Малі планети
 
а б в г д е ж з и й к л м н о п р с т у ф х ц ч ш щ ъ ы ь э ю я
 

Малі планети

Малі планети , астероїди, небесні тіла, рухомі довкола Сонця по еліптичних орбітах і що відрізняються від дев'яти великих планет своїми невеликими розмірами. Найкрупніші М. п. мають в діаметрі: Церера — 770 км. , Паллада — 490 км. і Веста — 385 км. . Розміри ін. М. п. набагато менші. Всі крупні М. п. вже відомі, і в 20 столітті відкривалися лише М. п. з діаметром менше 40 км. . М. п., для яких обчислені точні орбіти, отримують назву і постійний номер; так, М. п., відкрита на Симєїзськой обсерваторії в 1916, отримала в 1924 назву Владилена в пам'ять Ст І. Леніна, їй привласнений номер 852. Інформація про всі нумеровані М. п. публікується щорік в спеціальному міжнародному виданні «Ефемериди малих планет», яке з 1947 випускає Інститут теоретичної астрономії АН(Академія наук) СРСР в Ленінграді. «Ефемериди» на 1974 містять зведення про елементи орбіт і інші дані об 1796 М. п. Загальне число М. п., які можуть спостерігатися в сучасні телескопи, складає 40 000, а загальна їх маса — приблизно 1 / 1000 маси Землі.

загрузка...

  Рух М. п. довкола Сонця відбувається в тому ж напрямі, що і рух великих планет, але ексцентриситети і нахили їх орбіт в середньому значно більше, чим в останніх (середній ексцентриситет 0,151 і середній нахил до плоскості екліптики 9,54°). Вивчення руху М. п. має велике значення для вирішення ряду завдань астрометрії (визначення астрономічних постійних, визначення систематичних помилок зоряних каталогів і ін.). Аналіз обурень в рухах М. п. дозволяє також визначати маси великих планет.

  Перша М. п. — Церера була відкрита випадково 1 січня 1801 італійським астрономом Дж. Піацци в Палермо (Сіцілія). Піацци намагався обчислити орбіту відкритого їм небесного тіла, але безуспішно, і через півтора місяці планета була втрачена. Незабаром німецький учений К. Гаусс розробив новий метод визначення орбіти небесного тіла за трьома спостереженнями (цим методом користуються і нині). По ефемериді Гауса планета була знов знайдена німецьким астрономом Г. Ольберсом рівно через рік після її відкриття. Елементи орбіти, отримані Гаусом, показали, що Церера рухається між орбітами Марса і Юпітера, а її велика піввісь а = 2,8 айстр. ед., що знаходилося в точній відповідності із законом Боді (див. Тіциуса — Боді правило ). У березні 1802 Ольберс відкрив ще одну М. п. — Палладу, в якої також а = 2,8. Потім у вересні 1804 німецький астроном К. Гардінг відкрив третю М. п. — Юнону ( а = 2,7), а в березні 1807 Ольберс відкрив весту ( а = 2,4). Близькість числових значень великі піввісь всіх чотирьох М. п. дозволила Ольберсу сформулювати гіпотезу про те, що всі вони є осколками однієї планети, яка руйнувалася в результаті якоїсь космічної катастрофи.

  Лише в 1845 була відкрита п'ята М. п. — Астрея ( а = 2,6). З того часу відкриття нових М. п. продовжувалися вже безперервно. У 1898 була відкрита М. п. з незвичайним характером руху. Її орбіта пересікала орбіту Марса і личила до орбіти Землі ближче, ніж орбіти великих планет. Планета отримала назву Ерос . (На відміну від інших М. п., яким привласнюються жіночі імена, М. п. з тими або іншими особливостями руху отримують чоловічі імена.) Найменша відстань Ероса від Землі складає 22,5 млн. км. , тоді як відстань Марса від Землі не буває менше 56 млн. км. , а Венери — 40 млн. км. . Надалі була відкрита ціла група М. п. з аналогічними орбітами, у тому числі Гермес (у 1937), який наблизився до Землі на відстань 700 000 км. .

  Інше відкриття, що уразило астрономів, сталося в 1907, коли була знайдена М. п. Ахіллес, орбіта якої дуже близька до орбіти Юпітера. Ахіллес здійснює періодичні рухи біля лібрації точок . У 1920 була відкрита планета Гідальго, орбіта якої розташована між орбітами Марса і Сатурну. Середня відстань цієї планети від Сонця ( а = 5,8) — найбільше серед всіх М. п. Планета рухається в плоскості, нахиленій до плоскості екліптики під кутом в 42,5°. У афелії Гідальго віддаляється від Сонця на відстань, приблизно рівну відстані Сатурну. Великий інтерес представляє М. п. Ікар, відкрита в 1949. Орбіта цій М. п. схожа на орбіту короткоперіодичної комети з велика піввісь а = 1,08. У перигелії Ікар заходить далеко всередину орбіти Меркурія, наближаючись до Сонця на відстань всього 0,19 айстр. ед. (28 млн. км. ). Ікар періодично проходіт дуже близько від Землі (близько 6—7 млн. км. ) і від Меркурія (до 12 млн. км. ). Ікар був першим М. п., таким, що спостерігалася за допомогою радіолокації (1968). Ці спостереження дозволили визначити точні відстані до планети під час його зближення із Землею, а також його розміри (діаметр близько 1 км. ) і період обертання довкола осі (близько 2 ч ) , який виявився найменшим серед всіх М. п. Хоча зображення Ікара і Гідальго позбавлені якої-небудь туманної оболонки, можна передбачати, що обидві ці планети є кометними ядрами, що вже вичерпали запас своїх газів.

  Велике значення мають фотометричні спостереження М. п., які дають інформацію про фізичну природу цих небесних тіл. Визначення блиску і дослідження зміни цього блиску з часом дозволяють визначити період їх обертання довкола своєї осі, а також приблизні їх розміри і форму. Такі дослідження показують, що М. п. мають неправильну форму, а періоди обертання поміщені в межах від 2 до 17 ч . Безпосередні виміри кутових діаметрів з допомогою мікрометричних спостережень можливі лише для небагатьох найкрупніших М. п. Характерний, що періоди обертання М. п. мають той же порядок, що і планет-гігантів Юпітера, Сатурну, Урану і нептуна.

  М. п. утворилися, мабуть, в процесі послідовного дроблення, що відбувалося в результаті зіткнень нечисленних (10—100) крупніших первинних тіл, що виникли в процесі еволюції так званої протопланетного речовини одночасно з великими планетами. У сучасну епоху при величезній кількості М. п. і дуже великий їх сумарній поверхні вірогідність зіткнень порівняно велика і подібні зіткнення повинні відбуватися дуже часто. Продуктом зіткнень є нові М. п., метеорні тіла і космічний пил. Можливо також мимовільне руйнування М. п. неправильної форми: періодичне їх нагрівання і охолоджування, а також дія приливних сил з боку великих планет розхитують внутрішню структуру М. п., і якщо швидкість її обертання близька до критичної, то може статися її розпад.

  Величезний об'єм наглядової і обчислювальної роботи, пов'язаний з дослідженнями М. і., зажадав організації спеціальної міжнародної служби. З 1911 роботу по обробці спостережень і обчисленню орбіт було в основному зосереджено в Берлінському астрономічному інституті; у ній активно брали участь і інші наукові колективи. З 1946 роботу по обчисленню орбіт і ефемерид М. п. за дорученням Міжнародного астрономічного союзу веде Інститут теоретичної астрономії АН(Академія наук) СРСР. Центр за спостереженнями М. п. в 1948 заснований при астрономічній обсерваторії в Цинциннаті (США).

  В СРСР систематичні спостереження М. п. організовані на Кримській астрофізичній обсерваторії і на інших обсерваторіях.

 

  Літ.: Путілін І. І., Малі планети, М., 1953; 3ігель Ф. Ю., Малі планети, М., 1969; Яхонтова Н. С., Малі планети, «Астрономічний вісник», 1969, т. 3 № 4; Малі планети, під редакцією Н. С. Самойлової-яхонтовою, М., 1973.

  Р. А. Чеботарев.