3.2. Главный пояс астероидов. Пояс Эджворта — Койпера

3.2. Главный пояс астероидов. Пояс Эджворта — Койпера

В данном разделе речь будет идти прежде всего об орбитах астероидов. Поэтому нелишне будет напомнить, что гелиоцентрическая орбита тела определяется значениями шести элементов. При этом положение плоскости, в которой происходит движение, задается элементами ? и i — долготой восходящего узла на плоскости эклиптики и наклоном плоскости орбиты к эклиптике (рис. 3.1). Ориентация орбиты в этой плоскости (положение перигелия) определяется элементом ? — угловым расстоянием перигелия от восходящего узла орбиты. Размер и форма орбиты определяются элементами a и e — большой полуосью и эксцентриситетом орбиты. Наконец, положение тела на орбите в определенный момент времени задается значением средней аномалии M. Угловые величины ?, ?, i, M выражаются в градусах, большая полуось — в астрономических единицах (а.е.), где 1 а.е. равняется среднему расстоянию от Земли до Солнца, приближенно 150 000 000 км. Эксцентриситет орбиты является безразмерной величиной.

Важной характеристикой орбиты является среднее движение n, измеряемое в градусах в сутки или в угловых секундах в сутки. Среднее движение — это дуга, проходимая за сутки воображаемой точкой, обращающейся вокруг Солнца равномерно по окружности и совершающей один оборот за период обращения планеты. Среднее движение планеты связано с большой полуосью ее орбиты третьим законом Кеплера. Если большую полуось выражать в а.е., а среднее движение — в радианах в сутки, то согласно третьему закону Кеплера

a³n² = k², (3.1)

где k — постоянная Гаусса, равная 0,01720209895. Если n выражать в угловых секундах в сутки, то

n = 3548,2a^-3/2.

Упомянем также такие характеристики орбиты, как перигелийное расстояние q = a(1 — e) — минимальное расстояние от планеты до Солнца, и афелийное расстояние Q = a(1 + e) — максимальное расстояние от планеты до Солнца.

^{Рис. 3.1. Элементы орбиты астероида; x, y, z — прямоугольная эклиптическая гелиоцентрическая система координат (начало в точке S (Солнце)), x?, y?, z? — прямоугольная экваториальная гелиоцентрическая система координат, ? — точка весеннего равноденствия, ? — наклон эклиптики к экватору, AA? — орбита планеты, ? — восходящий узел орбиты, ? — долгота восходящего узла, i — наклон орбиты, ? — перигелий, ? —угловое расстояние перигелия от восходящего узла}

Орбиты двух первых открытых малых планет — Цереры и Паллады — оказались расположенными между орбитами Марса (a = 1,52 а.е., n = 1986,5?) и Юпитера (a = 5,20 а.е., n = 299,1?) на среднем расстоянии от Солнца, равном 2,77 а.е. (в скобках указаны большие полуоси орбит и средние движения соответствующих больших планет). Дальнейшие открытия показали, что большие полуоси большинства представителей новой популяции тел лежат в интервале от 2,06 а.е. (n = 1200?) до 3,5 а.е. (541,9?). Это так называемый Главный пояс астероидов.

Ближе к Юпитеру расположено сравнительно небольшое число астероидов. Значения большой полуоси около 3,96 а.е. (450,3?) имеют малые планеты группы Гильды, совершающие три оборота вокруг Солнца за время, пока Юпитер успевает совершить в точности два оборота (соизмеримость средних движений астероидов и Юпитера составляет 3:2). Такой характер движения позволяет планетам этой группы постоянно находиться на достаточном удалении от Юпитера. На расстоянии 4,28 а.е. (400,7?) от Солнца в соизмеримости 4:3 с Юпитером движется малая планета Туле. Далее, на среднем расстоянии от Солнца, равном 5,2 а.е., располагаются троянцы — малые планеты, получившие имена в честь героев троянской войны (греков и троянцев).

Соизмеримость их средних движений с Юпитером составляет 1:1. При этом одна группа троянцев (греки) движется близко к его орбите на 60° впереди Юпитера, а другая (троянцы) — на 60° позади. Возможность устойчивого движения подобного типа была теоретически рассмотрена Ж. Лагранжем за сто с лишним лет до открытия первого троянца. Более подробный список групп и семейств астероидов с указанием количества объектов в каждой группе приведен в приложении 5.

Орбиты астероидов, как правило, мало наклонены к основной плоскости Солнечной системы — эклиптике, определяемой движением Земли вокруг Солнца. Средний наклон составляет около 7,7° (рис. 3.2).

^{Рис. 3.2. Распределение астероидов по наклону орбит к эклиптике}

Проекция положений малых планет на плоскость эклиптики в некоторый момент времени дает достаточно наглядное представление о расположении пояса астероидов относительно орбит больших планет (рис. 3.3). Рисунок 3.3 демонстрирует также некоторые особенности движения тел Главного пояса. Сравнительно небольшие эксцентриситеты орбит большинства астероидов (среднее значение эксцентриситета близко к 0,14; рис. 3.4) не позволяют им проникать внутрь орбиты Марса. На рисунке 3.3 также видно, что астероиды держатся на значительных расстояниях от Юпитера, избегая тесных сближений с ним.

Известны всего лишь около 30 занумерованных малых планет с перигелиями за орбитой Юпитера, но большими полуосями орбит, меньшими, чем у Нептуна. Почти все они были открыты недавно и получили общее название «кентавры», поскольку некоторые из них проявляют черты двойственности: временами они обнаруживают кометную активность, связанную с испарением вещества.

^{Рис. 3.3. Солнечная система: астероиды и орбиты планет в координатах X, Y, Z. Даны проекции на плоскости координат XY, YZ, XZ}

^{Рис. 3.4. Распределение астероидов по эксцентриситету орбит}

Характерным примером является кентавр Хирон ((2060) Chiron). Многие кентавры имеют весьма вытянутые орбиты (Фолус, Асболус).

Ряд малых планет, таких как (5335) Damocles, (15504) 1999 RG₃₃, (20461) Dioretsa, (65407) 2002 RP₁₂₀ и др., не обнаруживающих кометной активности, движутся по орбитам, схожими с орбитой кометы Галлея. Их часто называют дамоклоидами по имени первой занумерованной малой планеты этого типа. Орбиты многих из них имеют очень большие наклоны к эклиптике. Астероиды (20461) Dioretsa и ряд других имеют наклоны орбит свыше 90°. Движение при наклоне свыше 90° считается обратным — происходящим по часовой стрелке, т. е. противоположным движению большинства тел Солнечной системы. Название Dioretsa навеяно как раз этой особенностью движения данного астероида, поскольку прочитанное справа налево оно совпадает с английской транскрипцией слова астероид. Весьма вероятно, что дамоклоиды являются ядрами угасших комет. Их происхождение связано с эволюцией почти параболических комет из облака Оорта под влиянием планетных возмущений и их захватом на короткопериодические орбиты [Asher et al., 1994; Бирюков, 2007].

В 1949 г. К. Эджворт [Edgeworth, 1949], а в 1951 г. Дж. Койпер [Kuiper, 1951] высказали предположение о существовании популяции небесных тел за орбитой Нептуна. В 1992 г. была открыта первая в этом внешнем поясе малая планета 1992 QB₁ (a = 44 а.е., e = 0,08, i = 2°, диаметр ? 200 км). К настоящему времени известно около 1100 объектов с большими полуосями орбит, большими, чем у Нептуна. Новая популяция получила название пояса Эджворта — Койпера (или пояса Койпера). Количество открытых в этом поясе малых тел быстро увеличивается. Прогнозируется существование в области 30–50 а.е. нескольких десятков тысяч транснептуновых объектов с диаметрами более 100 км.

Многие транснептуновые объекты движутся в соизмеримости 2:3 с Нептуном, подобно тому как это имеет место для Плутона, или в иных соизмеримостях. Плутон является лишь одним из объектов пояса Эджворта — Койпера, и к тому же не самым крупным. Резолюцией Генеральной ассамблеи МАС в 2006 г. он был лишен статуса большой планеты Солнечной системы и теперь рассматривается как карликовая планета (134340) Pluto наряду с такими объектами пояса Эджворта — Койпера, как (136199) Eris, (136472) Makemake и другие.

Помимо «классических» транснептуновых объектов, подобных 1992 QB₁ (сейчас (15760) 1992 QB₁), т. е. имеющих малый эксцентриситет и малый наклон орбиты, и объектов типа Плутона, находящихся в соизмеримости с Нептуном, за орбитой Нептуна обнаружены объекты на сильно вытянутых и иногда сильно наклоненных орбитах, образующие так называемый рассеянный диск. Афелии орбит объектов рассеянного диска (scattered disk objects) располагаются на расстояниях в десятки и сотни астрономических единиц от Солнца.

Кентавры, по-видимому, являются продуктами динамической эволюции объектов пояса Эджворта — Койпера [Jewitt, 2002], образуя промежуточное звено между объектами этого пояса, скорее всего объектами рассеянного диска, и короткопериодическими кометами семейства Юпитера или других внешних планет.

Близко к внутреннему краю Главного пояса, но все же на заметном расстоянии от него, находятся астероиды группы Венгрии (названной по имени первого открытого объекта этой группы (434) Hungaria). Большие полуоси их орбит группируются около значения 1,93 а.е.

^{Рис. 3.5. Распределение астероидов по величине перигелийного расстояния в интервале до 6 а.е.}

Благодаря значительным эксцентриситетам орбиты некоторых малых планет, принадлежащих Главному поясу или группе Венгрии, могут приближаться к орбите Марса и даже проникать внутрь нее. На рисунке 3.5 показано распределение астероидов по величине перигелийного расстояния q во внутренней по отношению к Главному поясу части околосолнечного пространства. Хорошо заметно уменьшение числа малых планет по мере уменьшения их перигелийных расстояний до величины большой полуоси орбиты Марса (a = 1,52 а.е.).