

Проекция положений малых планет на плоскость эклиптики в некоторый момент времени дает достаточно наглядное представление о расположении пояса астероидов относительно орбит больших планет (рис. 3.3). Рисунок 3.3 демонстрирует также некоторые особенности движения тел Главного пояса. Сравнительно небольшие эксцентриситеты орбит большинства астероидов (среднее значение эксцентриситета близко к 0,14; рис. 3.4) не позволяют им проникать внутрь орбиты Марса. На рисунке 3.3 также видно, что астероиды держатся на значительных расстояниях от Юпитера, избегая тесных сближений с ним.

Известны всего лишь около 30 занумерованных малых планет с перигелиями за орбитой Юпитера, но большими полуосями орбит, меньшими, чем у Нептуна. Почти все они были открыты недавно и получили общее название «кентавры», поскольку некоторые из них проявляют черты двойственности: временами они обнаруживают кометную активность, связанную с испарением вещества.

^{Рис. 3.3. Солнечная система: астероиды и орбиты планет в координатах X, Y, Z. Даны проекции на плоскости координат XY, YZ, XZ}

^{Рис. 3.4. Распределение астероидов по эксцентриситету орбит}

Характерным примером является кентавр Хирон ((2060) Chiron). Многие кентавры имеют весьма вытянутые орбиты (Фолус, Асболус).

Ряд малых планет, таких как (5335) Damocles, (15504) 1999 RG₃₃, (20461) Dioretsa, (65407) 2002 RP₁₂₀ и др., не обнаруживающих кометной активности, движутся по орбитам, схожими с орбитой кометы Галлея. Их часто называют дамоклоидами по имени первой занумерованной малой планеты этого типа. Орбиты многих из них имеют очень большие наклоны к эклиптике. Астероиды (20461) Dioretsa и ряд других имеют наклоны орбит свыше 90°. Движение при наклоне свыше 90° считается обратным — происходящим по часовой стрелке, т. е. противоположным движению большинства тел Солнечной системы. Название Dioretsa навеяно как раз этой особенностью движения данного астероида, поскольку прочитанное справа налево оно совпадает с английской транскрипцией слова астероид. Весьма вероятно, что дамоклоиды являются ядрами угасших комет. Их происхождение связано с эволюцией почти параболических комет из облака Оорта под влиянием планетных возмущений и их захватом на короткопериодические орбиты [Asher et al., 1994; Бирюков, 2007].

В 1949 г. К. Эджворт [Edgeworth, 1949], а в 1951 г. Дж. Койпер [Kuiper, 1951] высказали предположение о существовании популяции небесных тел за орбитой Нептуна. В 1992 г. была открыта первая в этом внешнем поясе малая планета 1992 QB₁ (a = 44 а.е., e = 0,08, i = 2°, диаметр ∼ 200 км). К настоящему времени известно около 1100 объектов с большими полуосями орбит, большими, чем у Нептуна. Новая популяция получила название пояса Эджворта — Койпера (или пояса Койпера). Количество открытых в этом поясе малых тел быстро увеличивается. Прогнозируется существование в области 30–50 а.е. нескольких десятков тысяч транснептуновых объектов с диаметрами более 100 км.