Малі тіла сонячної системи

Визначення і загальна характеристика

МАЛІ́ ТІЛА́ СО́НЯЧНОЇ СИСТЕ́МИ Тривалий час ними вважали ас­­трономічні обʼєкти із прямим оберта­н­ням по орбіті навколо Сонця, що не є ні великими планетами, ні кометами, а терміни «астероїди» і «малі планети» були синонімами. Термінологія стала більш складною у звʼязку з від­кри­т­тям числен­них малих планет за орбітою Юпітера, особливо транс­нептун­них обʼєктів. Їх, за­звичай, не вважають астероїдами. Існують малі планети, що випускають газ і пил, тобто їх можуть класифікувати і як комети. 24 серпня 2006 на сесії Між­народного астрономічного союзу за­пропоновано терміни «малі планети» і «комети» пере­класифікувати на: «карликові планети» та «малі тіла Сонячної системи». Тоді ж вирішили, що термін «малі планети» (карликові планети й астероїди) все ще може бути викори­станий, однак термін «малі тіла Сонячної системи» є досконалішим.

Донині за­стосовують традиційну від­мін­ність між термінами «малі планети« та «комети» з метою нумерува­н­ня та найменува­н­ня. Уважають, що до малих планет також не входять тіла з діаметром менше 30 м – метеороїди. До 2015 Центр малих планет архівував 698 480 малих планет, із них для 452 298 роз­раховані точні орбіти. Карликові планети — обʼєкти, у яких влас. гравітації є до­статньо для досягне­н­ня гідро­статичної рівноваги й утворе­н­ня еліпсоїдної форми. Тобто М. т. С. с. — офіційно введений Між­народним астрономічним союзом термін для опису обʼєктів Сонячної системи, які не є ні планетами, ні карликовими планетами, ні їхніми супутниками. Нині до них офіційно зараховано астероїди Сонячної системи, більшість транс­нептун­них обʼєктів, а також кометні ядра та ін. тіла невеликого роз­міру (метеороїди та між­планетний пил).

Водночас немає ясності щодо значе­н­ня нижньої межі роз­мірів М. т. С. с., однак астрономи домовилися про їхні групи населе­н­ня. Астероїди: близько-земні астероїди, орбіти яких знаходяться усередині орбіти Марса (поділяють на під­класи за імʼям гол. астероїда сімейства: Афінці, Аполонці, Амурці тощо); земні троянці, які пере­бувають на орбіті Землі та гравітаційно привʼя­за­­ні до неї (від 2010 єдиним ві­домим є астероїд 2010 ТК7); марс. троянці, які пере­бувають на орбіті Марса та гравітаційно привʼя­­зані до неї (від 2007 ві­домо 8 таких астероїдів); астероїди Гол. поясу, які рухаються по при­близно колових орбітах між орбітами Марса та Юпітера; юпітер. троянці, які пере­бувають на орбіті Юпітера та гравітаційно при­­вʼязані до неї. Далекі малі планети (заг. термін для малих планет у зовн. частині Соняч. системи): кентаври — обʼєкти між Юпітером і Нептуном (мають не­стабіл. орбіти через гравітац. вплив планет-гігантів, тому можуть складатися ще й з тіл, які, ймовірно, утворені за межами Нептуна); нептун. троянці, які пере­бувають на орбіті Нептуна та гравітаційно привʼязані до неї (від­крито небагато, однак вважають, що їх навіть більше, ніж астероїдів у Гол. поясі або юпітер. троянців); транс­нептун. обʼєкти за межами орбіти Нептуна. Тіла поясу Койпера (транс­нептун. обʼєкти всередині орбіти радіусом бл. 55 астроном. одиниць від Сонця): класичні обʼєкти поясу Койпера з орбітами, схожими до орбі­ти карлик. планети Макемаке, також ві­домі як кьюбівано, мають майже колові орбіти та не пере­бувають у резонансі з Нептуном); резонансні обʼєкти поясу Койпера з орбітами, схожими до орбіти карлик. планети Плутон, ві­домі як плутіно, знаходяться в резонансі 2:3 з Нептуном; роз­сіяні обʼєкти диска з орбітами, схожими до орбіти карлик. планети Еріс, мають витягнуті орбіти, виходять за межі поясу Койпера і вважаються резонансно роз­сіяними Нептуном. Окремо виділяють такі обʼєкти, як седноїди, що пере­бувають за ме­жами поясу Койпера; до них зараховують окремі обʼєкти з перигелій. від­стан­ню більшою за 75 астроном. одиниць (станом на 2016 ві­домо 3 таких обʼєкти: Седна, 2012 VP113 і 2015 V774104). Гіпотетично насел. обʼєктів хмари Оорта — джерело довгоперіодич. комет, які можуть сягати до 50 000 астроном. одиниць від Сонця. Оцінюва­н­ня роз­міру транс­нептун. обʼєктів у припущен­ні про їх геом. альбедо Ag = 0,09 показали (на серед. 2015), що 45 обʼєктів мали діаметр більше 500 км, 115 — більше 300 км. Загалом від­крито понад 1000, а в 10 найбільших із них діаметр пере­вищує 1000 км. Припускають, що всього в поясі Койпера є бл. 500 000 тіл роз­міром більше 30 км. Оскільки не всі реал. альбедо від­повід­ають прийнятому, то ці оцінюва­н­ня доцільно роз­глядати суто порівняльними. Комети мають ядро та хвіст, рухаються по дуже витягнутих орбітах навколо Сонця. Пере­важна більшість комет. ядер ви­йшли з хмари Оорта (понад 1000) та поясу Копейра. Вони є залишками косміч. речовини, з якої утворилися тіла Соняч. системи. Ці частинки слабо звʼязані між собою, тому легко роз­падаються на фрагменти. Станом на лютий 2015 виявлені 96 комет, що зближуються із Землею. Метеоритним тілом, або метеороїдом можна вважати осколок астероїда або комет. ядра, який, обертаючись навколо Сонця, зіткнувся з нашою планетою. Швидк., з якою метеорит влітає у земну атмо­сферу, залежить від напряму його руху від­носно вектора швидк. Землі. Найбільшу швидк. входже­н­ня в атмо­сферу (до 70 км/сек.) мають ті метеоритні тіла, які летять назу­стріч руху Землі по орбіті. Коли астероїдне тіло «доганяє» Землю, то швидк. метеорит. тіла сут­тєво менша.

Історія від­кри­т­тя малих тіл Сонячної системи

Складаючи каталог положе­н­ня зір, 1 січня 1801 італ. астроном Дж. Піац­ці помітив, що одна з них змінила положе­н­ня щодо поперед. ночі, і вже третьої ночі стало зро­зуміло, що це небесне тіло належить Соняч. системі. Дані про його положе­н­ня на небі він пере­дав нім. математику К.-Ф. Ґаусу, який встановив, що воно знаходиться на коловій орбіті за 2,8 астроном. одиниць від Сонця між орбітами Марса та Юпітера. Обʼєкт на­звали Церера, на честь богині-оберега о-ва Сицилія. 2006 вона стала першою в пере­ліку карлик. планет, а до того понад 205 р. пере­бувала у статусі астероїда. 28 березня 1802 нім. аматор астрономії Г. Ольберс поруч із Церерою виявив обʼєкт бл. 9-ї зоряної величини, також між орбітами Марса і Юпітера та на­звав його Пал­лада. 1 вересня 1804 нім. астроном К. Гардінґ уперше помітив Юнону, 29 березня 1807 знову Г. Ольберс — Весту. Оскільки ці тіла під час теле­скопіч. спо­стережень не мали видимих дисків, то їх класифікували як астероїди — «зореподібні» обʼєкти, а пізніше — малі планети. У грудні 1845 пошт. чиновник із нім. м. Дрезден К. Генке виявив 5-у малу планету 9,5 зоряної величини Астрею. 1 липня 1847 виявлену 6-у малу планету К.-Ф. Ґаус за­пропонував на­звати Геба. Того ж року англ. астроном Дж. Хінд від­крив Іріду та Флору. Від­тоді майже щороку фіксували декілька нових астероїдів. 1866 амер. астроном Д. Кірквуд звернув увагу на те, що астероїди від­сутні на орбітах, де період їх оберта­н­ня навколо Сонця кратний періоду оберта­н­ня Юпітера, а тому в їх роз­поділі за значе­н­нями періоду існують «провали», які на­звали люки Кірквуда. Тривалий час не виникало сумніву, що орбіти астероїдів знаходяться тільки в Гол. поясі астероїдів. Але 14 червня 1873 канад. і амер. астроном Дж. Вотсон від­крив астероїд 132 Аерта з орбітою між Землею та Марсом, а 13 серпня 1898 нім. астроном Ґ. Вітт — 433 Ерос, який дуже швидко рухався зоряним небом і став першим астероїдом у списку астероїдів, які на­ближаються до Землі або пере­тинають її орбіту. Впровадже­н­ня 1891 (до цього року було ві­домо 322 астероїди) нім. астрономом М. Вольфом методу фото­графува­н­ня та започаткува­н­ня 1 квітня 1929 реа­­лізації про­грами пошуку транс­нептун. обʼєктів на короткофокус. рефракторі обсерваторії П. Ловел­ла (м. Флаґстафф, шт. Аризона, США) активізували темпи виявле­н­ня нових астероїдів. 18 лютого 1930 амер. аматор астрономії К. Томбо виявив новий обʼєкт за орбітою Нептуна, який на­звав на честь грец. бога темряви Плутоном. За кілька місяців Між­нар. астроном. союз офіційно надав йому статус 9-ї планети, а 2006 (разом з Церерою та Макемаке) — карлик. планети. 1932 від­крили ще 2 подіб. до 433 Ерос астероїди: Амур і Апол­лон (його орбіта проникала всередину орбіти Венери). 26 червня 1949 у Паламар. обсерваторії (побл. м. Сан-Дієґо, шт. Каліфорнія, США) від­крили один з найцікавіших астероїдів цього типу — Ікар, орбіта якого нахилена під кутом 23° до площини орбіти Землі, має екс­центриситет е=0,83, період оберта­н­ня навколо Сонця становить 409 діб. Надалі кількість таких астероїдів стрімко збільшувалася. Вікові збуре­н­ня Землі та ін. внутр. планет зумовлюють зміну елементів орбіт астероїдів цих груп, а тому вони можуть пере­ходити від груп з великою афелій. від­стан­ню в групи з меншими величинами (напр., з групи Амура в групу Апол­лона). Астероїд із сильно витягнутою орбітою 1566 Ікар, який в афелії знаходиться за орбітою Марса, а в перигелії пере­тинає орбіту Меркурія та на­ближається до Сонця на меншу за 28 млн км від­стань, 1969 про­йшов на від­стані 6,36 млн км від Землі. 1992 астероїд 4179 Тутатіс пролетів від Землі за 2,5 млн км, а на­прикінці 1994 астероїд 1994 ХМ діаметром бл. 10 м — лише за 100 тис. км. Для активізації пошуку таких астероїдів у грудні 1995 на о-ві Гаваї у Тихому океані США роз­почато спо­стереже­н­ня в автомат. режимі за про­грамою «NEAT» — кожні 6 ночей покривається бл. 10 % небес. сфери, що до­зволяє від­кривати тисячі астероїдів та кілька комет. 1998 амер. кон­грес доручив НАСА роз­почати пошук, облік і від­стеже­н­ня у навколозем. просторі всіх астероїдів діаметром ≥ 1 км. Станом на серед. 2015 зареєстровано бл. 12 745 обʼєктів, які на­ближаються до Сонця на від­стань < 1,3 астроном. одиниць. 872 з них класифіковано як потенційно небезпечні через те, що їхні від­стані від Землі можуть бути меншими за 0,05 астроном. одиниць. Із роз­витком нових методів спо­стережень і вдосконале­н­ням апаратури на поч. 20 ст. зʼявилися перші спо­стереже­н­ня, які свідчили про можливу кратність деяких малих планет. 1901 астроном Ч. Андре, зважаючи на подібність кривих блиску астероїда 433 Ерос і змін­но-затемнюваних зірок, висловив припуще­н­ня про його по­двійність. 28 серпня 1993 біля астероїда 243 Іда пролітав амер. косміч. апарат «Галілео», який сфото­графував його супутник Дактиль роз­міром 1,4 км. 2001 і 2004 навколо астероїда 87 Сільвія виявлено супутники Ромул і Рем. Водночас дослідж. 33-х астероїдів Гол. поясу до­зволили зна­йти супутники навколо 4-х астероїдів: 45 Євгенія, 107 Каміл­ла, 121 Герміона та 130 Електра. Від­кри­т­тя 1977 обʼєкта 1977 UB, 1992 — 5245 Фолус, 1993 — Несс з орбітами між орбітами Юпітера та Нептуна започаткували новий клас астероїдів — кентаври. Характер. властивістю кентаврів є хаотичність їхніх орбіт і те, що вони мають ознаки як комети (наявність коми й хвоста), так і астероїда, але за роз­мірами значно пере­вищують ядра ві­домих комет. Завдяки цьому обʼєкт 1977 UB на­звали на честь давньогрец. кентавра Хірона (напів­людини-напів­коня) та від­несли до класу комет з по­значе­н­ням 95/Р Хірон.

Мінералогія астероїдів

Спо­стереже­н­ня астероїдів у теплійй ділянці спектра (10–70 мкм) використовують для ви­значе­н­ня їх яскравіс. температури, мінералог. складу поверх­невого шару, альбедо і роз­міру. Астероїди різняться від­бив. здатністю (майже на порядок) та формою спектрал. залежності; найтемнішими є астероїди С-типу (напр., 511 Давида), най­яскравішими — Е-типу (напр., 44 Ніза). Пред­ставники малих планет цих типів найбільше різняться формою спектрал. залежності. Вчені це пояснюють електрон. по­глина­н­ням можливими вкрапле­н­нями заліза чи марганцю в скел. породи та самими скел. породами, які складаються із силікат. порід, зокрема й з піроксенів. Порівня­н­ня цих спектрів зі спектрами метеоритів і зразками з поверх­ні Місяця вказало на подібність спектрал. властивостей поверх­невого шару Вести до спектрів ахондритів. Найпоширеніші серед метеоритів — хондрити — камʼяні від світло-сірого до дуже темного забарвле­н­ня зі структурою із круглого зерна (хондри), що іноді добре видимі на поверх­ні роз­лому. Роз­міри хондр становлять від мікронів до майже сантиметра. Вони іноді за­ймають до половини обʼєму метеорита і слабо зцементовані між­хондр. осн. речовиною. Склад речовини буває ідентичний до складу хондр, а іноді й сут­тєво від­різняється від нього. У між­хондр. речовині нерідко знаходять роз­дроблені хондри та їхні уламки. Така структура властива тільки метеоритам (причому багатьом з них) і не зу­стрічається більше ніде. Деякі з астероїдів є більш як на 50 % металічними (16 Психея, 21 Лютеція, 89 Юлія тощо). Це під­тверджують залізні метеорити, які інколи падають на поверх­ню Землі. Таким був ві­домий Сіхоте-Алін. метеорит, який 12 лютого 1947 упав в ус­сурій. тайзі в Примор. краї (РФ). Метал. глиба діаметром кілька метрів і масою бл. 1000 т влетіла в атмо­сферу Землі зі швидк. ~15 км/сек. Значна частина матеріалу випарувалася та оплавилася і лише бл. 100 т усіяло заліз. осколками кілька квадрат. км земної поверх­ні. Нині зі­брано бл. 40 т таких метеорит. уламків. Порівня­н­ня спектрів метеорит. речовини, астероїдів і назем. зразків до­зволяє точніше ви­значити склад поверхонь і провести класифікацію астероїдів. Вважається, що до C-типу належить більше 75 % ві­домих астероїдів, які є над­звичайно темними (альбедо 0,03–0,09) та на­звані вуглец. астероїдами. Вони подібні до вуглецево-хондрит. метеоритів і мають при­близно такий самий хім. склад, як і Сонце (за виключе­н­ням водню, гелію, ін. летких і легко випаровуваних речовин). Вуглец. астероїди населяють зовн. області Гол. поясу астероїдів. До S-типу належать майже 17 % досить яскравих (альбедо 0,10–0,22) астероїдів. Вони є метал. тілами, що складаються із суміші залізонікелю, заліза й силікатів та магнію. До M-типу належить більшість з 8-від­сотк. залишку. Вони також досить яскраві (альбедо 0,10–0,18) і складаються практично із залізонікелю.

Літ.: Додд Р. Т. Метеориты: петрология и геохимия / Пер. с англ. Москва, 1986; C. A. Trujillo, M. E. Brown, D. L. Ra­­binowitz, T. R. Geballe. Near-Infrared Sur­­face Properties of the Two Intrinsically Brightest Minor Planets: (90377) Sedna and (90482) Orcus // Astrophys. J. 2005. Vol. 627, № 2, pt. 1; Від­ьмаченко А. П. Седна: історія від­кри­т­тя і її особливості // Астроном. календар. 2006. К., 2005; Від­ьмаченко А. П., Від­ьмаченко Г. А. Чи такі вже небезпечні астероїди? // Астроном. календар. 2007. К., 2006; M. E. Brown, K. M. Barkume, D. Ragozzine, E. L. Schaller. A collisional family of icy objects in the Kuiper belt // Nature. 2007. Vol. 446, № 7133; M. E. Brown. The Largest Kuiper Belt Objects // The Solar System Beyond Neptune. Tucson, 2008; O. S. Bar­nouin-Jha, A. F. Cheng, M. Tadashi et al. Small-scale topography of 25143 Itokawa from the Hayabusa lasar altimeter // Icarus. 2008. Vol. 198, № 1; I. N. Belskaya, S. For­­nasier, Y. N. Krugly. Polarimetry and BVRI photometry of the potentially hazardous near-Earth Asteroid (23187) 2000 PN9 // Там само. 2009. Vol. 201, № 1; S. Bagnulo, I. Belskaya, K. Muinonen et al. Discovery of two distinct polarimetric behaviours of trans-Neptunian objects // Astron. Astro­­phys. 2009. Vol. 491, № 2; S. S. Sheppard. The Colors of Extreme Outer Solar System Objects // Astron. J. 2010. Vol. 139, № 4; Від­ьмаченко А. П., Мороженко О. В. Дослідже­н­ня поверх­ні супутників і кілець планет-гігантів. К., 2012; Вони ж. Магнітні поля планет, супутників та астероїдів // Астроном. календар. 2013. К., 2012; Вони ж. Порівняльна планетологія: Навч. посіб. К., 2013; Вони ж. О точности косвен­ных методов оценивания размеров астероидов // КФНТ. 2013. Т. 29, № 5; Вони ж. Фізичні характеристики поверхонь планет земного типу, карликових і малих планет та їх супутників за даними ди­станційних досліджень. К., 2014; Чурюмов К. И., Стеклов А. Ф., Видьмаченко А. П., Дашкиев Г. Н. Наблюдения фрагментов кометного ядра в атмо­сфере Земли над Киевом // Вісн. астроном. школи. 2015. Т. 11, № 1.

А. П. Від­ьмаченко

Завантажити статтю