с исключительно мощными потоками корпускулярного солнечного излучения или небольшими метеоритами. У кометы Швассмана-Вахмана-I тоже наблюдались значительные резкие увеличения блеска (~ в 250 раз).
Исследование орбит свидетельствует о том, что подавляющее число комет до вхождения во внутренние области Солнечной системы имели эллиптические орбиты. Характерной особенностью является отсутствие комет с резко выраженными гиперболическими орбитами, т. е. с эксцентриситетами, существенно превышающими единицу. Если бы кометы проникали в Солнечную систему из межзвездного пространства, то среди них встречались бы кометы, обладающие на «момент входа скоростями, сопоставимым со скоростью движения Солнечной системы относительно близких звезд (примерно 20 км/с). Однако подобные кометы не обнаружены (расчетные скорости входа в Солнечную систему у комет с эксцентриситетами орбит, большими единицы, не превышают 1 км/с). Отсюда следует, что кометы — члены Солнечной системы, и образовались они со совместно с остальными ее телами.
Большая часть короткопериодических комет с малыми углами наклона к плоскости эклиптики образовалась в поясе Койпера, располагающемся на расстоянии ~35÷85 а.е. от Солнца. Суммарная масса тел этого пояса сопоставима с массой Земли. В настоящее время обнаружено более 100 объектов пояса Койпера (большие полуоси их орбит 35÷48 а.е.). Эксцентриситеты орбит преимущественно малы. Диаметры этих тел 100÷300 км, но из некоторых оценок следует, что диаметры наибольших объектов пояса Койпера могут достигать 1000 км.
Отдельные тела пояса Койпера за время существования Солнечной системы могли мигрировать к орбите Нептуна и далее к Солнцу за счет гравитационного влияния наиболее крупных тел занептунного пояса и влияния планет-гигантов. Конкретные оценки масс мигрирующего к Земле вещества зависят от распределения тел этого пояса по массам и элементам орбит, которое в настоящее время неизвестно.
Первый объект пояса Койпера был обнаружен в 1977 г. между орбитами Юпитера и Урана. Он сначала рассматривался как астероид N 2060 Хирон (диаметр D = 170 км). В 1988 г. Хирон неожиданно проявил “кометную активность”: наблюдались значительные спорадические изменения яркости, проявились кома и хвост. По размеру и массе ядра Хирон значительно (на несколько порядков) превосходит известные ранее кометы.
Наименее массивные объекты (кометные ядра) пояса Койпера способны мигрировать существенно ближе к Солнцу, нежели более массивные тела этого пояса. Именно поэтому у крупных ядер комет перигелии орбит располагаются за орбитой Юпитера.
Так как условия (поверхностная плотность газа и частиц, параметры турбулентных движений и т. п.) для возникновения в поясе Койпера самогравитирующих сгустков твердых тел в результате гравитационной неустойчивости существенно не отличались от условий в области Урана-Нептуна, то объекты в поясе Койпера формировались как непосредственно в поясе, так и попали в него за счет миграции планетезималей из зон Урана-Нептуна.
Помимо Хирона, с 1992 г. между орбитами Юпитера и Нептуна были обнаружены еще 7 объектов, большие полуоси орбит которых находятся в пределах от 8 до 25 а.е. Они отличаются от Хирона красным цветом, несвойственным льдам, известным породам и минералам. Их отражательная способность в области 0,5–1 мкм резко растет с увеличением длины волны. Тем не менее заметное различие физических свойств поверхностей Хирона и указанных тел не означает, что они образовались в различных условиях, а свидетельствует лишь о том, что они подверглись внешним воздействиям неодинаково. Сформировавшись в поясе Койпера из малых частиц, близких по составу к межзвездной пыли, включая твердые и органические вещества, или попав сюда из области Урана-Нептуна, эти объекты, по сути, “большие планетезимали”. Хирон приближался к Солнцу на более близкое расстояние, его поверхность, возможно, под действием ультрафиолетового облучения Солнца приобрела серый цвет. Фолус, Нессус и 1995 GO покинули пояс Койпера значительно позже и располагались дальше от Солнца, поэтому их поверхности подобной переработке не были подвергнуты.
Во внутренней части пояса Койпера значительную роль играют резонансы средних движений тел с Нептуном. Занептунные объекты способны существовать сколько-нибудь длительное время, если элементы их орбит соответствуют областям устойчивых движений при отсутствии сближений с возмущающим телом (Нептуном). В резонансных зонах либрационные орбиты оказываются близкими к устойчивому стационарному решению, что и обеспечивает их “выживание”. Несмотря на вековые возмущения от планет-гигантов Урана, Сатурна, Юпитера и взаимное гравитационное воздействие занептунных тел, эти тела могут быть захвачены Нептуном в орбитальный резонанс и существовать длительное время. Плутон также связан орбитальным резонансом с Нептуном. Большинство наблюдаемых в поясе Койпера объектов устойчивы со времени образования пояса. В настоящее время обнаружено уже около 50 объектов, размером примерно в 100 км, названных плутино, с большими полуосями орбит а ~ 40 а.е., как у Плутона, также движущихся в орбитальной соизмеримости с Нептуном в отношении 2:3. Предполагается, что подобных объектов насчитывается несколько тысяч.
Население пояса Койпера и облака Оорта
ДИНАМИЧЕСКАЯ ЭВОЛЮЦИЯ АСТЕРОИДОВ
Значительная часть астероидов основного пояса движется по устойчивым орбитам, которые мало изменились за последние ~ 4,5 млрд. лет. Это уникальные протяженные объекты, представляющие собой сохранившуюся до наших дней популяцию планетезималей. Вещество астероидов избежало планетной дифференциации и сохранило информацию о физико-химических процессах, протекавших во время доаккреционного и раннего постаккреционного периодов истории Солнечной системы.
Многие астероиды приближаются довольно близко к массивному Юпитеру, а также к другим большим планетам, в частности к Марсу и Земле. При этом их орбиты испытывают значительные возмущения. Так, астероиды Юнона и Паллада могут сближаться с Юпитером до расстояния ~ 2 а.е. Возникающие в связи с этим возмущения орбит даже за сравнительно короткое время (~ 1 год) исчисляются десятками минут или даже градусами.
Земля, Марс и пять астероидов группы Амура
Земля, Марс и пять астероидов группы Аполлона
Пространственные орбиты астероидов представляют собой незамкнутые эллиптически подобные витки. Перигелий и афелий орбиты то приближаются к Солнцу, то удаляются от него. Периоды таких колебаний — тысячи или десятки тысяч лет. Амплитуды колебаний эксцентриситета и наклона орбиты намного значительнее амплитуды колебаний большой полуоси. Орбита астероида вращается так, что нормаль к ее плоскости описывает конус, а линия узлов вращается в плоскости эклиптики с примерно постоянной скоростью. Аналог этому явлению — прецессия земной оси. Планетные возмущения приводят к непрерывному перемешиванию орбит астероидов, а следовательно, и к их столкновениям. Астероиды с диаметрами D > 100 км устойчивы при таких столкновениях. Мелкие астероиды могут быть продуктами дроблений более крупных тел.
Д. Кирквуд еще в 1866 г. обнаружил факт “избегания” астероидами орбит, для которых период их обращений вокруг Солнца кратен периоду обращения Юпитера. В распределении астероидов по большим полуосям это проявляется в виде своеобразных “областей разрежений”, названных люками. Они разбивают кольцо астероидов на ряд более мелких колец.
Наиболее заметные люки соответствуют соизмеримостям 1:2, 1:3, 2:5
