Строение и жизнь вселенной

Гипотеза

Есть два основных класса комет: короткопериодические кометы (также называемые эклиптическими кометами) и долгопериодические кометы (также называемые почти изотропными кометами). Кометы эклиптики имеют относительно небольшие орбиты, менее 10 а.е., и следуют в плоскости эклиптики , той же плоскости, в которой лежат планеты. Все долгопериодические кометы имеют очень большие орбиты, порядка тысяч а.е., и появляются со всех сторон в небе.

А.О. Лейшнер в 1907 году предположил, что многие кометы, которые, как считалось, имеют параболические орбиты и, таким образом, совершают однократные посещения Солнечной системы, на самом деле имеют эллиптические орбиты и возвращаются через очень долгие периоды времени. В 1932 году эстонский астроном Эрнст Эпик постулировал, что долгопериодические кометы возникли из орбитального облака на самом дальнем краю Солнечной системы . Голландский астроном Ян Оорт независимо возродил эту идею в 1950 году как средство разрешения парадокса:

  • На протяжении существования Солнечной системы орбиты комет нестабильны, и в конечном итоге динамика диктует, что комета должна либо столкнуться с Солнцем или планетой, либо быть выброшена из Солнечной системы из-за планетных возмущений .
  • Более того, их летучий состав означает, что по мере того, как они неоднократно приближаются к Солнцу, излучение постепенно выкипает, пока комета не расколется или не образует изолирующую корку, предотвращающую дальнейшее выделение газа .

Таким образом, рассуждал Оорт, комета не могла образоваться на своей текущей орбите и должна была находиться во внешнем резервуаре почти все время своего существования. Он отметил, что был пик числа долгопериодических комет с афелиями (их наибольшее расстояние от Солнца) примерно 20 000 а.е., что предполагает наличие резервуара на таком расстоянии со сферическим изотропным распределением. Эти относительно редкие кометы с орбитами около 10 000 а.е., вероятно, прошли одну или несколько орбит через Солнечную систему, и их орбиты были втянуты внутрь гравитацией планет.

Происхождение

Считается, что облако Оорта образовалось после образования планет из изначального протопланетного диска примерно 4,6 миллиарда лет назад. Наиболее широко распространенная гипотеза состоит в том, что объекты облака Оорта изначально слились намного ближе к Солнцу в рамках того же процесса, который сформировал планеты и малые планеты . После образования сильные гравитационные взаимодействия с молодыми газовыми гигантами, такими как Юпитер, разбросали объекты по чрезвычайно широким эллиптическим или параболическим орбитам , которые впоследствии были преобразованы возмущениями от проходящих звезд и гигантских молекулярных облаков на долгоживущие орбиты, отделенные от области газовых гигантов.

НАСА процитировало недавнее исследование, предполагающее, что большое количество объектов облака Оорта является продуктом обмена веществами между Солнцем и его родственными звездами, когда они формировались и дрейфовали друг от друга, и предполагается, что многие — возможно, большинство — Оорта облачные объекты не образовывались в непосредственной близости от Солнца. Моделирование эволюции облака Оорта с момента зарождения Солнечной системы до настоящего времени предполагает, что масса облака достигла пика примерно через 800 миллионов лет после образования, поскольку скорость аккреции и столкновения замедлилась, а истощение стало превысить предложение.

Модели Хулио Анхеля Фернандеса предполагают, что рассеянный диск , который является основным источником периодических комет в Солнечной системе, также может быть основным источником объектов облака Оорта. Согласно моделям, около половины рассеянных объектов движутся наружу к облаку Оорта, тогда как четверть смещается внутрь на орбиту Юпитера, а четверть выбрасывается по гиперболическим орбитам. Рассеянный диск мог по-прежнему снабжать облако Оорта материалом. Треть населения рассеянного диска, вероятно, окажется в облаке Оорта через 2,5 миллиарда лет.

Компьютерные модели предполагают, что столкновения кометных обломков в период формирования играют гораздо большую роль, чем считалось ранее. Согласно этим моделям, количество столкновений в начале истории Солнечной системы было настолько велико, что большинство комет были уничтожены до того, как достигли облака Оорта. Следовательно, текущая совокупная масса облака Оорта намного меньше, чем когда-то предполагалось. Расчетная масса облака составляет лишь небольшую часть от 50–100 масс Земли выброшенного материала.

Гравитационное взаимодействие с ближайшими звездами и галактическими приливами изменило орбиты комет, сделав их более круглыми. Это объясняет почти сферическую форму внешнего облака Оорта. С другой стороны, облако Холмов, которое сильнее привязано к Солнцу, не приобрело сферической формы. Недавние исследования показали, что образование облака Оорта в целом согласуется с гипотезой о том, что Солнечная система образовалась как часть встроенного скопления из 200–400 звезд. Эти ранние звезды, вероятно, сыграли роль в формировании облака, поскольку количество близких прохождений звезд внутри скопления было намного больше, чем сегодня, что привело к гораздо более частым возмущениям.

В июне 2010 года Гарольд Левисон и другие предположили на основе улучшенного компьютерного моделирования, что Солнце «захватывает кометы других звезд, когда оно находится в своем скоплении ». Их результаты предполагают, что «значительная часть комет облака Оорта, возможно, более 90%, происходит из протопланетных дисков других звезд». В июле 2020 года Амир Сирадж и Ави Лоеб обнаружили, что захваченное происхождение Облака Оорта в скоплении рождения Солнца может устранить теоретическую напряженность в объяснении наблюдаемого отношения внешнего облака Оорта к рассеянным дисковым объектам и, кроме того, может увеличить шансы захватил Девятую планету .

Кометы

Комета Хейла – Боппа , архетипическая комета из облака Оорта

Считается, что кометы имеют две отдельные точки происхождения в Солнечной системе. Принято считать, что короткопериодические кометы (с орбитами до 200 лет) возникли либо из пояса Койпера, либо из рассеянного диска, которые представляют собой два связанных плоских диска из ледяных обломков за орбитой Нептуна на 30 а.е. и совместно простирающиеся за пределы 100 а.е. от Солнца. Считается, что долгопериодические кометы, такие как комета Хейла-Боппа , орбиты которой длятся тысячи лет, происходят из облака Оорта. Кометы, смоделированные как исходящие непосредственно из облака Оорта, включают C / 2010 X1 (Еленин) , Comet ISON , C / 2013 A1 (Siding Spring) и C / 2017 K2 . Орбиты в поясе Койпера относительно стабильны, поэтому считается, что очень мало комет происходит оттуда. Однако рассеянный диск динамически активен и, скорее всего, является местом происхождения комет. Кометы переходят из рассеянного диска в царство внешних планет, становясь так называемыми кентаврами . Затем эти кентавры отправляются дальше внутрь, чтобы стать короткопериодическими кометами.

Есть две основные разновидности короткопериодических комет: кометы семейства Юпитера (те, у которых большая полуось меньше 5 а.е.) и кометы семейства Галлея. Кометы семейства Галлея, названные в честь своего прототипа, кометы Галлея , необычны тем, что, хотя они и являются короткопериодическими кометами, предполагается, что их окончательное происхождение находится в облаке Оорта, а не в рассеянном диске. Основываясь на их орбитах, предполагается, что это были долгопериодические кометы, которые были захвачены гравитацией планет-гигантов и отправлены во внутренние области Солнечной системы. Этот процесс, возможно, также создал нынешние орбиты значительной части комет семейства Юпитера, хотя считается, что большинство таких комет возникло в рассеянном диске.

Оорт отметил, что количество возвращающихся комет было намного меньше, чем предсказывала его модель, и эта проблема, известная как «кометное затухание», еще не решена. Неизвестно ни одного динамического процесса, объясняющего меньшее количество наблюдаемых комет, чем оценил Оорт. Гипотезы этого несоответствия включают разрушение комет из-за приливных напряжений, удара или нагрева; потеря всех летучих веществ , что делает некоторые кометы невидимыми, или образование нелетучей корки на поверхности. Динамические исследования гипотетических комет облака Оорта показали, что их появление во внешней области планеты будет в несколько раз выше, чем во внутренней области планеты. Это несоответствие может быть связано с гравитационным притяжением Юпитера , которое действует как своего рода барьер, захватывая входящие кометы и заставляя их сталкиваться с ним, как это было с кометой Шумейкера – Леви 9 в 1994 году. Пример типичного облака Оорта комета могла быть C / 2018 F4.

Пояс КойпераиОблако Оорта

В январе 1950 года
отметил, что

  1. не наблюдалось комет с
    гиперболическими орбитами, указывающими на то,
    что они прилетели из межзвездного пространства,
  2. у долгопериодических комет

    имеет тенденцию лежать на расстоянии около
    50,000 АЕ
    от Солнца,

  3. не наблюдается какого-либо выделенного направления,
    откуда приходят кометы.

Облако Оорта12

Облако Оорта может содержать значительную долю массы Солнечной системы,
возможно такую же или даже большую чем
Юпитер.
(Все это очень приближенно, мы не знаем ни сколько в нем комет,
ни как они велики.)

Пояс
это дискообразная область, находящаяся за орбитой
Нептуна примерно от 30 до 100
АЕ от Солнца,
содержащая множество маленьких ледяных тел.
Сейчас ее рассматривают как источник короткопериодических комет.

Время от времени орбиты объектов из Пояса Койпера может быть изменена
влиянием планет-гигантов таким образом, что объект пересечет
орбиту Нептуна. В этом случае весьма вероятно его тесное
сближение с Нептуном, после чего объект может уйти за пределы
Солнечной системы или, наоборот, выйти на орбиту пересекающую орбиты
других планет-гигантов или даже войти во внутренние
области Солнечной системы.

В настоящее время известно девять объектов движущихся
между Юпитером и Нептуном
(включая 2060 Хирон (он же 95 P/Chiron) и 5145 Фолус; смотри
список MPC).
Международный Астрономический Союз определяет
этот класс объектов как Кентавры (Centaurs).
Их орбиты неустойчивы.
Почти все подобные объекты являются «эмигрантами» из Пояса Койпера.
Их дальнейшая судьба неизвестна.
Некоторые из них показывают что-то похожее на кометную активность
(т.е. их изображения слегка размыты, что показывает на
присутствие диффузной ).
Самый большой из них — Хирон, диаметр которого составляет около 170 км,
в 20 раз больше чем ядро кометы Галлея.
Если он когда-либо выйдет на орбиту, приближающуюся к Солнцу,
то он будет фантастически эффектной кометой.

Любопытно, но по-видимому, объекты Облака Оорта были сформированы
ближе к Солнцу, чем объекты Пояса Койпера.
Маленькие объекты, образовавшиеся вблизи гигантских планет
могли быть были выброшены за пределы Солнечной системы
при гравитационных сближениях.
Те из них, которые не были покинули Солнечную систему, образовали
на ее окраинах Облако Оорта.
Малые объекты сформировавшиеся дальше от Солнца не испытали таких
взаимодействий от планет-гигантов и остались на месте, теперь мы их
видим как объекты Пояса Койпера.

Недавно были открыты несколько объектов Пояса Койпера,
включая 1992 QB1 и 1993 SC (сверху).
Они представляют собой маленькие ледяные тела похожие
на Плутон и
Тритон (но меньше по размерам).
Существует более 300 известных транснептуновых объектов
(на середину 2000 года, смотри
список MPC).
У многих из них орбиты находятся в резонансе 3:2 с Нептуном
(как и у Плутона).
Измерения цвета самых ярких из них показывают, что они
необычно красные.

Оценки показывают, что должны существовать по крайней мере
35,000 объектов Пояса Койпера больших 100 км в диаметре,
что в несколько сот раз больше числа (и массы),
подобных объектов из пояса
астероидов.

Группа астрономов под руководством Аниты Кохран (Anita Cochran) сообщила, что

зарегистрировал чрезвычайно слабые объекты Пояса Койпера (слева).
Эти объекты очень маленькие и слабые поскольку они только около
20 км в поперечнике.
Может существовать более чем 100 миллионов подобных комет
на низко наклоненных орбитах, которые ярче 28 звездной величины
— предельной величины Хаббловского телескопа.
(Однако, последующие наблюдения с Хаббловского телескопа
не подтвердили этого открытия.)

Спектральные и фотометрические данные были получены для
объекта 5145 Фолус.
Его альбедо очень низко (меньше чем 0.1), а его спектр указывает
на наличие органических соединений, которые обычно очень темные
(как, например, ядро кометы Галлея).

Некоторые астрономы полагают, что Тритон, Плутон и его спутник

являются примерами самых больших объектов Пояса Койпера.
(Если даже это правда, то это не приведен к официальному исключения
Плутона из рядов «больших планет» по историческим причинам.)

Однако, все эти объекты не просто далекие диковинки.
Они, почти несомненно, являются неиспорченными остатками
туманности из которой
сформировалась вся Солнечная система.
Их химический состав и распределения в пространстве
дают важные ограничения на модели ранних этапов
эволюции Солнечной системы.

Структура и состав

Предполагаемое расстояние до облака Оорта по сравнению с остальной частью Солнечной системы

Считается, что облако Оорта занимает огромное пространство от 2 000 до 5 000 а.е. (0,03 и 0,08 световых лет) до 50 000 а.е. (0,79 световых лет) от Солнца. По некоторым оценкам, внешняя граница находится между 100 000 и 200 000 а.е. (1,58 и 3,16 св. Лет). Область можно разделить на сферическое внешнее облако Оорта размером 20 000–50 000 а.е. (0,32–0,79 св. Лет) и внутреннее облако Оорта в форме тора размером 2 000–20 000 ат. Ед. (0,0–0,3 св. Лет). Внешнее облако очень слабо связано с Солнцем и поставляет долгопериодические кометы (и, возможно, типа Галлея) на орбиту Нептуна . Внутреннее облако Оорта также известно как облако Холмов, названное в честь Джека Дж. Хиллса , который предположил его существование в 1981 году. Модели предсказывают, что внутреннее облако должно иметь в десятки или сотни раз больше кометных ядер, чем внешнее гало; это рассматривается как возможный источник новых комет для пополнения запасов разреженного внешнего облака, поскольку количество последних постепенно истощается. Облако холмов объясняет продолжающееся существование облака Оорта спустя миллиарды лет.

Внешнее облако Оорта может иметь триллионы объектов размером более 1 км (0,62 мили) и миллиарды объектов с ярче 11 (что соответствует приблизительно 20-километровому (12 миль) диаметру), а соседние объекты находятся на расстоянии десятков миллионов километров друг от друга. Его общая масса неизвестна, но, если предположить, что комета Галлея является подходящим прототипом для комет во внешнем облаке Оорта, примерно общая масса составляет 3 × 10 25 килограммов (6,6 × 10 25  фунтов), что в пять раз больше, чем у Земли. Раньше считалось, что она более массивна (до 380 масс Земли), но улучшение знаний о распределении размеров долгопериодических комет привело к заниженным оценкам. Никаких известных оценок массы внутреннего облака Оорта опубликовано не было.

Если анализ комет является репрезентативным для всего, подавляющее большинство объектов облака Оорта состоит из льдов, таких как вода , метан , этан , окись углерода и цианистый водород . Однако открытие объекта 1996 PW , объекта, внешний вид которого соответствовал астероиду D-типа на орбите, типичной для долгопериодической кометы, вызвало теоретические исследования, которые предполагают, что популяция облака Оорта составляет примерно от одного до двух процентов. астероиды. Анализ соотношений изотопов углерода и азота как в долгопериодических кометах, так и в кометах семейства Юпитера показывает небольшую разницу между ними, несмотря на то, что регионы их происхождения предположительно сильно различаются. Это предполагает, что оба произошли из исходного протосолнечного облака, что также подтверждается исследованиями размеров гранул в кометах облака Оорта и недавним исследованием столкновения кометы семейства Юпитера Tempel 1 .

Звездные возмущения и гипотезы звездных спутников

Помимо галактического прилива , основным спусковым механизмом для отправки комет внутрь Солнечной системы считается взаимодействие между солнечным облаком Оорта и гравитационными полями близлежащих звезд или гигантских молекулярных облаков . Орбита Солнца через плоскость Млечного Пути иногда приводит его к относительно . Например, предполагается, что 70 тысяч лет назад, возможно , Звезда Шольца прошла через внешнее облако Оорта (хотя ее низкая масса и высокая относительная скорость ограничивали ее влияние). В течение следующих 10 миллионов лет известная звезда с наибольшей вероятностью возмущения облака Оорта — это Gliese 710 . Этот процесс также может рассеивать объекты облака Оорта за пределы плоскости эклиптики, что потенциально также объясняет его сферическое распределение.

В 1984 году физик Ричард А. Мюллер предположил, что у Солнца есть еще необнаруженный компаньон, коричневый или красный карлик , на эллиптической орбите внутри облака Оорта. Предполагалось, что этот объект, известный как Немезида , проходит через часть облака Оорта примерно каждые 26 миллионов лет, бомбардируя внутреннюю часть Солнечной системы кометами. Однако на сегодняшний день никаких доказательств существования Немезиды обнаружено не было, и многие доказательства (например, количество кратеров ) ставят под сомнение его существование. Недавний научный анализ больше не поддерживает идею о том, что вымирание на Земле происходит через регулярные, повторяющиеся интервалы. Таким образом, гипотеза Немезиды больше не нужна для объяснения текущих предположений.

В чем-то похожая гипотеза была выдвинута астрономом Джоном Дж. Матезе из Университета Луизианы в Лафайете в 2002 году. Он утверждает, что во внутреннюю часть Солнечной системы из определенной области постулируемого облака Оорта прибывает больше комет, чем может быть объяснено галактическими данными. одни только приливные или звездные возмущения, и наиболее вероятной причиной может быть объект массой Юпитера на далекой орбите. Этот гипотетический газовый гигант получил прозвище Тихе . Миссия WISE , обзор всего неба с использованием измерений параллакса для уточнения расстояний до местных звезд, была способна подтвердить или опровергнуть гипотезу Тихе. В 2014 году НАСА объявило, что исследование WISE исключило любой объект в том виде, в котором оно было определено.

Примечания[править | править код]

  1. Audrey Delsanti and David Jewitt. . Institute for Astronomy, University of Hawaii. Дата обращения: 9 марта 2007.
  2. Johnson, Torrence V.; and Lunine, Jonathan I.; Saturn’s moon Phoebe as a captured body from the outer Solar System, Nature, Vol. 435, pp. 69-71
  3. Craig B. Agnor & Douglas P. Hamilton. . Nature (2006). Дата обращения: 20 июня 2006.
  4. David Jewitt, Jane Luu. . Nature (1992). Дата обращения: 20 июня 2007.
  5. David Jewitt. . Дата обращения: 15 октября 2007.
  6. Harold F. Levison, Luke Donnes. Comet Populations and Cometary Dynamics // Encyclopedia of the Solar System / Lucy Ann Adams McFadden, Paul Robert Weissman, Torrence V. Johnson. — 2nd. — Amsterdam; Boston: Academic Press, 2007. — С. 575—588. — ISBN 0120885891.
  7. Gérard FAURE. (2004). Дата обращения: 1 июня 2007.
  8. . International Comet Quarterly. Дата обращения: 24 октября 2010.
  9. Davies, John. Beyond Pluto: Exploring the outer limits of the solar system. — Cambridge University Press, 2001. — P. xii.
  10. Davies, p. 2
  11. David Jewitt. . University of Hawaii. Дата обращения: 14 июня 2007.
  12. ↑ Davies, p. 14
  13. FOR A COMET BELT BEYOND NEPTUNE BY FRED L. WHIPPLE. . SMITHSONIAN ASTROPHYSICAL OBSERVATORY AND HARVARD COLLEGE OBSERVATORY (1964). Дата обращения: 20 июня 2007.
  14. CT Kowal, W Liller, BG Marsden. . Hale Observatories, Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics (1977). Дата обращения: 5 декабря 2010.
  15. Horner, J.; Evans, N.W.; Bailey, M. E. Simulations of the Population of Centaurs I: The Bulk Statistics (англ.) : journal. — The Journal of Business (англ.)русск., 2004.
  16. Davies p. 38
  17. Davies p. 39
  18. JA Fernandez. . Observatorio Astronomico Nacional, Madrid (1980). Дата обращения: 20 июня 2007.
  19. M. Duncan, T. Quinn, and S. Tremaine. . The Astrophysical Journal (1988). Дата обращения: 20 июня 2007.
  20. Davies p. 191
  21. ↑ Davies p. 50
  22. Davies p. 51
  23. Davies pp. 52, 54, 56
  24. Davies pp. 57, 62
  25. Davies p. 65
  26. Марсден, Брайан. . Minor Planet Center (1993). Дата обращения: 28 июля 2015.
  27. Davies p. 199
  28. Elkins-Tanton L. T. Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. — New York: Chelsea House, 2006. — P. 127. — (The Solar System). — ISBN 0-8160-5197-6.
  29. Elkins-Tanton L. T. Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. — New York: Chelsea House, 2006. — P. 131. — (The Solar System). — ISBN 0-8160-5197-6.
  30. Elkins-Tanton L. T. Uranus, Neptune, Pluto, and the Outer Solar System. — New York: Chelsea House, 2006. — P. 126. — (The Solar System). — ISBN 0-8160-5197-6.
  31.  (недоступная ссылка). Дата обращения: 21 декабря 2010.
  32. Возможно, относится к объектам рассеянного диска.
  33. D. R. Williams. . NASA (7 сентября 2006). Дата обращения: 24 марта 2007.
  34. ↑ Плутон и Харон образуют двойную систему.
  35. J. Stansberry, W. Grundy, M. Brown, et al. Physical Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: Constraints from Spitzer Space Telescope (англ.) // The Solar System beyond Neptune : journal. — University of Arizona Press, 2007. — February.
  36. Wm. Robert Johnston. . Дата обращения: 5 апреля 2008.

Биография Яна Хендрик Оорта (1900 -1992 гг.)

Краткая биография:

Имя: Ян Хендрик Оорт

Дата рождения: 28 апреля 1900 г.

Дата смерти: 5 ноября 1992 г.

Образование: Университет Гронингена

Место рождения: Франекер, Фрисланд,Нидерланды

Место смерти: 5 ноября 1992

Ян Хендрик Оорт – нидерландский астроном: биография с фото, теория кометного облака вокруг Солнечной системы, Облако Оорта, строение галактики, темная материя.

Ян Хендрик Оорт (1900 – 1992) голландский астроном, пионер в области радиоастрономии, автор теории обширного кометного облака, окружающего Солнечную систему. Окончил университет г. Гронингена в 1921 году, где преподавал известный астроном Я. Каптейн. Два года жил в США, где работал в Йельской обсерватории, затем вернулся в Голландию, где работал в обсерватории Лейдена на протяжении 46 лет. В 1945 году получил звание профессора и возглавил Лейденскую обсерваторию.

По словам самого Оорта, желание заниматься наукой возникло у него в старших классах школы под влиянием книг Жюля Верна. Специализироваться именно на астрономии ученого вдохновил его наставник Якобус Каптейн. Также значительное влияние на него оказал физик Фриц Цернике.

Область научных исследований Оорта включала вопросы космогонии, строению Галактики и роль диффузного вещества в ее динамике. В 1927 году доказал, что Галактика вращается вокруг своего центра. В 1932 году открыл «темную материю», из которой, как полагают, состоит большая часть Вселенной. Открыл галактическое гало – группу звезд, вращающихся за пределами главного диска Млечного Пути. Также Оорту принадлежит ряд открытий в области происхождения комет, в том числе гипотезы, что их орбиты выходят далеко за пределы планетарных орбит Солнечной системы.

В годы нацистской оккупации отказался сотрудничать с немцами и был отстранен от преподавания в академии и работы в обсерватории. Оорт вернулся в деревню Халхорст к своей семье, где провел все годы оккупации.

После окончания войны, Оорт вернулся в Лейден и занял пост директора обсерватории. В 1951 году занялся изучением Галактики при помощи радиотелескопов. В результате группой Оорта были обнаружены 21-сантиметровые радиоволны, испускаемые водородом, что помогло составить новую карту Млечного Пути, в том числе спиральной структуры Галактики, галактического центра и газовых облаков

Ян Оорт был одним из первых ученых, осознавших важность использования радиоволн в изучении Вселенной. Работы Оорта в области радиоастрономии вывели послевоенную Голландию в авангард исследования космоса

Наиболее известной работой Оорта стала гипотеза о том, что Солнечная Система окружена массивным кометным облаком из миллиардов комет, орбиты которых заходят далеко за орбиту Плутона. Это облако было названо Облаком Оорта.

После того, как Оорт покинул пост директора Лейденской обсерватории, он продолжал писать статьи и заниматься исследованиями Млечного Пути и других галактик вплоть до своей смерти.

Умер в Лейдене, в 1992 году. Газета «Нью-Йорк Таймс» поместила в своем выпуске некролог, где Оорт был назван «одним из ведущих исследователей Вселенной 20 века».

Обнаружение и имя Пояса Койпера

Впервые о присутствии других объектов заявил Фрекрик Леонард, назвавший их ультра-нептуновыми небесными телами за чертой Плутона. Тогда Армин Лейшнер посчитал, что Плутон может выступать всего лишь одним из многих долгопериодических планетных объектов, которые еще предстоит отыскать. Ниже представлены крупнейшие объекты Пояса Койпера.

Название Экваториальный
диаметр
Большая полуось,
а. е.
Перигелий,
а. е.
Афелий,
а. е.
Период обращения
вокруг Солнца (лет)
Открыт
Эрида 2330+10/−10. 67,84 38,16 97,52 559 2003 i
Плутон 2390 39,45 29,57 49,32 248 1930 i
Макемаке 1500 +400/−200 45,48 38,22 52,75 307 2005 i
Хаумеа ~1500 43,19 34,83 51,55 284 2005 i
Харон 1207 ± 3 39,45 29,57 49,32 248 1978
2007 OR10 875-1400 67,3 33,6 101,0 553 2007 i
Квавар ~1100 43,61 41,93 45,29 288 2002 i
Орк 946,3 +74,1/−72,3 39,22 30,39 48,05 246 2004 i
2002 AW197 940 47,1 41,0 53,3 323 2002 i
Варуна 874 42,80 40,48 45,13 280 2000 i
Иксион < 822 39,70 30,04 49,36 250 2001 i
2002 UX25 681 +116/−114 42,6 36,7 48,6 278 2002 i

В 1943 году Кеннет Эджворт опубликовал статью. Он писал, что материал за Нептуном слишком рассредоточен, поэтому не может слиться в более крупное тело. В 1951 году в обсуждение вступает Джерард Койпер. Он пишет о диске, появившемся в начале эволюции Солнечной системы. Идея с поясом всем понравилась, потому что она объясняла откуда прибывают кометы.

В 1980 году Хулио Фернандес определил, что Пояс Койпера находится на удаленности в 35-50 а.е. В 1988 году появляются компьютерные модели на основе его расчетов, которые показали, что Облако Оорта не может отвечать за все кометы, поэтому идея с поясом Койпера обретала больше смысла.

В 1987 году Дэвид Джуитт и Джейн Лу занялись активными поисками объектов, используя телескопы в Национальной обсерватории Кит-Пика и Обсерваторию Серро-Тололо. В 1992 году они объявили об открытии 1992 QB1, а через 6 месяцев – 1993 FW.

Во многих статьях авторы начали называть гипотетический участок поясом Койпера, которое и закрепилось как официальное наименование.

Но многие не согласны с этим названием, потому что Джерард Койпер имел в виду нечто иное и все почести следует отдать Фернандесу. Из-за возникших споров в научных кругах предпочитают использовать термин «транс-нептунианские объекты».

Исторические свидетельства о появлении «звезд-гостий»

Не всегда по летописям древних звездочётов можно понять — наблюдали они комету или вспышку сверхновой звезды.
Будем здесь пополнять список всех наблюдений за небесными гостями:

  • 30 г. до н.э.?: «Вифлеемская звезда» в год рождения Иисуса Христа
  • 369 г. нашей эры: в древнекитайских хрониках отмечено, что в созвездии
    Кассиопея (гелиоцентрическая долгота 0-30°)
    «явилась очень яркая звезда гостья».
  • (К) 1380 год — появление «волосатой звезды» перед Куликовской битвой.
  • В ноябре 1572 г. датский астроном Тихо Браге увидел близ зенита в Кассиопее
    яркую звезду необыкновенной величины.
    Она не имела хвоста, ее окружала некая туманность, она во всех отношениях походила на другие звезды
    первой (большой) величины .
    По блеску ее можно было сравнить только с Венерой.
    Люди с хорошим зрением могли различить ее при ясном небе даже в полдень.
    Ночью при облачном небе, когда другие звезды скрывались, новая звезда оставалась видимой
    сквозь довольно густые облака.
  • Большая комета 1811-1812 гг. (официальное обозначение C/1811 F1) была кометой,
    видимой невооружённым глазом на небе 290 дней.
    За ней последовало нашествие Наполеона с «двунадесятью языками» на Россию.

    Период обращения кометы вокруг Солнца был определён как 3100 лет,
    т.е., она приближалась к Земле в 1288 году — за век до
    Троянской войны.

Оцените статью
Рейтинг автора
5
Материал подготовил
Илья Коршунов
Наш эксперт
Написано статей
134
Добавить комментарий