Между орбитами Марса и Юпитера вокруг Солнца обращается множество тел, названных
малыми планетами, или астероидами первые астероиды были открыты в начале
прошлого века, а с середины века благодаря прогрессу телескопической техники
астероиды стали открывать сотнями. К концу 1981 года в каталогах было
зарегистрировано 2474 астероида, и есть все основания считать, что этот список
будет продолжен. Теоретически подсчитано, что в поясе астероидов тел с
поперечником, превышающим 1 километр, должно быть более миллиона! Количество же
еще более мелких астероидов неисчислимо велико.
Около 98% всех астероидов имеют орбиты, заключенные между орбитами Марса и
Юпитера . Остальные выходят за эти пределы. Двигаясь по сильно вытянутым
эллиптическим орбитам, некоторые из мелких планет подходят к Солнцу вдвое ближе,
чем Меркурий. Другие уходят за орбиту Сатурна. Астероиды не случайно именуются
иначе малыми планетами. Только у 14 из них поперечники превосходят 250
километров. Остальные лишь по форме орбит напоминают крупные планеты и
большинство из них имеют неправильную, осколочную форму, роднящую астероиды с
метеоритами.
Самые крупные из астероидов это Церера (поперечник 940 км), Паллада (610 км),
Веста (540 км), Гигея (450 км). О них мы знаем пока очень мало. Бесспорно,
однако, что их недра не имеют слоистого строения, как у крупных планет. Скоре
они похожи на метеориты и по плотности, и по составу. Одни из астероидов имеют
плотность около 2 г/см3 и в этом отношении напоминают каменные метеориты, другие
гораздо плотнее (7-8 г/см3) и сходны с железо-никелевыми метеоритами. Есть и
такие, которые похожи на углекислые ходриты - разновидности каменных метеоритов,
весьма богатые органическим веществами.
Пояс астероидов - основной поставщик мелкой твердой пыли в Солнечной системе.
Эта пыль не остается постоянно в роли "микропланеток", т. е. спутников Солнца.
Если поперечник пылинки меньше 10-5 м, то она выметается прочь из Солнечной
системы давлением солнечных лучей. Происходит это и с частицами с поперечником
равным 10-5 см, но только они улетают от Солнца не по гиперболам, а по прямым. А
вот частицы большего размера солнечные лучи не в силах выгнать прочь из
Солнечной системы. Они лишь тормозят их полет вокруг Солнца и частицы в полном
соответствии с законами небесной механики падают на Солнце.
В октябре 1977 г. американский астроном Коуэл обнаружил на снимках звездного
неба слабый, сравнительно медленно движущийся объект - астероид или остатки
кометы. Оказалось, что этот объект должен иметь диаметр от 150 до 600 км и
движется по околосолнечной орбите (с большей полуосью в 13,7 автономических
единиц), которая проходит в пространстве между орбитами Юпитера и Урана,
совершая один оборот вокруг Солнца за 50,682 года. В перигелии он приближается к
Солнцу на 8,5 астрономических единиц, а в афелии уходит на расстояние, равное
18,9 единиц. Объект был назван Хироном, по имени кентавра - сына Сатурна.
В том, что астероиды - бесформенные осколки, нас убеждает периодическая
переменность их блеска, вызванная осевым вращением. Амплитуды невелики, периоды
заключены в пределах от 2,25 часа до 18 часов. Только два астероида - Эрос и
Географ изменяют свой блеск с амплитудой в 1,5-2,0 звездной величины.
Сразу же после открытия в 1898 г. Эрос привлек внимание исключительностью его
орбиты. Эксцентриситет его эллиптической орбиты равен 0,223, большая полуось
1,458 астрономической единицы. Поэтому в некоторых противостояниях, которые
называются "великими", Эрос может приблизится к Земле до 20 млн. км. В это время
его блеск повышается до 7-ой звездной величины. В афелий он удаляется от Солнца
за орбиту Марса почти на 30 млн. км; пересечения орбит быть не может, так как
наклонение его орбиты к плоскости эклиптики велико.
Хотя противостояние Эроса наступают в среднем через 2-3 года, великие
противостояния происходят через 30 лет. В нашем столетии они были в 1901, 1931,
1975 и 1982 г.
Большие сближения Эроса с Землей астрономы использовали для точных
определений его положений. При этих наблюдениях была открыта переменность его
блеска, период которой равен 5 ч. 16 мин. с изменяющейся амплитудой, доходящей
до 1,5 звездной величины. Как в 1930-31, так и в 1974-75гг. было получено много
наблюдений блеска астероида, так что период и кривая изменения блеска определены
очень надежно . Амплитуда изменения блеска Эроса переменная и зависит от того,
как наклонена его ось вращения к лучу зрения. Это позволило определить
направление оси вращения, которая пересекает небесную сферу около звезды Альфа
Андромеды. Амплитуда наибольшая, когда Земля, "входит" в плоскость экватора
планеты.
В 1975 г. наблюдалось еще более редкое явление. Эрос на несколько секунд
закрыл звезду c Близнецов и звезда "погасла". Это позволило оценить диаметр
астероида в 20 км таким образом, Эрос - вытянутая каменная глыба, вращающаяся
вокруг малой оси, в результате чего изменяется его блеск.
|