По мере совершенствования телескопов темпы открытия астероидов непрестанно возрастали, и уже к середине 1868 года их число перешагнуло за сотню. Когда стало ясно, что, кроме Цереры, примерно на том же расстоянии от Солнца находится множество других более мелких тел, чтобы как-то объяснить это с позиции правила Тициуса — Боде, была выдвинута гипотеза о планете, которая раньше находилась на этой орбите, гипотетической планете Фаэтон, которая на ранних этапах формирования Солнечной системы разрушилась так, что её осколками стали астероиды, сформировавшие Пояс астероидов. Впоследствии эта гипотеза была опровергнута, поскольку выяснилось, что из-за гравитационного влияния Юпитера на данном расстоянии от Солнца сколь-нибудь крупное тело образоваться просто не может. С открытием же Нептуна в 1846 году правило Тициуса — Боде оказалось полностью дискредитированным в глазах учёных, поскольку большая полуось данной планеты была далека от предсказанного правилом. Новый этап в изучении астероидов начался с применением в 1891 году Максом Вольфом метода астрофотографии для поиска новых астероидов. Он заключался в том, что на фотографиях с длинным периодом экспонирования астероиды оставляли короткие светлые линии, в то время как звёзды оставались точками благодаря тому, что телескоп поворачивается вслед за вращением небесной сферы. Этот метод значительно ускорил обнаружение новых астероидов по сравнению с ранее использовавшимися методами визуального наблюдения: Макс Вольф в одиночку обнаружил 248 астероидов, начиная с астероида (323) Брюсия, тогда как до него за несколько десятилетий было обнаружено немногим более 300. Первая тысяча астероидов была обнаружена уже к октябрю 1921 года, 10 000 к 1981, к 2000 году количество открытых астероидов превысило 100 000, а по состоянию на 6 сентября 2011 года число нумерованных астероидов составляет уже 285 075. В 1993 году у астероида (243) Ида автоматической межпланетной станцией «Галилео» был открыт первый подтверждённый спутник астероида. Известно, что пояс астероидов содержит гораздо большее их количество, чем известно сейчас (всё зависит от того, сколь малые тела можно называть астероидами). Однако, поскольку современные системы поиска новых астероидов позволяют выявлять их совершенно автоматически практически без участия человека, большинство учёных не занимаются их поиском, называя астероиды «космическим мусором», оставшимся после формирования Солнечной системы. Сейчас большее внимание уделяется астероидам, потенциально опасным для Земли. Они называются астероидами, сближающимися с Землёй, и входят в группу околоземных объектов, к которым также относятся некоторые кометы и метеороиды. Исследования Первым космическим аппаратом, пролетевшим через пояс астероидов, стал «Пионер-10», который долетел до области главного пояса 16 июля 1972 года. В то время ещё была обеспокоенность по поводу возможности столкновения аппарата с одним из небольших астероидов, однако с тех пор на пути к внешним планетам через пояс астероидов без всяких инцидентов пролетело уже 9 космических аппаратов. Аппараты «Пионер-11», «Вояджер-1» и «Вояджер-2», а также зонд «Улисс» пролетали через пояс без запланированных или случайных сближений с астероидами. Аппарат «Галилео» стал первым космическим аппаратом, который сделал снимки астероидов. Первыми сфотографированными объектами стали астероид (951) Гаспра в 1991 году и астероид (243) Ида в 1993 году. После этого в НАСА была принята программа, согласно которой любой аппарат, пролетающий через пояс астероидов, должен, по возможности, пролететь мимо какого-либо астероида. В последующие годы космическими зондами и аппаратами были получены изображения ряда мелких объектов, таких как (253) Матильда в 1997 году с аппарата NEAR Shoemaker, (2685) Мазурский в 2000 году с «Кассини», (5535) Аннафранк в 2002 году со «Стардаст», (132524) APL в 2006 с зонда «Новые горизонты», (2867) Штейнс в 2008 году и (21) Лютеция в 2010 году с «Розетты». Большинство изображений астероидов главного пояса, переданных космическими аппаратами, получены в результате краткого пролёта зондов вблизи астероидов на пути к основной цели миссии — для подробного изучения астероидов отправляли только два аппарата: NEAR Shoemaker, который исследовал (433) Эрос и Матильду, а также «Хаябуса», главной целью которого было изучение (25143) Итокава. Аппарат в течение длительного времени изучал поверхность астероида и даже, впервые в истории, доставил частицы грунта с его поверхности. 27 сентября 2007 года к крупнейшим астероидам Весте и Церере была отправлена автоматическая межпланетная станция Dawn. Аппарат находился на орбите Весты с 16 июля 2011 года по 12 сентября 2012 года, после чего совершил перелёт к Церере, на орбиту которой вышел 6 марта 2015 года. После завершения основной миссии в 2016 году были предложения перелёта к Палладе. Однако, было принято решение продолжить изучение Цереры, которое закончилось в ноябре 2018 года в виду исчерпания топлива. Аппарат остался на стабильной орбите этой карликовой планеты. Происхождение Формирование Исследователи космоса высказывают различные предположения о причине большой концентрации астероидов в сравнительно узком пространстве межпланетной среды между орбитами Марса и Юпитера. Наибольшую популярность среди господствующих в XIX веке гипотез о происхождении тел пояса астероидов получила гипотеза, предложенная в 1802 году, вскоре после обнаружения Паллады, немецким учёным Генрихом Ольберсом. Он предположил, что Церера и Паллада могут быть фрагментами гипотетической планеты Фаэтон, когда-то существовавшей между орбитами Марса и Юпитера и разрушенной в результате столкновения с кометой много миллионов лет назад. Однако более поздние исследования опровергают эту гипотезу. Аргументами против являются очень большое количество энергии, необходимое, чтобы разрушить целую планету, крайне малая суммарная масса всех астероидов главного пояса, которая составляет лишь 4 % массы Луны, и практическая невозможность формирования крупного объекта типа планеты в области Солнечной системы, испытывающей сильные гравитационные возмущения от Юпитера. Существенные различия химического состава астероидов также исключают возможность их происхождения из одного тела. Скорее всего, пояс астероидов является не разрушенной планетой, а планетой, которая так и не смогла сформироваться ввиду гравитационного влияния Юпитера и, в меньшей степени, других планет-гигантов. В целом формирование планет и астероидов Солнечной системы близко к описанию этого процесса в небулярной гипотезе, согласно которой 4,5 млрд лет назад облака межзвёздного газа и пыли под действием гравитации образовали вращающийся газопылевой диск, в котором происходили уплотнение и конденсация вещества диска. В течение первых нескольких миллионов лет истории Солнечной системы, вследствие турбулентных и других нестационарных явлений, в результате слипания при взаимных столкновениях мелких частиц замёрзшего газа и пыли возникали сгустки вещества. Этот процесс получил название аккреции. Взаимные неупругие столкновения, наряду с возрастающим по мере увеличения их размеров и массы гравитационным взаимодействием, вызывали увеличение скорости роста сгустков. Затем сгустки вещества притягивали окружающие пыль и газ, а также другие сгустки, объединяясь в планетезимали, из которых впоследствии образовались планеты. С увеличением расстояния от Солнца уменьшалась средняя температура газопылевого вещества, и, соответственно, менялся его общий химический состав. Кольцевая зона протопланетного диска, из которого впоследствии сформировался главный пояс астероидов, оказалась вблизи границы конденсации летучих соединений, в частности, водяного пара. Именно в этом кроется причина образования в этом месте пояса астероидов вместо полноценной планеты. Близость этой границы привела к опережающему росту зародыша Юпитера, находившегося рядом и ставшего центром аккумуляции водорода, азота, углерода и их соединений, покидавших более разогретую центральную часть Солнечной системы. Мощные гравитационные возмущения со стороны быстро растущего зародыша Юпитера воспрепятствовали образованию в поясе астероидов достаточно крупного протопланетного тела. Процесс аккумуляции вещества там остановился в тот момент, когда успели сформироваться только несколько десятков планетезималей допланетного размера (около 500—1000 км), которые затем начали дробиться при столкновениях, вследствие быстрого роста их относительных скоростей (от 0,1 до 5 км/с). Причина их роста кроется в орбитальных резонансах, а именно, в так называемых щелях Кирквуда, соответствующих орбитам, периоды обращения на которых соотносятся с периодом обращения Юпитера как целые числа (4:1, 3:1, 5:2). На таких орбитах сближение с Юпитером происходит наиболее часто и его гравитационное влияние максимально, поэтому астероиды там практически отсутствуют. Между орбитами Марса и Юпитера лежит несколько зон таких резонансов, более или менее сильных. На определённом этапе своего формирования Юпитер начал мигрировать во внутреннюю часть Солнечной системы, в результате эти резонансы прокатились по всему поясу, внося возмущения в орбиты астероидов и увеличивая скорость их движения. При этом протоастероиды испытывали многочисленные столкновения, причём не только между собой, но и с телами, вторгавшимися в пояс астероидов из зон Юпитера, Сатурна и более далёкой периферии Солнечной системы. До этого постепенный рост родительских тел астероидов был возможен благодаря их небольшим относительным скоростям (до 0,5 км/с), когда столкновения объектов заканчивались их объединением, а не дроблением. Увеличение же потока тел, вбрасываемых в пояс астероидов Юпитером и Сатурном, привело к тому, что относительные скорости родительских тел астероидов значительно возросли (до 3—5 км/с) и стали более хаотическими, что сделало процесс дальнейшего укрупнения тел невозможным.


wikipedia

Процесс аккумуляции родительских тел астероидов сменился процессом их фрагментации при взаимных столкновениях, и возможность формирования крупной планеты на данном расстоянии от Солнца навсегда исчезла. Предполагается, что в результате гравитационных возмущений большая часть материала главного пояса была рассеяна в течение первых двух миллионов лет с момента его образования, оставив менее 0,1 % вещества от первоначальной массы, которой, согласно результатам компьютерного моделирования, могло хватить для образования планеты с массой Земли. Вполне возможно, что некоторые из этих астероидов могли сохраниться в поясе Койпера или среди ледяных тел облака Оорта, но значительная часть, вероятно, была просто выброшена за пределы Солнечной системы. Эволюция С момента образования из первичной туманности большинство астероидов претерпело значительные изменения, причиной которых были значительный нагрев в первые несколько миллионов лет после их образования, дифференциация недр в крупных планетезималях и дробление последних на отдельные более мелкие фрагменты, плавление поверхности в результате ударов микрометеоритов и влияние процессов космического выветривания, происходивших под действием солнечной радиации на протяжении всей истории Солнечной системы. Несмотря на это, многие учёные продолжают считать их остатками планетезималей и надеются найти в них первичное вещество, из которого состояло газопылевое облако и которое могло сохраниться в глубине астероидов, другие считают, что с момента образования астероиды претерпели слишком серьёзные изменения. При этом область газопылевого облака, из которой образовались астероиды, вследствие своего довольно специфического расположения, оказалась весьма неоднородной по составу, в зависимости от расстояния до Солнца: с удалением от Солнца (в области от 2,0 до 3,5 а.е.) относительное содержание в ней простейших силикатных соединений резко убывало, а содержание лёгких летучих соединений, в частности, воды, наоборот, возрастало. При этом многие родительские тела современных астероидов находились в частично или полностью расплавленном состоянии. По крайней мере, те из них, которые содержали высокую долю силикатных соединений и находились ближе к Солнцу, уже были разогреты и испытали гравитационную дифференциацию недр (расслоение вещества на более и менее плотное), а некоторые из них и вовсе могли пережить периоды активного вулканизма и сформировать океаны магмы на поверхности, наподобие морей на Луне. Источником разогрева могли быть либо распад радиоактивных изотопов, либо действия индукционных токов, наведённых в веществе этих тел мощными потоками заряженных частиц из молодого и активного Солнца. Родительскими телами астероидов (протоастероидами), по каким-то причинам сохранившимися до наших дней, являются такие крупнейшие астероиды, как Церера и (4) Веста. В процессе гравитационной дифференциации протоастероидов, испытавших нагревание, достаточное для плавления их силикатного вещества, в них выделились металлические ядра и более лёгкие силикатные оболочки, а в некоторых случаях (например, у Весты) даже базальтовая кора, как у планет земной группы. Однако, поскольку вещество в зоне астероидов содержало значительное количество летучих соединений, его средняя температура плавления была относительно низкой. Как было показано с помощью математического моделирования и численных расчётов, для такого силикатного вещества она могла быть в диапазоне 500—1000 °C. Столь низкая температура в сочетании с небольшими размерами астероидов обеспечила быстрое остывание протоастероидов, в итоге, согласно расчётам, период расплавления этих тел мог продолжаться в течение не более чем нескольких миллионов лет. Изучение кристаллов циркония, найденных в августе 2007 года в антарктических метеоритах, предположительно происходивших с Весты, подтверждает, что её вещество находилось в расплавленном состоянии совсем недолго по геологическим меркам. Начавшаяся почти одновременно с этими процессами миграция Юпитера во внутреннюю часть Солнечной системы и, как следствие, прокатившиеся по поясу астероидов орбитальные резонансы привели к тому, что только что сформировавшиеся и прошедшие дифференциацию недр протоастероиды начали сходить с орбит и сталкиваться между собой. При относительных скоростях около нескольких километров в секунду столкновения тел, состоявших из нескольких силикатных оболочек с различной механической прочностью (чем больше в твёрдом веществе содержится металлов, тем более оно прочное), приводили к «сдиранию» и дроблению до мелких фрагментов, в первую очередь, наименее прочных внешних силикатных оболочек, что привело к появлению большого числа новых астероидов, но гораздо меньших размеров. Однако надолго эти фрагменты, как, впрочем, и более крупные тела, в главном поясе не задерживались, а были рассеянны и, по большей части, выброшены за пределы главного пояса. Основным механизмом подобного рассеивания мог быть орбитальный резонанс с Юпитером. Резонансы 4:1 и 2:1 на расстояниях 2,06 и 3,27 а.е. можно считать, соответственно, внутренней и внешней границами главного пояса, за пределами которых количество астероидов резко падает. Орбиты астероидов, которые попадают в область резонанса, становятся крайне нестабильными, поэтому астероиды в достаточно короткий срок выбрасываются с этих орбит и переходят на более стабильные или вовсе покидают Солнечную систему. Большинство астероидов, которые попадали на эти орбиты, были рассеяны либо Марсом, либо Юпитером. Астероиды семейства Венгрии, располагающиеся внутри резонанса 4:1, и семейства Кибелы на внешней границе пояса защищены от рассеивания высоким наклоном орбиты. Впрочем, как показывает численное моделирование столкновений силикатных тел астероидных размеров, многие из существующих сейчас астероидов после взаимных столкновений могли реаккумулировать, то есть объединиться из оставшихся фрагментов, и тем самым представлять собой не монолитные тела, а движущиеся «груды булыжников». Подобные столкновения также могли привести к образованию у ряда астероидов гравитационно связанных с ними небольших спутников. Эта гипотеза, хотя и вызывала жаркие дискуссии среди учёных в прошлом, была подтверждена, в частности, наблюдениями за специфическим изменением блеска астероидов, а потом и напрямую, на примере астероида (243) Ида. С помощью космического аппарата «Галилео» 28 августа 1993 года удалось получить изображения этого астероида вместе с его спутником (который позднее назвали Дактилем). Размер Иды 58 × 23 км, Дактиля — 1,5 км, расстояние между ними 85 км. Когда миграция Юпитера прекратилась и орбиты астероидов стабилизировались, число столкновений между астероидами резко снизилось, в результате на протяжении большей части истории главного пояса распределение размеров астероидов в нём оставалось относительно стабильным. Интересно, что, когда пояс астероидов только начал формироваться, на расстоянии 2,7 а.е. от Солнца образовалась так называемая «снеговая линия», где максимальная температура на поверхности астероида не превышала температуру таяния льда. В результате на астероидах, формировавшихся за пределами этой линии, смогла конденсироваться вода в виде льда, что привело к появлению астероидов с большим содержанием льда на поверхности. Одной из разновидностей таких астероидов стали кометы главного пояса, об открытии которых было объявлено в 2006 году. Они располагаются во внешней части главного пояса за пределами снеговой линии. Вполне возможно, что именно эти астероиды могли быть источниками воды в земных океанах, попав на Землю во время кометной бомбардировки, поскольку изотопный состав вещества комет из облака Оорта не соответствует распределению изотопов в воде земной гидросферы. Орбиты и вращение Астероиды движутся по орбитам вокруг Солнца в том же направлении, что и планеты, в зависимости от величины большой полуоси, их период обращения колеблется от 3,5 до 6 лет. Большинство астероидов, как видно из диаграммы справа, движется по орбитам с эксцентриситетом не более 0,4, но существует немало астероидов, движущихся по сильно вытянутым орбитам с эксцентриситетом до 0,6, например, как у астероида (944) Идальго, и выше. Наклон орбиты типичного астероида не превышает 30°, хотя тут тоже есть свои рекордсмены: астероид (945) Барселона, наклон орбиты которого составляет 32,8°. Для основной массы астероидов среднее значение наклона орбиты составляет не более 4° и эксцентриситета около 0,07. Область пространства, располагающаяся между двумя орбитальными резонансами 4:1 и 2:1, что соответствует орбитальным расстояниям 2,06 и 3,27 а.е., иногда называется ядром пояса астероидов и содержит до 93,4 % всех нумерованных астероидов. Она включает в себя астероиды с эксцентриситетом не более 0,33 и наклоном менее 20°, большие полуоси которых лежат в указанных выше пределах. Поверхность большинства астероидов диаметром более 100 м, вероятно, покрыта толстым слоем раздробленной породы и пыли, образовавшихся при падении метеоритов или собранных в процессе движения по орбите. Измерения периодов вращения астероидов вокруг своей оси показали, что существует верхний предел скоростей вращения для относительно крупных астероидов диаметром более 100 м, который составляет 2,2 часа. В астероидах, вращающихся быстрее, силы инерции, возникающие в результате вращения, начинают превышать силу тяжести, из-за чего ничто не может удержаться на поверхности такого астероида. Вся пыль и щебень, возникающие на его поверхности при падении метеоритов, сразу же выбрасываются в окружающее пространство. Однако астероид, представляющий собой твёрдое цельное тело, а не просто груду щебня, из-за действующих внутри него сил сцепления, в принципе, может вращаться и с большей скоростью. Влияние эффекта Ярковского Хотя орбитальные резонансы с Юпитером являются наиболее мощным и эффективным способом изменения орбит астероидов, существуют и другие механизмы смещения астероидов с их первоначальных орбит. Одним из таких механизмов является эффект Ярковского. Он был предсказан русским учёным XIX века И. О.


Ярковским и состоит в возможности изменения орбиты тела в космическом пространстве под действием давления солнечного света. Он высказал предположение, что солнечный свет способен нести небольшой импульс, который передаётся космическому телу при поглощении им света. А неравномерность теплового излучения нагревающейся и охлаждающейся сторон самого космического тела приводит к созданию слабого реактивного импульса, значение которого достаточно для медленного изменения большой полуоси орбит небольших маломассивных астероидов. При этом прямые солнечные лучи не способны изменить орбиту астероида, поскольку они действуют по той же оси, что и гравитационное притяжение Солнца. Ключевая идея заключается в том, что астероид имеет разное распределение температур на поверхности, а следовательно и разную интенсивность инфракрасного излучения. Чем сильнее нагрето тело (вечерняя сторона тела), тем больше тепла излучает поверхность и тем сильнее создаваемый реактивный импульс, с другой стороны, чем холоднее поверхность (утренняя сторона тела), тем меньше интенсивность инфракрасного излучения и тем слабее создаваемый реактивный импульс. Именно в этом и кроется механизм изменения орбиты: с нагретой стороны на тело действует большой реактивный импульс, а импульс с холодной стороны слишком мал, чтобы его скомпенсировать, за счёт этого, в зависимости от направления вращения астероида, происходит замедление или ускорение его движения по орбите, а изменение скорости вызывает удаление или приближение тела к Солнцу. Однако воздействие данного эффекта не ограничивается одним лишь изменением орбиты. С учётом влияния некоторых новых параметров, таких как альбедо и форма астероида, этот эффект также может вызывать изменение скорости вращения астероида не только по орбите, но и вокруг своей оси, а также влиять на угол её наклона и прецессии. Этот уточнённый вариант эффекта Ярковского получил название YORP-эффект, которое является аббревиатурой первых букв фамилий учёных, внёсших наибольший вклад в изучение данного явления. Главным условием проявления этого эффекта является неправильная форма тела. Из-за этого при инфракрасном излучении с той части астероида, которая наиболее удалена от его центра масс, под действием реактивного импульса возникает крутящий момент, вызывающий изменение угловой скорости вращения астероида. Щели Кирквуда Величина большой полуоси астероида используется для описания величины его орбиты вокруг Солнца и, наряду с эксцентриситетом, определяет орбитальный период астероида. В 1866 году американский астроном Дэниел Кирквуд высказал предположение о существовании в поясе астероидов пустых областей, где они почти полностью отсутствуют. Период обращения астероидов в этих областях, получивших название «щелей Кирквуда», находится в простом целочисленном соотношении с орбитальным периодом Юпитера, что приводит к регулярным сближениям астероидов с планетой-гигантом, вызывая явление орбитального резонанса. При этом гравитационное влияние Юпитера вызывает дестабилизацию орбит астероидов, что выражается в увеличении эксцентриситета и, как следствие, потере устойчивости орбиты и, в конечном итоге, приводит к выбрасыванию астероидов из области резонанса. Те же астероиды, которые всё же вращаются в этих областях, либо изначально находились там («троянцы»), либо были выброшены туда в результате взаимных столкновений. Орбитальные резонансы бывают слабыми (9:2, 10:3, 11:6 и другие), когда сближения с Юпитером хоть и регулярны, но происходят не слишком часто, — в таких областях астероидов хоть и заметно меньше, но они всё же встречаются, — и сильными (4:1, 3:1, 5:2, 2:1), когда сближения с Юпитером происходят очень часто, раз в несколько лет, — там астероиды уже практически отсутствуют. Весь пояс астероидов иногда условно разделяют на три зоны. «Зона I» (внутренняя) — располагается на расстоянии от 2,06 до 2,5 а.е. и ограничена орбитальными резонансами 4:1 и 3:1 «Зона II» (средняя) — располагается на расстоянии от 2,5 до 2,82 а.е. и ограничена орбитальными резонансами 3:1 и 5:2 «Зона III» (внешняя) — располагается на расстоянии от 2,82 до 3,27 а.е. и ограничена орбитальными резонансами 5:2 и 2:1. Главный пояс часто также разделяют на две части: внутреннюю и внешнюю. К внутренней части пояса относятся астероиды, которые располагаются ближе к орбите Марса до орбитального резонанса 3:1 на расстоянии 2,5 а.е., и к внешней — астероиды, располагающиеся ближе к Юпитеру, уже после данной границы (некоторые авторы, впрочем, проводят её на расстоянии 3,3 а.е., что соответствует орбитальному резонансу 2:1). В отличие от пробелов в кольцах Сатурна, пробелы в поясе астероидов нельзя визуально увидеть при фотографировании области резонанса, поскольку все астероиды движутся по эллиптическим орбитам и время от времени пересекают резонансные орбиты. Поэтому фактически пространственная плотность астероидов в данных областях в любой момент времени не сильно отличается от соседних регионов. Поскольку при формировании Солнечной системы орбита Юпитера, как и орбиты других планет, претерпевала значительные изменения, а вместе с планетой перемещались и сами области орбитальных резонансов (щели Кирквуда), это может объяснить, почему некоторые крупные астероиды всё же находятся в области резонансов. Семейства и группы астероидов Семейства астероидов были обнаружены в 1918 году японским астрономом Киёцугу Хираямой, который провёл сравнительный анализ орбит довольно большого числа астероидов и первым заметил, что эти параметры сходны у некоторых из них. На сегодняшний день известно, что почти каждый третий астероид входит в состав какого-либо семейства. Признаком принадлежности астероидов к одному семейству являются примерно одинаковые орбитальные параметры, такие как большая полуось, эксцентриситет и наклон орбиты, а также аналогичные спектральные особенности, последние указывают на общность происхождения астероидов семейства, образовавшихся в результате распада более крупного тела. Построение диаграммы зависимости наклонов орбит астероидов от их эксцентриситета позволяет наглядно выделить группы астероидов, указывающих на существование семейства. Обнаружено уже несколько десятков астероидных семейств, большинство из них небольшие как по размеру астероидов, так и по их количеству, но есть и очень крупные семейства. В последнее время было обнаружено ещё несколько десятков скоплений астероидов, но их статус пока точно не определён. Он может быть окончательно подтверждён только в случае общности спектральных характеристик астероидов. Меньшие ассоциации астероидов называются группами или кластерами. Вот несколько наиболее крупных семейств астероидов, приведённых в порядке возрастания их больших полуосей: семейство Флоры, семейство Эвномии, семейство Корониды, семейство Эос и семейство Фемиды. Семейство Флоры является одним из самых многочисленных, в него входит больше 800 астероидов, возможно, оно сформировалось в результате столкновения двух крупных астероидов около миллиарда лет назад. Основную массу семейств представляют небольшие астероиды, но есть среди них и очень крупные. Крупнейшим астероидом, являющимся частью семейства, является астероид (4) Веста, который возглавляет одноимённое семейство. Считается, что оно образовалось при падении на Весту в районе её южного полюса крупного метеорита, который выбил из неё большое количество фрагментов, ставших семейством. Часть из них упала на Землю в виде . Помимо этого, в главном поясе были обнаружены три полосы пыли, которые, судя по орбитальным параметрам, могут быть приурочены к трём семействам астероидов: Эос, Корониды и Фемиды. Семейства на границах главного пояса Ещё одним интересным семейством астероидов является семейство Венгрии, которое расположено вблизи внутренней границы главного пояса (между 1,78 и 2,0 а.е., со средними значениями больших полуосей 1,9 а.е.). Это небольшое семейство из 52 астероидов названо в честь самого крупного представителя — астероида (434) Венгрия. Астероиды семейства Венгрии отделены от основной массы астероидов главного пояса щелью Кирквуда, соответствующей одному из четырёх сильных орбитальных резонансов 4:1, и обладают значительным наклоном орбит. Причём из-за относительно высокого эксцентриситета некоторые из его членов в процессе движения вокруг Солнца пересекают орбиту Марса и, как следствие, испытывают сильное гравитационное воздействие с его стороны, что, вероятно, является фактором, снижающим численность данного семейства. Другой группой астероидов во внутренней части главного пояса, обладающей высоким наклоном орбиты среди своих членов, является семейство Фокеи. Подавляющее большинство его представителей относятся к светлому спектральному классу S, в то время как большинство астероидов семейства Венгрии относится к классу E. Орбиты астероидов семейства Фокеи расположены в промежутке между 2,25 и 2,5 а.е. от Солнца. К внешней границе главного пояса также относится несколько семейств астероидов. Среди них выделяют семейство Кибелы, которое находится в промежутке между 3,3 и 3,5 а.е. от Солнца и в слабом орбитальном резонансе с Юпитером 7:4, а также семейство Хильды на орбитах между 3,5 и 4,2 а.е., находящееся в орбитальном резонансе с Юпитером 3:2. За пределами расстояния в 4,2 а.е. и вплоть до орбиты Юпитера также встречаются астероиды, но значительно реже, чем в самом поясе. Зато на самой орбите Юпитера находятся две очень крупные группы астероидов, получивших название троянских, которые приурочены к двум точкам Лагранжа L4 и L5. Впрочем, троянские астероиды существуют не только у Юпитера, но и у большинства других внешних планет. Молодые семейства Некоторые из существующих на сегодня семейств образовались в астрономическом масштабе совсем недавно. Ярким примером является семейство Карины, которое сформировалось сравнительно недавно, 5,7 млн лет назад, в результате катастрофического столкновения двух тел диаметром 30 и 5 км.


Другая молодая группа астероидов, семейство Веритас, образовалась 8,3 млн лет назад, тоже в результате столкновения; она включает в себя 62 астероида, а также пылевой шлейф на орбите. Ещё более молодым является кластер Датуры, который образовался в результате столкновения двух небольших астероидов примерно 450 тыс. лет назад, согласно данным орбит членов кластера. Ещё одним молодым кластером, несколько старше предыдущего, является кластер астероида (4652) Ианнини, который, вероятно, образовался от 1 до 5 млн лет назад. Столкновения Относительно высокая концентрация тел в главном поясе создаёт среду, в которой очень часто по астрономическим меркам происходят столкновения между астероидами. Так, столкновения между крупными астероидами радиусами около 10 км происходят раз в 10 млн лет. При столкновении крупных астероидов происходит их дробление на отдельные фрагменты, что может привести к образованию новой астероидной семьи или кластера. Впрочем, если астероиды сближаются на сравнительно небольших скоростях, это может привести не к дроблению астероидов, а, наоборот, к их объединению в одно более крупное тело. Именно этот процесс привёл к образованию планет 4 млрд лет назад. С тех пор влияние этих двух процессов полностью изменило пояс астероидов, и теперь он кардинально отличается от существовавшего в прошлом. Возможные последствия столкновения в поясе астероидов были обнаружены с помощью телескопа «Хаббл», данные которого показали наличие кометной активности у астероида (596) Шейла в период с 11 ноября по 3 декабря 2010 года. Учёные предполагают, что данный астероид столкнулся с неизвестным объектом диаметром порядка 35 м, на скорости около 5 км/с. Пыль Наряду с астероидами, в поясе существуют также шлейфы пыли, состоящие из микрочастиц радиусом в несколько сотен микрометров, которые образовались в результате столкновений между астероидами и их бомбардировки микрометеоритами. Однако, в связи с влиянием эффекта Пойнтинга — Робертсона, эта пыль под действием солнечной радиации постепенно по спирали движется к Солнцу. Сочетание астероидной пыли и пыли, выбрасываемой кометами, даёт явление зодиакального света. Это слабое свечение простирается в плоскости эклиптики в виде треугольника, и его можно увидеть в экваториальных районах вскоре после захода или незадолго перед восходом Солнца. Размеры частиц, которые его вызывают, в среднем колеблются в районе 40 мкм, а время их существования не превышает 700 тыс. лет. Таким образом, наличие этих частиц свидетельствует о том, что процесс их образования происходит непрерывно. Метеориты Обломки, возникающие при столкновении астероидов, могут разлетаться по всей Солнечной системе, и некоторые из них иногда встречаются с нашей планетой и падают на её поверхность в виде метеоритов. Практически все найденные на поверхности Земли метеориты (99,8 %), которых на сегодняшний день насчитывается около 30 000, в своё время появились в поясе астероидов. В сентябре 2007 года были опубликованы результаты чешско-американского исследования, согласно которым, в результате столкновения с астероидом (298) Баптистина другого крупного тела во внутреннюю часть Солнечной системы было выброшено большое количество крупных фрагментов, часть из которых могла оказать серьёзное влияние на систему Земля — Луна. В частности, считается, что именно они могут быть ответственны за образование кратера Тихо на поверхности Луны и кратера Чиксулуб в Мексике, образовавшегося при падении метеорита, по некоторым версиям, погубившего динозавров 65 млн лет назад. Впрочем, по данному вопросу в научной среде нет единства — кроме Баптистины, есть и другие астероиды, обломки которых могут быть виновниками этой катастрофы. Физические характеристики Вопреки распространённому мнению, расстояние между объектами в поясе астероидов велико. Несмотря на то, что число открытых на 2011 год астероидов превысило 300 000, а всего в поясе насчитывается несколько миллионов и более (в зависимости от того, где провести нижнюю границу размера) объектов, объём пространства, занимаемый поясом астероидов, огромен, и, как следствие, плотность объектов в поясе весьма мала. Поэтому вероятность не то что столкновения, а просто случайного незапланированного сближения, например, космического аппарата с каким-нибудь астероидом, сейчас оценивается менее чем один к миллиарду. Размеры и масса Астероидами считаются тела с диаметром более 30 м, тела меньшего размера называют метеороидами. Крупных тел в поясе астероидов очень мало, так, астероидов с диаметром более 100 км насчитывается около 200, ещё известно около 1000 астероидов с диаметром более 15 км, а данные исследований в инфракрасном диапазоне спектра позволяют предположить, что, помимо них, в главном поясе существует ещё от 700 тыс. до 1,7 млн астероидов диаметром от 1 км и более. Звёздная величина астероидов колеблется от 11 до 19 и для большинства из них составляет около 16. Общая масса всех астероидов главного пояса приблизительно равна от 3,0 до 3,6 кг, что составляет всего 4 % от массы Луны или 0,06 % от массы Земли. Половина этой массы приходится на 4 крупнейших астероида из первой десятки: Цереру, Весту, Палладу и Гигею, причём почти её треть приходится на Цереру. Состав Подавляющее большинство объектов в главном поясе составляют астероиды трёх основных классов: тёмные углеродные астероиды класса C, светлые силикатные астероиды класса S и металлические астероиды класса M. Существуют астероиды и других, более специфических классов, но их содержание в поясе крайне незначительно. Углеродистые астероиды класса C, названные так из-за большого процента простейших углеродных соединений в их составе, являются наиболее распространёнными объектами в главном поясе, на них приходится 75 % всех астероидов, особенно большая их концентрация характерна для внешних областей пояса. Эти астероиды имеют слегка красноватый оттенок и очень низкое альбедо (между 0,03 и 0,0938). Поскольку они отражают очень мало солнечного света, их трудно обнаружить. Вполне вероятно, что в поясе астероидов находится ещё немало относительно крупных астероидов, принадлежащих к этому классу, но до сих пор не найденных из-за малой яркости. Зато эти астероиды довольно сильно излучают в инфракрасном диапазоне из-за наличия в их составе воды. В целом их спектры соответствуют спектру вещества, из которого формировалась Солнечная система, за исключением летучих элементов. По составу они очень близки к углеродистым хондритным метеоритам, которые нередко находят на Земле. Крупнейшим представителем этого класса является астероид (10) Гигея. Вторым по распространённости спектральным классом среди астероидов главного пояса является класс S, который объединяет силикатные астероиды внутренней части пояса, располагающиеся до расстояния 2,5 а.е. от Солнца. Спектральный анализ этих астероидов выявил наличие в их поверхности различных силикатов и некоторых металлов (железо и магний), но практически полное отсутствие каких-либо углеродных соединений. Это указывает на то, что породы за время существования этих астероидов претерпели значительные изменения, возможно, в связи с частичным плавлением и дифференциацией. Они имеют довольно высокое альбедо (между 0,10 и 0,2238) и составляют 17 % от всех астероидов. Астероид (3) Юнона является самым крупным представителем этого класса. Металлические астероиды класса M, богатые никелем и железом, составляют 10 % от всех астероидов пояса и имеют умеренно большое альбедо (между 0,1 и 0,1838). Они расположены преимущественно в центральных областях пояса на расстоянии 2,7 а.е. от Солнца и могут быть фрагментами металлических ядер крупных планетезималей, вроде Цереры, существовавших на заре формирования Солнечной системы и разрушенных при взаимных столкновениях. Однако в случае с металлическими астероидами не всё так просто. В ходе исследований обнаружено несколько тел, вроде астероида (22) Каллиопа, спектр которых близок спектру астероидов класса M, но при этом они имеют крайне низкую для металлических астероидов плотность. Химический состав подобных астероидов на сегодняшний день практически неизвестен, и вполне возможно, что по составу они близки к астероидам класса C или S. Одной из загадок астероидного пояса являются относительно редкие базальтовые астероиды класса V. Теория формирования пояса астероидов предсказывала, что на ранней стадии в поясе астероидов должно было быть немало крупных объектов размером с Весту, в которых должна была начаться дифференциация недр. Подобные объекты должны были иметь кору и мантию, состоящие преимущественно из базальтовых пород. При последующем разрушении этих планетезималей более половины астероидов должны были состоять из базальта и оливина. На деле же оказалось, что 99 % базальтового материала отсутствует в поясе астероидов. До 2001 года считалось, что большинство базальтовых объектов в поясе астероидов являются фрагментами коры Весты (отсюда и название класс V), однако подробное изучение астероида (1459) Магния позволило выявить определённые различия в химическом составе открытых ранее базальтовых астероидов, что предполагает их отдельное происхождение. Этот факт получил подтверждение в связи с более подробным изучением в 2007 году во внешней части пояса двух астероидов различного базальтового состава: (7472) Кумакири и , которые не имеют никакого отношения к Весте. Эти два тела являются единственными астероидами данного класса, обнаруженными во внешней части главного пояса. Прослеживается довольно чёткая зависимость между составом астероида и его расстоянием от Солнца. Как правило, каменные астероиды, состоящие из безводных силикатов, расположены ближе к Солнцу, чем углеродные глинистые астероиды, в которых часто обнаруживают следы воды, в основном в связанном состоянии, но возможно, и в виде обычного водяного льда. При этом близкие к Солнцу астероиды обладают значительно более высоким альбедо, чем астероиды в центре и на периферии. Считается, что это связано со свойствами той части протопланетного диска, из которого формировались астероиды.


У планеты Марс есть два спутника: Фобос ( «страх») и Деймос ( «ужас»). Оба спутника вращаются вокруг своих осей с тем же периодом, что и вокруг Марса, поэтому всегда повёрнуты к планете одной и той же стороной. Оба спутника имеют форму, приближающуюся к трёхосному эллипсоиду. Фобос (26,8×22,4×18,4 км) несколько больше Деймоса (15×12,2×10,4 км). Приливное воздействие Марса постепенно замедляет движение Фобоса, снижая его орбиту, что, в конце концов, приведёт к его падению на Марс. Деймос же, напротив, удаляется от Марса. История Предсказания о двух спутниках Предположение о существовании у Марса двух спутников высказал Иоганн Кеплер в 1611 году. А именно: он ошибочно расшифровал анаграмму Галилео Галилея smaismrmilmepoetaleumibunenugttauiras как («Привет вам, близнецы, Марса порождение») и, таким образом, посчитал, что Галилей открыл два спутника Марса. В то время, как правильной её расшифровкой было («Высочайшую планету тройною наблюдал», опубликована в письме Галилея Джулиано де Медичи 13 ноября 1610 года) — Галилей увидел Сатурн тройным — с кольцами. Вероятно, при своей ошибочной расшифровке анаграммы Галилея Кеплер также основывался на логике, что если у Земли есть один спутник, а у Юпитера — 4 (известных на тот момент), следовательно, количество спутников, по мере удаления от Солнца, возрастает в геометрической прогрессии. По этой логике, у Марса должно быть 2 спутника. Наличие двух спутников у Марса более чем за 150 лет до их официального открытия случайно «предсказал» Дж. Свифт — в третьей главе третьей части «Путешествий Гулливера» (1726), которая описывает летающий остров Лапута, говорится, что астрономы Лапуты открыли два спутника Марса на орбитах, равных 3 и 5 диаметрам Марса c периодом вращения соответственно 10 и 21,5 часов (реально Фобос и Деймос находятся на расстоянии 1,4 и 3,5 диаметра Марса от центра планеты, а их периоды — 7,6 и 30,3 часа): …ближайший к Марсу удалён от центра этой планеты на расстояние, равное трём её диаметрам, а более отдалённый находится от неё на расстоянии пяти таких же диаметров. Первый совершает своё обращение в течение 10 часов, а второй в течение 21 с половиной часа, так что квадраты времён их обращения почти пропорциональны кубам их расстояний от центра Марса, каковое обстоятельство с очевидностью показывает, что означенные спутники управляются тем же самым законом тяготения, которому подчинены другие небесные тела… В его времена Фобос и Деймос не были известны, и писатель таким образом сатирически описал астрономов Лапуты. В философской повести «Микромегас» (1752) Вольтера содержится упоминание о том, что вокруг Марса обращается две луны «правда, ускользающие от глаз земных астрономов». Поиски и открытие Спутники Марса пытался отыскать ещё английский королевский астроном Уильям Гершель в 1783 году, но безрезультатно. В 1830 году безуспешные систематические поиски спутников в Берлине вёл Иоганн Генрих фон Медлер. В 1862 и 1864 годах их искал директор обсерватории Копенгагенского университета Генрих (Анри) Луи Д’Арре с помощью 10-дюймового (25-сантиметрового) телескопа-рефрактора, но также не смог их найти. Спутники Марса Деймос и Фобос были открыты, соответственно, 11 и 17 августа 1877 года (год великого противостояния Марса) по вашингтонскому времени Асафом Холлом в Морской обсерватории (США). При наблюдениях, приведших к этим открытиям, он использовал 26-дюймовый (66-сантиметровый) телескоп-рефрактор, изготовленный предприятием, принадлежащим Алвену Кларку и двум его сыновьям. Этот телескоп в 1877 году был крупнейшим рефрактором в мире. В письме Глейшеру от 28 декабря 1877 года Холл пишет: Из различных имён, которые были предложены для этих спутников, мне больше всего нравятся имена из Гомера, предложенные мистером Маданом из Итона, а именно: Деймос для внешнего спутника и Фобос для внутреннего. Таким образом, имена для спутников Марса предложил в 1877 году, и взял он их из «Илиады» Гомера. Окончательный выбор в пользу предложения Мадана Холл сделал 7 февраля 1878 года. Исследование В 1894 году А. Белопольским и в 1896 году С. Костинским были впервые получены снимки Деймоса, а во время великого противостояния 1909 года С. Костинский получил чёткие фотоснимки Фобоса и Деймоса. В 1911 году Г. Струве предложил первую теорию движения спутников Марса. Исследование спутников Марса космическими аппаратами Многие АМС, имевшие своей основной задачей исследование Марса, сделали фотографии его спутников с различного расстояния. (Подробности см. в статье Фобос). Из четырёх осуществлённых миссий к спутникам Марса три закончились полной неудачей: связь с АМС Фобос-1 была потеряна на пути к Марсу, АМС Марс-96 и Фобос-Грунт потерпели неудачу, не покинув околоземную орбиту. АМС Фобос-2 вышла на околомарсианскую орбиту, были получены некоторые научные данные о Фобосе, затем связь была потеряна на удалении в несколько сотен км от Фобоса. Основная часть миссии с использованием посадочных модулей не была выполнена. Фобос (космический аппарат) Марс-96 Фобос-Грунт Строение Деймос и Фобос состоят из каменистых пород, на поверхности спутников имеется значительный слой реголита. Поверхность Деймоса выглядит гораздо более гладкой за счёт того, что большинство кратеров покрыто тонкозернистым веществом. Очевидно, на Фобосе, более близком к планете и более массивном, вещество, выброшенное при ударах метеоритов, либо наносило повторные удары по поверхности, либо падало на Марс, в то время как на Деймосе оно долгое время оставалось на орбите вокруг спутника, постепенно осаждаясь и скрывая неровности рельефа. Вид с Марса Фобос при наблюдении с поверхности Марса имеет видимый диаметр около 1/3 от диска Луны на земном небе и видимую звёздную величину порядка −9 (приблизительно как Луна в фазе первой четверти). Фобос восходит на западе и садится на востоке Марса, чтобы снова взойти через 11 часов, таким образом, дважды в сутки пересекая небо Марса. Движение этой быстрой луны по небу будет легко заметно в течение ночи, так же, как и смена фаз. Невооружённый глаз различит крупнейшую деталь рельефа Фобоса — кратер Стикни. Деймос восходит на востоке и заходит на западе, выглядит как яркая звезда без заметного видимого диска, звёздной величиной около −5 (чуть ярче Венеры на земном небе), медленно пересекающая небо в течение 2,7 марсианских суток. Оба спутника могут наблюдаться на ночном небе одновременно, в этом случае Фобос будет двигаться навстречу Деймосу. Яркость и Фобоса, и Деймоса достаточна для того, чтобы предметы на поверхности Марса ночью отбрасывали чёткие тени. Оба спутника обращаются сравнительно близко к поверхности Марса и, кроме того, имеют относительно малый наклон орбиты к экватору Марса, эти два обстоятельства исключают их наблюдение в высоких северных и южных широтах планеты: так, Фобос никогда не восходит над горизонтом севернее или южнее ; для Деймоса эти значения составляют и На Марсе может наблюдаться затмение Фобоса и Деймоса при их входе в тень Марса, а также затмение Солнца, которое бывает только кольцеобразным из-за малого углового размера Фобоса по сравнению с диском Солнца. Теории происхождения Сходство Деймоса и Фобоса с одним из видов астероидов породило гипотезу о том, что и они бывшие астероиды, орбиты которых были искажены гравитационным полем Юпитера таким образом, что они стали проходить вблизи Марса и были им захвачены. Однако довольно правильная форма орбит спутников Марса и положение их орбитальных плоскостей, почти совпадающих с марсианской, ставит под сомнение эту версию. Ещё одно предположение о происхождении Фобоса и Деймоса — распад спутника Марса на две части. Спутники Марса в литературе У Владимира Михайлова в повести «Особая необходимость» (1963), советские космонавты обнаруживают, что Деймос является звездолётом инопланетян. Разгадав часть его тайн, участники экспедиции решают использовать имеющийся на борту звездолёта межпланетный космический корабль для возвращения на Землю. У Станислава Лема в «Звёздных дневниках Ийона Тихого», «Путешествии двадцатом», путешественник во времени из XXVII века случайно выбалтывает Джонатану Свифту элементы орбит Фобоса и Деймоса. Именно так, утверждает главный герой, писатель и узнал о существовании этих спутников. См. также История открытия планет и спутников Солнечной системы Примечания Литература Ссылки Фотографии спутников Марса, сделанные американским марсоходом «Spirit» Раскрыта тайна спутников Марса: почему их двое (новое исследование позволило узнать интересную особенность их появления) // фев 2021 Спутники Марса


Тюль-Кампа́нь-Сюд () — кантон во Франции, находится в регионе Лимузен, департамент Коррез. Входит в состав округа Тюль. Код INSEE кантона — 1936. Всего в кантон Тюль-Кампань-Сюд входят 14 коммун, из них главной коммуной является Тюль. Коммуны кантона Население Население кантона на 2007 год составляло 8 942 человека. См. также Список округов Франции Ссылки Население коммун департамента Коррез на сайте INSEE Расположение кантона Тюль-Кампань-Сюд на карте Франции Кантоны департамента Коррез


Плуто́н (134340 Pluto, символы: и ) — крупнейшая известная карликовая планета Солнечной системы, транснептуновый объект и десятое по массе (без учёта спутников) небесное тело, обращающееся вокруг Солнца — после восьми планет и Эриды. Первоначально Плутон считали девятой классической планетой, но с 2006 года он считается карликовой планетой и крупнейшим объектом пояса Койпера. Как и большинство тел пояса Койпера, Плутон состоит в основном из камня и льда, и он относительно мал: его масса меньше массы Луны примерно в шесть раз, а объём — примерно в три раза. Площадь Плутона 17,7 млн км². У орбиты Плутона большой эксцентриситет и большой наклон к плоскости эклиптики. Из-за эксцентричности орбиты Плутон то приближается к Солнцу на расстояние 29,7 а.е. (4,4 млрд км), оказываясь к нему ближе Нептуна, то удаляется на 49,3 а.е. (7,4 млрд км). Плутон и его крупнейший спутник Харон, открытый в 1978 году, часто рассматриваются как двойная планета, поскольку барицентр их системы находится вне обоих объектов. Международный астрономический союз (МАС) заявил о намерении дать формальное определение для двойных карликовых планет, а до этого момента Харон классифицируется как спутник Плутона. У Плутона есть ещё четыре меньших спутника: Никта и Гидра, открытые в 2005 году; Кербер, первое сообщение о котором опубликовано 20 июля 2011 года; Стикс, об открытии которого было объявлено 11 июля 2012 года. Со дня своего открытия в 1930 и до 2006 года Плутон считался девятой планетой Солнечной системы. Первым астрономом, выдвинувшим предположение о существовании транснептуновой популяции, был . В 1930 году, вскоре после открытия Плутона, он писал: «Нельзя ли предположить, что Плутон — лишь первое из серии тел за орбитой Нептуна, которые ещё ожидают своего открытия и в конечном счёте будут обнаружены?». Эта гипотеза подтвердилась: в конце XX и начале XXI века во внешней части Солнечной системы было открыто множество объектов. Среди них примечательны Квавар, Седна и особенно Эрида, которая на 27 % массивнее Плутона, однако, как установили в 2015 году, Плутон больше Эриды по размеру. 24 августа 2006 года МАС впервые дал определение термину «планета». Плутон не попадал под это определение, и МАС причислил его к новой категории карликовых планет вместе с Эридой и Церерой. После переклассификации Плутон был добавлен к списку малых планет и получил номер 134340 по каталогу Центра малых планет. До сих пор ведутся дискуссии: некоторые учёные продолжают считать, что Плутон должен быть переклассифицирован обратно в планету, а другие приводят аргументы в пользу того, что он карликовая планета. Система Плутона ранее изучалась земными и околоземными астрономическими средствами, а в 2015 году была исследована с близкого расстояния американским космическим аппаратом «Новые горизонты» («New Horizons»), который был запущен, когда Плутон ещё считался обычной планетой. В честь Плутона был назван химический элемент плутоний. История открытия В 1840-е годы Урбен Леверье с помощью ньютоновой механики предсказал положение тогда ещё не открытой планеты Нептун на основе анализа возмущений орбиты Урана. Последующие наблюдения за Нептуном в конце XIX века заставили астрономов предположить, что, помимо него, на орбиту Урана влияет и другая планета. В 1906 году Персиваль Лоуэлл, состоятельный житель Бостона, основавший в 1894 году обсерваторию Лоуэлла, инициировал обширный проект по поиску девятой планеты Солнечной системы, которой он дал имя «Планета X». К 1909 году Лоуэлл и Уильям Генри Пикеринг рассчитали для неё несколько возможных значений небесных координат. Лоуэлл и его обсерватория продолжали поиск планеты до его смерти в 1916 году, но безуспешно. На самом деле 19 марта и 7 апреля 1915 года в обсерватории Лоуэлла были получены два слабых изображения Плутона, однако он на них не был опознан. Плутон могли открыть и в обсерватории Маунт-Вильсон в 1919 году. В тот год Милтон Хьюмасон по поручению Уильяма Пикеринга проводил поиски девятой планеты, и Плутон попал на 4 фотопластинки. Но при их анализе внимательно просматривались только близкие к эклиптике области, а Плутон оказался слишком далёк от неё. Кроме того, он терялся среди множества звёзд и, по некоторым данным, его изображение на некоторых снимках совпало с небольшим браком эмульсии или частично наложилось на звезду. Даже в 1930 году изображение Плутона на этих архивных снимках удалось выявить с немалым трудом. Из-за десятилетней судебной тяжбы с Констанцией Лоуэлл — вдовой Персиваля Лоуэлла, которая пыталась получить от обсерватории Лоуэлла миллион долларов как часть его наследия, — поиски планеты X не возобновлялись. И только в 1929 году директор обсерватории Весто Мелвин Слайфер без долгих раздумий поручил продолжение поисков Клайду Томбо, 23-летнему канзасцу, который только что был принят в обсерваторию после того, как на Слайфера произвели впечатление его астрономические рисунки. Задачей Томбо стала систематическая съёмка ночного неба. Каждый участок фотографировался трижды с интервалом в несколько дней, а на снимках искали объекты, изменившие своё положение. Для сравнения использовался блинк-компаратор, позволяющий быстро переключать показ двух пластинок, что создаёт иллюзию движения для любого объекта, который на разных снимках находится в разных местах. 18 февраля 1930 года, после почти года работы, Томбо обнаружил движущийся объект на снимках от 23 и 29 января. Менее качественная фотография от 21 января подтвердила его существование. 13 марта 1930 года, в день рождения Лоуэлла и в годовщину открытия Урана, новость об открытии была телеграфирована в обсерваторию Гарвардского колледжа. За открытие Плутона Клайд Томбо был удостоен медали имени Ханны Джексон-Гвилт Лондонского королевского астрономического общества (1931) с изображением Уильяма Гершеля, и других наград. Название Право дать название новому небесному телу принадлежало обсерватории Лоуэлла. Томбо посоветовал Слайферу сделать это как можно скорее, пока их не опередили. Варианты названия начали поступать со всего мира. Констанция Лоуэлл, вдова Лоуэлла, предложила сначала «Зевс», потом имя своего мужа — «Персиваль», а затем и вовсе собственное имя. Все подобные предложения были проигнорированы. Имя «Плутон» первой предложила Венеция Берни, одиннадцатилетняя школьница из Оксфорда. Венеция интересовалась не только астрономией, но и классической мифологией, и решила, что это имя — древнеримский вариант имени греческого бога подземного царства — подходит для такого, вероятно, тёмного и холодного мира. Она предложила это название в разговоре со своим дедом , работавшим в Бодлианской библиотеке в Оксфордском университете — Мейдан прочитал об открытии планеты в «Таймс» и за завтраком рассказал об этом внучке. Её предложение он передал профессору Герберту Тёрнеру, который телеграфировал его коллегам в США. Мир Плутона, однако, не настолько тёмный и мрачный, каким его нередко представляют: Солнце в небе Плутона в среднем имеет звёздную величину —19m, что примерно в 320 раз ярче Луны в полнолуние на земном небе (звёздная величина —12,7m). Каждый член обсерватории Лоуэлла мог проголосовать по короткому списку из трёх вариантов: «Минерва» (хотя так уже был назван один из астероидов), «Кронос» (это имя оказалось непопулярным, будучи предложенным Томасом Джефферсоном Джексоном Си — астрономом с плохой репутацией) и «Плутон». Последний из предложенных получил все голоса. Предложение имени было впервые опубликовано обсерваторией 1 мая 1930 года, а объявление для СМИ произошло 25 мая. После этого Фэлконер Мейдан вручил Венеции 5 фунтов стерлингов в качестве награды. Одним из астрономических символов Плутона является монограмма из букв P и L (), которые также являются инициалами имени П. Лоуэлла. Другой —, который напоминает символ Нептуна. Эти символы сегодня редко встречаются в астрономии, но широко распространены в астрологии. Название Плутона в китайском, японском (冥王星) и корейском (명왕성) языках означает «звезда подземного царя» — этот вариант предложил в 1930 году японский астроном Хоэй Нодзири. Чувствуется влияние этого варианта и во вьетнамском названии Плутона (Sao Diêm Vương), означающем «звезда Ямы». Во многих других языках используется транслитерация «Pluto» (в русском языке — «Плутон»); однако в некоторых индийских языках может использоваться имя бога Яма (например, Ямдев в гуджарати) — стража ада в буддизме и индуизме. Поиски «Планеты Икс» Сразу после открытия Плутона его тусклость и отсутствие у него различимого планетного диска вызвали сомнения в том, что он является лоуэлловской «Планетой X». Всю середину XX века оценка массы Плутона постоянно пересматривалась в сторону уменьшения. Открытие в 1978 году Харона — спутника Плутона — впервые позволило измерить его массу. Она оказалась равной примерно 0,2 % массы Земли, что слишком мало, чтобы быть причиной несоответствий в орбите Урана. Последующие поиски альтернативной Планеты X, среди которых выделяются проведённые , не увенчались успехом. Во время прохождения «Вояджера-2» около Нептуна в 1989 году были получены данные, по которым масса Нептуна была пересмотрена в сторону уменьшения на 0,5 %. В 1993 году использовал эти данные для перевычисления гравитационного воздействия Нептуна на Уран. В результате несоответствия в орбите Урана исчезли, а с ними — и надобность в Планете X. Сегодня подавляющее большинство астрономов согласно с тем, что лоуэлловская Планета X не существует. В 1915 году Лоуэлл предсказал положение Планеты X, которое было весьма близко к фактическому положению Плутона на тот момент; однако английский математик и астроном Эрнест Браун пришёл к заключению, что это было случайным совпадением, и данная точка зрения ныне общепринята. Хронология 1840-е годы. Французский математик Урбен Леверье предсказал существование 9-й планеты с помощью ньютоновой механики. 1906—1916 годы. Американский астроном Персиваль Лоуэлл инициировал проект по поиску планеты, называя её Планета-Х. 1915—1919.


Фотографирование Плутона в обсерватории Лоуэлла и обсерватории Маунт-Вильсон; на фотопластинках планета не была опознана. 18 февраля 1930 года. Клайд Томбо открыл недалеко от предсказанного положения новый объект. 13 марта 1930 года. Лоуэлловская обсерватория объявила об открытии. 1 мая 1930 года. Обсерватория объявила о присвоении планете названия Плутон. 24 августа 2006 года. Через некоторое время после открытия Эриды, Плутон перестал считаться обычной планетой Солнечной системы и переведён в разряд карликовых планет. 14 июля 2015 года. Впервые систему Плутона посетила автоматическая межпланетная станция. Август 2113 года. Плутон впервые с момента его открытия достигнет афелия. 2178 год. Плутон впервые с момента его открытия завершит полный оборот вокруг Солнца. Орбита и вращение Орбита Плутона сильно отличается от орбит больших планет Солнечной системы: у неё намного больший эксцентриситет (0,2488) и наклон к плоскости эклиптики (17,14°). Большая полуось орбиты Плутона составляет 5,906 млрд км, или 39,482 а.е., но из-за большого эксцентриситета расстояние Плутона от Солнца меняется от 4,437 млрд км в перигелии до 7,376 млрд км в афелии (). Свет (как и радиоволны) проходит расстояние от Солнца до Плутона за 247 минут в перигелии и 410 минут в афелии, а интенсивность освещения отличается в 2,8 раза. Когда Плутон в противостоянии, сигнал с Земли достигает его на 8 минут быстрее, чем когда он в квадратуре. Большой эксцентриситет орбиты приводит к тому, что часть её проходит ближе к Солнцу, чем Нептун. Последний раз такое положение Плутон занимал с 7 февраля 1979 по 11 февраля 1999 года. Вычисления показывают, что в предыдущий раз он был в таком положении с 11 июля 1735 по 15 сентября 1749 года (всего 14 лет), тогда как с 30 апреля 1483 по 23 июля 1503 года он находился в таком положении 20 лет. Из-за большого наклона орбиты Плутона к плоскости эклиптики она не пересекается с орбитой Нептуна. Проходя перигелий, Плутон находится в 10 а.е. над плоскостью эклиптики. К тому же период обращения Плутона равен 247,92 земного года, и Плутон делает два оборота, пока Нептун делает три. В результате Плутон и Нептун никогда не сближаются менее чем на 17 а.е. Орбиту Плутона можно предсказать на несколько миллионов лет как назад, так и вперёд, но не больше. Его движение хаотично и описывается нелинейными уравнениями. Но чтобы заметить этот хаос, необходимо наблюдать за ним достаточно долго. Есть характерное время его развития, так называемое время Ляпунова, которое для Плутона составляет 10-20 млн лет. Если производить наблюдения в течение малых промежутков времени, то это движение будет казаться регулярным (периодическим по эллиптической орбите). На самом же деле орбита с каждым периодом чуть сдвигается, и в конце концов сдвигается настолько сильно, что следов от первоначальной орбиты уже не остаётся. Поэтому моделировать движение Плутона для отдалённых моментов времени очень сложно. Орбиты Нептуна и Плутона Плутон находится с Нептуном в орбитальном резонансе 3:2 — на каждые три оборота Нептуна вокруг Солнца приходится два оборота Плутона. Весь цикл занимает около 495 лет. Проекция орбиты Плутона на плоскость эклиптики пересекается с проекцией орбиты Нептуна, поэтому кажется, что Плутон должен периодически сильно приближаться к Нептуну. Парадокс заключается в том, что Плутон иногда оказывается ближе к Урану. Причина этого — всё тот же резонанс. В каждом цикле, когда Плутон первый раз проходит перигелий, Нептун оказывается впереди Плутона (например, во время перигелия 5 сентября 1989 года — в 57°); когда Плутон второй раз будет проходить перигелий, Нептун сделает полтора оборота вокруг Солнца и окажется позади Плутона (во время перигелия 16 сентября 2237 года — в 120°); в то время, когда Нептун и Плутон оказываются на одной линии с Солнцем и по одну от него сторону, Плутон уходит в афелий. Таким образом, Плутон не бывает ближе 17 а.е. к Нептуну, а с Ураном возможны сближения до . Орбитальный резонанс между Плутоном и Нептуном очень стабилен и сохраняется миллионы лет. Плутон мог стать спутником Нептуна, если бы орбита Плутона лежала в плоскости его орбиты. Стабильная взаимозависимость орбит свидетельствует против гипотезы, что Плутон был спутником Нептуна и покинул его систему. Однако возникает вопрос: если Плутон никогда не проходил близко от Нептуна, то откуда мог возникнуть резонанс у карликовой планеты, гораздо менее массивной, чем, например, Луна? Одна из теорий предполагает, что если Плутон изначально не был в резонансе с Нептуном, то он, вероятно, время от времени сближался с ним гораздо сильнее, и эти сближения за миллиарды лет воздействовали на Плутон, изменив его орбиту и превратив её в наблюдаемую ныне. Дополнительные факторы, влияющие на орбиту Расчёты позволили установить, что в течение миллионов лет общая природа взаимодействий между Нептуном и Плутоном не меняется. Однако существует ещё несколько резонансов и воздействий, которые влияют на особенности их перемещения относительно друг друга и дополнительно стабилизируют орбиту Плутона. Помимо орбитального резонанса 3:2, преимущественное значение имеют следующие два фактора. Во-первых, аргумент перигелия Плутона близок к 90°, что обеспечивает достаточно большую дистанцию до плоскости эклиптики и основных планет при прохождении перигелия, тем самым избегается сближение с Нептуном. Это прямое следствие резонанса Лидова — Козаи, который соотносит эксцентриситет и наклонение орбиты (в данном случае орбиты Плутона), учитывая воздействие более массивного тела (здесь — Нептуна). При этом амплитуда либрации Плутона относительно Нептуна составляет 38°, и угловое разделение перигелия Плутона с орбитой Нептуна всегда будет более 52° (то есть 90°−38°). Момент, когда угловое разделение бывает наименьшим, повторяется каждые 10 тыс. лет. Во-вторых, долготы восходящих узлов орбит этих двух тел (точек, где они пересекают эклиптику) практически находятся в резонансе с вышеуказанными колебаниями. Когда эти две долготы совпадают, то есть когда можно протянуть прямую линию через эти 2 узла и Солнце, перигелий Плутона составит с ней угол в 90°, и при этом карликовая планета будет находиться выше всего над орбитой Нептуна. Другими словами, когда Плутон максимально приблизится к Солнцу, он будет дальше всего от плоскости орбиты Нептуна. Это явление называют суперрезонансом 1:1. Чтобы понять природу либрации, представьте, что вы смотрите на эклиптику с северной стороны, откуда планеты видны движущимися против часовой стрелки. После прохождения восходящего узла Плутон находится внутри орбиты Нептуна и движется быстрее, нагоняя Нептун сзади. Сильное притяжение между ними вызывает переход углового момента от Нептуна к Плутону. Это переводит Плутон на немного более высокую орбиту, где он движется чуть медленнее в соответствии с 3-м законом Кеплера. Так как орбита Плутона меняется, то процесс постепенно влечёт за собой изменение перицентра и долгот Плутона (и, в меньшей степени, Нептуна). После многих таких циклов Плутон настолько тормозится, а Нептун настолько ускоряется, что Нептун начинает ловить Плутон на противоположной стороне своей орбиты (возле узла, противоположного тому, с которого мы начали). Процесс затем обращается, и Плутон отдаёт угловой момент Нептуну до тех пор, пока Плутон не разгоняется настолько, что начинает догонять Нептун возле первоначального узла. Полный цикл завершается примерно за 20 тыс. лет. Вращение Направление вращения вокруг своей оси у Плутона, как и у Венеры с Ураном, обратное, то есть противоположное направлению обращения планет вокруг Солнца. Сутки на Плутоне длятся 6,3872 земных суток. До 2009 года северным полюсом Плутона, как и других планет, считался тот, который направлен в ту же сторону от Солнечной системы (она почти совпадает с плоскостью эклиптики), что и северный полюс Земли. Его координаты — прямое восхождение: 312,993°, склонение: 6,163°. В 2009 году МАС постановил определять северный полюс всех тел Солнечной системы, кроме больших планет и их спутников, исходя из направления вращения вокруг своей оси. Северным (точнее, положительным) полюсом считается тот, со стороны которого объект выглядит вращающимся против часовой стрелки. Таким образом, координаты северного полюса Плутона — прямое восхождение: 132,993°, склонение: −6,163°. Если у Земли ось вращения направлена приблизительно на Полярную звезду, то ось вращения Плутона направлена в созвездие Гидры, недалеко от звезды Альфард. Наклон оси вращения Плутона — около 120°, это значительно ближе к 90°, чем у оси вращения Земли, поэтому времена года на Плутоне выражены намного сильнее, в этом он подобен Урану. Последнее равноденствие на Плутоне наступило 16 декабря 1987; тогда весна наступила в его северном полушарии. Таким образом, по состоянию на 2016 год к Солнцу и Земле повёрнут его северный полюс. Физические характеристики Большое расстояние Плутона от Земли сильно усложняет его исследование. Многое о нём оставалось неизвестным до 2015 года, когда мимо него пролетел аппарат «Новые горизонты» (New Horizons). Визуальные характеристики и строение Звёздная величина Плутона составляет в среднем 15,1, а в перигелии достигает 13,65. Для наблюдений Плутона необходим телескоп, желательно с апертурой не менее 30 см. Даже в очень большие телескопы Плутон виден как точка (неотличим от обычной звезды), поскольку его угловой диаметр не превышает 0,11″. Цвет у него светло-коричневый. Расстояние до Плутона и возможности современных телескопов не позволяют получить качественные снимки его поверхности. На фотографиях, сделанных космическим телескопом «Хаббл», видно лишь основные детали альбедо. Первыми картами Плутона были карты яркости, созданные по наблюдениям затмений Плутона его спутником Хароном, происходивших в 1985—1990 гг. Метод основан на том, что затмение яркого участка поверхности даёт большее падение видимой яркости, чем затмение тёмной. Поэтому компьютерная обработка наблюдений изменений яркости при затмениях даёт возможность закартировать альбедо обращённого к Харону полушария Плутона.


На этих картах тоже видно только основные детали альбедо, в частности, прерывистую тёмную полосу южнее экватора. Поверхность Плутона очень неоднородна. Это видно даже на снимках, сделанных телескопом «Хаббл», а позже было подтверждено намного лучшими фотографиями зонда New Horizons. Альбедо разных участков его поверхности варьирует от 10 до 70 %, что делает его вторым по контрастности объектом Солнечной системы после Япета. Эта неоднородность приводит к периодическому изменению при вращении Плутона его блеска (переменность достигает — 30 %) и спектра. Последнее дало возможность узнать, что азота и монооксида углерода больше на стороне, обращённой от Харона (180° в. д., где находится «сердце Плутона»), а метана больше всего в окрестностях 300° в. д.. Плотность Плутона составляет . Вероятно, его недра на 50-70 % состоят из камня и на 50-30 % — изо льда, в основном водяного. Он там может существовать в модификациях лёд I, лёд II, лёд III, лёд V и лёд VI. Если тепла от распада радиоактивных элементов хватило на отделение льда от камня, то недра Плутона дифференцированы — плотное каменное ядро окружено мантией изо льда, толщина которой составляет около 300 км. Не исключено, что этого тепла хватило и на создание под поверхностью океана жидкой воды. При её замерзании могли появиться наблюдаемые следы растяжения поверхности — грабены и уступы. Спектральные данные показывают, что водяной лёд есть и на поверхности Плутона, но его по большей части маскирует покров из более летучих льдов, в основном азотного (97-98 %). Кроме того, обнаружены замёрзшие метан (по разным оценкам, 1,5 или 3 %) и монооксид углерода (0,01 или 0,5 %), а также примеси других соединений (в основном образующихся из метана и азота под действием жёсткого излучения). Это, в частности, этан и, вероятно, более сложные углеводороды или нитрилы, а также толины, придающие Плутону (как и некоторым другим далёким от Солнца телам) коричневатый цвет. Среди перечисленных веществ азот, монооксид углерода и, в меньшей степени, метан отличаются существенной летучестью в условиях Плутона и способны к сезонным перемещениям по поверхности. В 2015 году по изображениям с АМС «Новые горизонты» на Плутоне обнаружены обширная светлая зона в форме символа сердца размером 1800×1500 км; в экваториальной зоне — резко возвышающиеся над в целом сглаженной ледяной поверхностью 3,5-километровые горы, состоящие, предположительно, из водяного льда, и много других деталей поверхности. Им были даны предварительные имена (по состоянию на июнь 2016 года эти имена не утверждены рабочей группой по номенклатуре планетной системы МАС, поэтому могут измениться). Самый примечательный геологический объект, обнаруженный на Плутоне, — равнина Спутника. Это впадина размером больше 1000 км, занимающая 5 % его поверхности, — вероятно, сильно разрушенный ударный кратер. Она заполнена замёрзшими газами (в основном азотом) и пересечена множеством борозд, которые делят её на ячейки размером в десятки километров. Их интерпретируют как результат конвекции в текучем азотном льде. Водяной же лёд при температурах Плутона очень прочный; по-видимому, именно из него состоят окружающие равнину горы высотой до 5 км. Он легче азотного и может образовывать плавающие в нём айсберги. Вероятно, такими айсбергами и являются мелкие тёмные холмы, которых немало в упомянутых бороздах. Предполагается, что подобные мелкие блоки водяного льда под действием конвекции могут плавать по всей равнине, тогда как большие — угловатые горы, расположенные по её краям, — лишь немного смещаются и поворачиваются (судя по их виду, они могут быть фрагментами когда-то целостного покрова). Компьютерное моделирование показывает, что скорость льда на поверхности равнины измеряется сантиметрами в год. Детали поверхности Плутона должны получать названия согласно шести темам, утверждённым Международным астрономическим союзом в феврале 2017 года: боги, богини и другие существа, ассоциированные с подземным миром в мифологии, фольклоре и литературе; названия подземного мира и мест в нём в мифологии, фольклоре и литературе; герои и другие исследователи подземного мира; учёные и инженеры, ассоциированные с Плутоном и поясом Койпера; новаторские космические миссии и космические корабли; исторические первопроходцы, достигшие новых горизонтов в исследованиях Земли, моря и неба. Сколько-нибудь существенного магнитного поля Плутон не имеет: судя по его взаимодействию с солнечным ветром, магнитная индукция у его поверхности не может превышать 30 нТл, что в 2000 раз меньше, чем у Земли. Масса и размеры Сначала астрономы, полагая, что Плутон и есть та самая «Планета X» Лоуэлла, пытались вычислить его массу на основе его предполагаемого воздействия на орбиту Нептуна и Урана. Сам Лоуэлл в 1915 году предсказывал массу 6,6 земных. В 1931 году считалось, что масса Плутона близка к массе Земли, а дальнейшие расчёты к 1971 году позволили понизить эту оценку на порядок, примерно до массы Марса (такая же оценка была получена в 1950 году в ходе попыток измерить его угловой диаметр). В 1976 году астрономы из Гавайского университета обнаружили в спектре Плутона признаки метанового льда. Это указывало на его большое альбедо, а оно, в свою очередь, — на малый размер и, соответственно, массу в несколько тысячных земной. Открытие в 1978 году спутника Плутона — Харона — позволило измерить их общую массу, используя третий закон Кеплера. Дальнейшие исследования позволили определить массу Плутона и Харона по отдельности. Современное значение массы Плутона — (1,303 ± 0,003) кг, что составляет 0,22 % массы Земли. До 1950 года считалось, что по диаметру Плутон близок к Марсу (то есть около 6700 км), ввиду того, что если бы Марс был на таком же расстоянии от Солнца, то он тоже имел бы 15 звёздную величину. В 1950 Дж. Койпер измерил при помощи телескопа с 5-метровым объективом угловой диаметр Плутона, получив значение 0,23″, которому соответствует диаметр в 5900 км. В 1963 году Холидей (Ian Halliday) предложил метод оценки диаметра Плутона на основании наблюдения из нескольких обсерваторий покрытия им звезды. Расчёты показали, что в ночь с 28 на 29 апреля 1965 года Плутон должен был покрыть звезду 15-й величины с экваториальными координатами: прямое восхождение — 11 ч 23 мин 12,1 с, склонение — 19°47’32" (1950), если бы его диаметр был равен определённому Койпером. Двенадцать обсерваторий следили за блеском этой звезды, но он не ослабел. Так было установлено, что диаметр Плутона не превосходит 5500 км. В 1978 году, после открытия Харона, диаметр Плутона был оценён как 2600 км. Позднее наблюдения за Плутоном во время затмений Плутона Хароном и Харона Плутоном в 1985—1990 годах позволили установить, что его диаметр равен 2290±92 км. В 2007 году диаметр Плутона был определён в 2322 км, в 2014 году — в 2368±8 км. В 2015 году на основе данных АМС «Новые горизонты» было получено значение 2376,6 ± 3,2 км. Соответственно, площадь поверхности Плутона составляет 17,7 млн км², что ненамного больше площади современной Российской Федерации (и меньше площади СССР). Заметной сплюснутости у него нет (по крайней мере, она не превышает 1 %, то есть экваториальный радиус отличается от полярного не более чем на 12 км). Плутон уступает по размерам и массе не только большим планетам Солнечной системы, но и некоторым их спутникам. Он меньше семи спутников: Ганимеда, Титана, Каллисто, Ио, Луны, Европы и Тритона. Масса Плутона меньше массы Луны почти вшестеро (и в 480 раз меньше массы Земли), его диаметр составляет 2/3 диаметра нашего естественного спутника. Но он в 2,5 раза крупнее и в 14 раз массивнее Цереры, самого большого тела пояса астероидов. Среди известных транснептуновых объектов Плутон — крупнейший в диаметре, но по массе он на четверть уступает карликовой планете Эриде из рассеянного диска. Атмосфера Атмосфера Плутона была обнаружена в 1985 году при наблюдении покрытия им звезды. Если у покрывающего объекта нет атмосферы, свет звезды исчезает довольно резко, а в случае с Плутоном — постепенно. Окончательно наличие атмосферы было подтверждено в 1988 году интенсивными наблюдениями нового покрытия. Атмосфера Плутона очень разрежена и состоит из газов, испаряющихся из поверхностного льда. Это азот с примесью метана (около 0,25 %) и угарного газа (около ). Под действием жёсткого излучения из них образуются более сложные соединения (например, этан, этилен и ацетилен), постепенно выпадающие на поверхность. Вероятно, именно их частицы образуют лёгкую слоистую дымку, достигающую высот >200 км. Давление атмосферы Плутона очень мало и сильно меняется со временем, причём неожиданным образом. Из-за эксцентричности орбиты в афелии Плутон получает почти втрое меньше тепла, чем в перигелии, и это должно приводить к сильным изменениям в его атмосфере. По некоторым прогнозам, в афелии она большей частью замерзает и выпадает на поверхность, а её давление уменьшается во много раз. Но наблюдения покрытий Плутоном звёзд показывают, что с 1988 до 2015 года это давление выросло примерно втрое, хотя с 1989 года Плутон удаляется от Солнца. Вероятно, это связано с тем, что в 1987 году северный (точнее, положительный) полюс Плутона впервые за 124 года вышел из тени, что способствовало испарению азота из полярной шапки. В 2015 году измерения зонда «Новые горизонты» показали, что поверхностное давление составляет около (). Это согласуется с наблюдениями покрытий за предыдущие несколько лет, хотя некоторые расчёты указывали на то, что данные покрытий соответствуют значительно большему давлению (определение поверхностного давления по наблюдениям покрытий сопряжено с некоторыми трудностями). Температура поверхности Плутона растёт с высотой ( на километр). Средняя температура поверхности — 50 К (-223,15 °C), а средняя по атмосфере — на 40° больше (данные 2008 года). Это результат парникового эффекта, вызванного метаном. Взаимодействие с атмосферой существенно влияет на температуру поверхности Плутона.


Расчёты показывают, что она, несмотря на очень низкое давление, способна эффективно сглаживать суточные перепады этой температуры. Участки поверхности, где возгоняется азотный лёд, охлаждаются (подобно охлаждению при испарении воды) на величину до 20°. Спутники У Плутона известно пять естественных спутников, один из которых — Харон — намного больше остальных. Он был открыт в 1978 году Джеймсом Кристи, а остальные — значительно позже с помощью телескопа «Хаббл». Никту и Гидру обнаружили в 2005 году, Кербер — в 2011 году, Стикс — в 2012 году. Все они обращаются по почти круговым орбитам примерно в экваториальной плоскости Плутона в ту же сторону, что и он вокруг своей оси. Ближайший к Плутону спутник — Харон; дальше идут Стикс, Никта, Кербер и Гидра. Все они близки к орбитальному резонансу: периоды их обращения соотносятся примерно как 1:3:4:5:6. Три спутника — Стикс, Никта и Гидра — действительно находятся в резонансе с соотношением периодов 18:22:33. Спутниковая система Плутона интересна тем, что занимает очень малую часть возможного объёма. Максимальный возможный радиус стабильных орбит для его спутников оценивают в 2,2 млн км (для ретроградных — ещё больше), но фактически радиус орбиты известных спутников Плутона не превышает 3 % этой величины (). Харон вращается синхронно с Плутоном, а другие спутники — нет: периоды их осевого вращения намного меньше орбитальных, а оси вращения сильно наклонены к осям Плутона и Харона. Все 4 маленьких спутника Плутона имеют неправильную форму и неожиданно яркие (геометрическое альбедо около 0,6, а у Гидры — даже 0,8). Это существенно больше, чем у Харона (0,38) и большинства других небольших тел пояса Койпера (около 0,1); вероятно, они покрыты довольно чистым водяным льдом. Съёмка системы Плутона аппаратом «Новые горизонты» позволила определить предельные размеры неоткрытых спутников. Установлено, что на расстояниях до от Плутона нет спутников размером (для меньших расстояний эта величина ещё меньше). При этом предполагается альбедо 0,38, как у Харона. Открытие маленьких спутников Плутона позволило предположить наличие у него системы колец, образованных выбросами от ударов в эти спутники метеоритов. Но ни по данным «Хаббла», ни по данным «Новых горизонтов» никаких признаков колец найти не удалось (если они и существуют, то настолько разрежены, что их геометрическое альбедо не превышает 1,0). Харон Сообщение об открытии Джеймсом Кристи первого спутника Плутона было опубликовано Международным астрономическим союзом 7 июля 1978 года. Его временным обозначением стало , а 3 января 1986 года МАС утвердил для него имя Харона — перевозчика душ умерших через Стикс. Его диаметр составляет (чуть больше половины диаметра Плутона), а масса — 1/8 массы Плутона. Это очень большие соотношения (для сравнения, масса Луны составляет 1/81 земной, а у остальных планет масса всех спутников не составляет и тысячной доли массы планеты). Расстояние между Плутоном и Хароном (точнее, большая полуось орбиты Харона относительно центра Плутона) — . В период с февраля 1985 года по октябрь 1990 года наблюдались чрезвычайно редкие явления: попеременные затмения Плутона Хароном и Харона Плутоном. Они происходят, когда восходящий или нисходящий узел орбиты Харона оказывается между Плутоном и Солнцем, а такое случается примерно каждые 124 года. Поскольку период обращения Харона — чуть меньше недели, затмения повторялись каждые трое суток, и за пять лет произошла большая серия этих событий. Эти затмения позволили составить «карты яркости» и получить хорошие оценки радиуса Плутона (1150—1200 км) и Харона. Барицентр системы Плутон — Харон находится вне поверхности Плутона, поэтому некоторые астрономы считают Плутон и Харон двойной планетой. Такой вид взаимодействий крайне редко встречается в Солнечной системе, уменьшенным вариантом такой системы можно считать астероид (617) Патрокл. Кроме того, эта система необычна синхронным вращением обоих тел: и Харон, и Плутон всегда повёрнуты друг к другу одной и той же стороной. Таким образом, если смотреть с одной стороны Плутона, Харон виден всегда (и не движется по небу), а с другой стороны не виден никогда. Точно так же виден Плутон с Харона. Особенности спектра отражаемого света приводят к заключению, что Харон покрыт водным льдом, а не метаново-азотным, как Плутон. В 2007 году наблюдения обсерватории Джемини позволили обнаружить на Хароне участки с гидратами аммиака и водяными кристаллами, что позволяет предположить наличие там криогейзеров. Согласно проекту Резолюции 5 XXVI Генеральной ассамблеи МАС (2006) Харону (наряду с Церерой и Эридой) предполагалось присвоить статус планеты. В примечаниях к проекту резолюции указывалось, что в таком случае система Плутон — Харон будет считаться двойной планетой. Однако в итоге приняли иное решение: Плутон, Цереру и Эриду отнесли к новому классу карликовых планет, а Харон не попал даже в их число, поскольку является спутником. В июне 2016 года были опубликованы результаты исследования центра НАСА, согласно которым на поверхности Харона могут скрываться крупные залежи графита. Гидра и Никта Эти спутники были открыты вместе на снимках, сделанных космическим телескопом «Хаббл» 15 и 18 мая 2005 года. Об открытии было объявлено 31 октября 2005 года. Спутники получили временные обозначения и , а 21 июня 2006 года МАС официально назвал их Гидра (или , более далёкий спутник) и Никта (, более близкий) соответственно. Обращаются они в 2-3 раза дальше, чем Харон: радиус орбиты Никты — 49 тыс. км, а Гидры — 65 тыс. км. Они находятся в орбитальном резонансе: за время трёх оборотов Никты Гидра делает два. Размер Гидры — , а Никты — . Их масса точно не известна; грубая оценка — 0,003 % массы Харона (0,0003 % массы Плутона) у каждой. На их поверхности видно отдельные кратеры. Разные области отличаются яркостью, а у Никты — и цветом: там обнаружена тёмная красноватая область, окружающая крупный кратер. Кербер и Стикс В июне 2011 года телескопом «Хаббл» был обнаружен ещё один спутник Плутона — , , или Р4; об открытии было объявлено 20 июля 2011. 2 июля 2013 года он получил имя Кербер. Его размер, как выяснилось впоследствии, составляет около , а расстояние от Плутона — 58 . 11 июля 2012 года было объявлено об открытии с помощью того же телескопа пятого спутника Плутона. Его временным обозначением стало или Р5, а 2 июля 2013 года он получил имя Стикс. Его размер — 7×5 км, а расстояние от Плутона — 42 . Происхождение и место в Солнечной системе Происхождение Плутона и его место в классификации тел Солнечной системы долго были загадкой. В 1936 году английский астроном Реймонд Литлтон высказал гипотезу, что он — «сбежавший» спутник Нептуна, выбитый с орбиты самым крупным спутником Нептуна, Тритоном. Такое предположение подверглось сильной критике: как говорилось выше, Плутон никогда не подходит близко к Нептуну. Начиная с 1992 года, астрономы стали открывать за орбитой Нептуна всё новые и новые небольшие ледяные тела, подобные Плутону не только орбитой, но и размером и составом. Эта часть внешней Солнечной системы была названа в честь Джерарда Койпера, одного из астрономов, который, размышляя над природой транснептуновых объектов, предположил, что эта область является источником короткопериодических комет. По состоянию на июль 2015 года Плутон — самый крупный известный объект пояса Койпера. Он имеет характерные особенности других тел этого пояса, например, таких, как кометы — солнечный ветер сдувает газы с его атмосферы, как и у комет. Если бы Плутон был так же близок к Солнцу, как и Земля, у него бы развился и кометный хвост. Спутник Нептуна Тритон, который немного больше Плутона, близок к нему по составу (хотя и сильно отличается по геологическим характеристикам) и, вероятно, захвачен из того же пояса. Эрида, которая лишь ненамного меньше Плутона, не считается объектом пояса; скорее всего, она входит в рассеянный диск. Немалое количество объектов пояса, как и Плутон, обладают орбитальным резонансом 3:2 с Нептуном. Их называют «плутино». Исследование Плутона Исследования Плутона космическими аппаратами Удалённость Плутона и его маленькая масса затрудняют его исследования с помощью космических аппаратов. Некоторые значительные данные были получены с американского околоземного космического телескопа «Хаббл». Плутон могла бы посетить автоматическая межпланетная станция «Вояджер-1», но предпочтение было отдано пролёту вблизи спутника Сатурна — Титана, в результате чего траектория полёта оказалась несовместимой с пролётом вблизи Плутона. А у «Вояджера-2» вообще не было возможности приблизиться к Плутону. Никаких серьёзных попыток исследовать Плутон не предпринималось вплоть до последнего десятилетия XX века. В августе 1992 года учёный Лаборатории реактивного движения Роберт Стеле позвонил первооткрывателю Плутона Клайду Томбо с просьбой дать разрешение на посещение его планеты. «Я сказал ему: добро пожаловать, — позже вспоминал Томбо, — однако вам предстоит долгое и холодное путешествие». Несмотря на полученный импульс, НАСА отменило в 2000 году миссию к Плутону и поясу Койпера «Pluto Kuiper Express», ссылаясь на увеличившиеся затраты и задержки с ракетой-носителем. В 2003 году после интенсивных политических дебатов финансирование от американского правительства получила пересмотренная миссия к Плутону под названием «Новые горизонты». Запуск состоялся 19 января 2006 года при помощи ракеты-носителя «Атлас-5», на первой ступени которой был установлен двигатель РД-180 российского производства. Руководитель этой миссии Алан Стерн подтвердил слухи о том, что на корабль была помещена часть пепла, оставшаяся от кремации Клайда Томбо, умершего в 1997 году. В начале 2007 года аппарат совершил гравитационный манёвр вблизи Юпитера, что придало ему дополнительное ускорение, а 14 июля 2015 года пролетел мимо Плутона. Научные наблюдения за Плутоном начались за 5 месяцев до этого и продлятся по крайней мере месяц после сближения.


«Новые горизонты» сделал первое фото Плутона ещё в конце сентября 2006 года, в целях проверки камеры LORRI (Long Range Reconnaissance Imager). Изображения, полученные с расстояния приблизительно в 4,2 млрд км, подтверждают способность аппарата отслеживать отдалённые цели, что важно для маневрирования по пути к Плутону и прочим объектам в поясе Койпера. На борту аппарата находится множество разнообразной научной аппаратуры, в том числе фотокамеры, спектрометры и прибор для просвечивания атмосферы Плутона радиоволнами. Их данные позволят изучить глобальную геологию и морфологию Плутона и Харона, составить их карты и проанализировать атмосферу Плутона. Открытие спутников Никта и Гидра после старта «Новых горизонтов» вызвало некоторое беспокойство за судьбу миссии. Расчёты показали, что частицы, выбрасываемые при ударах метеоритов в эти спутники, могут образовывать вокруг Плутона кольца. Если бы космический аппарат попал в такое кольцо, он мог бы получить серьёзные повреждения или вовсе потерпеть крушение. Но этого не случилось, а никаких признаков колец обнаружить не удалось. 15 июля 2015 года АМС «Новые горизонты» пролетела мимо Плутона на расстоянии 12,5 тыс. км от поверхности (13,691 тыс. км от центра). И для Плутона, и для Харона была заснята как видимая при максимальном сближении сторона, так и обратная (её снимки были сделаны перед сближением и поэтому имеют более низкое разрешение). Широты ниже заснять не удалось, так как там была полярная ночь. Самые детальные снимки имеют разрешение 77-85 метров на пиксель. Статус Международный астрономический союз присвоил Плутону статус планеты в мае 1930 года (тогда предполагалось, что он сравним по размеру с Землёй). Однако начиная с 1992 года, когда был открыт первый объект пояса Койпера , этот статус подвергался сомнениям, поскольку оценка диаметра Плутона каждый раз уменьшалась. Открытия в поясе Койпера других тел лишь усилили споры. В итоге 24 августа 2006 года Плутон перенесли в разряд карликовых планет. Плутон как планета На пластинках, отправившихся с зондами «Пионер-10» и «Пионер-11» в начале 1970-х, Плутон ещё упоминается в качестве планеты. Эти пластинки из анодированного алюминия, отправленные с аппаратами в дальний космос с надеждой, что они будут обнаружены представителями внеземных цивилизаций, должны им дать представление о девяти планетах Солнечной системы. Отправившиеся с подобным посланием в тех же 1970-х «Вояджер-1» и «Вояджер-2» тоже несли с собой информацию о Плутоне как о девятой планете Солнечной системы. По некоторым версиям, в честь Плутона назван и пёс Плуто из диснеевских мультфильмов, появившийся на экранах через полгода после его открытия. В 1943 году Гленн Сиборг назвал недавно созданный элемент плутонием в соответствии с традицией называть новые элементы в честь недавно обнаруженных планет: нептуний в честь Нептуна, уран в честь Урана, а также церий и палладий в честь поначалу считавшихся планетами Цереры и Паллады. Дебаты 2000-х годов В 2002 году за орбитой Нептуна был обнаружен Квавар, диаметр которого составляет, по современным данным, около , а в 2004 году — Седна диаметром около . Таким образом, они сравнимы по размеру с Плутоном (2376,6 км). Так же как Церера потеряла статус планеты после открытия других астероидов, так и статус Плутона должен был быть пересмотрен в свете открытия других подобных ему объектов. 29 июля 2005 года было объявлено об открытии Эриды. Она оказалась самым массивным известным транснептуновым объектом, а сначала считалась и самым большим. Первооткрыватели Эриды и пресса первоначально называли её десятой планетой, хотя консенсуса по этому вопросу не было. Некоторые астрономы считали открытие Эриды сильнейшим аргументом в пользу перевода Плутона в разряд малых планет. Однако у Плутона оставались ещё два характерных для планет признака: наличие крупного спутника и атмосферы. Но и это, скорее всего, не делает его уникальным среди транснептуновых тел: спутники известны и у нескольких других, в том числе у Эриды, а её спектральный анализ предполагает схожий с Плутоном состав поверхности, что делает вероятным и наличие схожей атмосферы. В планетарии Хейдена при Американском музее естественной истории после реконструкции в 2000 году Солнечная система была представлена состоящей из 8 планет. Один из авторов этого изменения считал Плутон «королём комет пояса Койпера». Однако, в отличие от других транснептуновых объектов, у Плутона к 2006 году было открыто уже три спутника, а позднее открыли ещё два. Решение МАС повторно классифицировать Плутон В решающую стадию дебаты о статусе Плутона перешли в 2006 году с решением Международного астрономического союза дать понятию «планета» официальное определение. Согласно принятому решению, планетой Солнечной системы называется объект, удовлетворяющий таким критериям: Он должен обращаться по орбите вокруг Солнца и быть спутником нашей звезды, а не одной из планет. Он должен быть достаточно массивным, чтобы принять форму гидростатического равновесия (близкую к сферической) под действием своих гравитационных сил. Он должен расчистить окрестности своей орбиты (то есть он должен быть гравитационной доминантой и рядом не должно быть других тел сравнимого размера, кроме его собственных спутников или находящихся под его гравитационным воздействием). Плутон не удовлетворяет третьему условию, так как его масса составляет всего 7 % массы всех объектов пояса Койпера. Для сравнения, масса Земли в 1,7 млн раз больше, чем у всех остальных тел в окрестностях её орбиты. МАС решил отнести Плутон одновременно к двум новым категориям объектов — к карликовым планетам и (в качестве прототипа) к классу транснептуновых тел, позже получившему название «плутоиды». 7 сентября 2006 года МАС включил Плутон в каталог малых планет, дав ему номер 134340. Если бы Плутон получил статус малой планеты сразу после открытия, то его номер был бы среди первых тысяч. Первая после открытия Плутона малая планета была обнаружена месяц спустя, ею стала (1164) Кобольда; таким образом, Плутон мог бы иметь номер 1164. В астрономическом сообществе было некоторое сопротивление переклассификации Плутона. Алан Стерн — ответственный исследователь миссии НАСА «Новые горизонты» — публично высмеял решение МАС, заявив, что определение никуда не годится и ему не соответствуют даже Земля, Марс, Юпитер и Нептун, так как они разделяют свои орбиты с астероидами. Он также заявил, что так как проголосовало меньше 5 % астрономов, решение нельзя считать мнением всего астрономического сообщества. Ряд других замечаний высказал Марк Буйе из Лоуэлловской обсерватории, тоже не согласившийся с новым определением планеты. Майкл Браун, астроном, обнаруживший Эриду, поддержал решение МАС. Он сказал: «Несмотря на эту больше похожую на цирк сумасшедшую процедуру, мы, так или иначе, наткнулись на ответ. Это потребовало немало времени. В конце концов наука самокорректируется, даже если в обсуждении были сильные эмоции». Широкая публика по-разному восприняла утерю Плутоном статуса планеты. Большинство спокойно приняли это решение, некоторые же ходатайствовали МАС в онлайн-режиме и даже устраивали митинги и уличные акции с лозунгами «Спасите Плутон!» и т. п., стараясь убедить астрономов его пересмотреть. Группа членов законодательного собрания штата Калифорния внесла проект постановления с осуждением решения МАС, где оно названо научной ересью. Законодательные собрания штатов Иллинойс и Нью-Мексико (где родился и жил Клайд Томбо) постановили, что в его честь Плутон в этих штатах всегда будет считаться планетой. Немало людей не приняли решение МАС по сентиментальным причинам, так как они всю жизнь знали Плутон как планету и продолжают так считать вне зависимости от решений МАС. Опросы среди американцев свидетельствуют о том, что многие из них настроены против решения также и потому, что Плутон вплоть до лишения статуса был единственной планетой, открытой американцем. 11 июня 2008 года МАС объявил о введении понятия плутоид. К плутоидам были отнесены карликовые планеты Плутон и Эрида, а позднее — Макемаке и Хаумеа. Карликовая планета Церера плутоидом не является. «Оплутонить» Американское диалектологическое общество признало глагол «to pluto» («оплутонить») новым словом 2006 года. Оно означает «понизить в звании или ценности кого-либо или что-либо, как это произошло с теперь уже бывшей планетой Плутон». Статус в законодательстве некоторых штатов США 13 марта 2007 года законодательное собрание штата Нью-Мексико, где долго жил Клайд Томбо, единогласно постановило, что в его честь Плутон в нью-мексиканском небе всегда будет считаться планетой. 26 февраля 2009 года аналогичное постановление принял сенат штата Иллинойс, откуда родом первооткрыватель Плутона. В резолюции сената утверждается, что Плутон был «несправедливо понижен до карликовой планеты». Будущее системы Плутона Согласно современной теории эволюции звёзд, с течением времени светимость Солнца постепенно возрастает. Через 1,1 млрд лет оно будет на 11 % ярче, чем сейчас. Обитаемая зона Солнечной системы к тому времени сместится за пределы современной земной орбиты, достигнув Марса, Юпитера, а затем Сатурна. Через 7,6-7,8 миллиарда лет ядро Солнца разогреется настолько, что запустит процесс горения водорода в окружающей его оболочке. Это приведёт к резкому расширению внешних оболочек Солнца и оно станет красным гигантом. Вполне возможно, что в те времена на Плутоне и объектах пояса Койпера будут существовать условия, приемлемые для развития жизни. Плутон сможет поддерживать эти условия на протяжении десятков миллионов лет, до тех пор, пока Солнце не станет белым карликом и окончательно не погаснет. В искусстве Литература Плутон, несмотря на свои малые размеры и условия, малопригодные для колонизации, не избежал внимания писателей фантастов. В 30-х годах XX века фантастов привлекал его статус вновь открытой планеты, в более поздних произведениях он время от времени фигурирует в качестве окраины Солнечной системы.


Дисно́мия — спутник карликовой планеты (136199) Эрида, первоначально названный S/2005 (2003 UB313) 1. Открыт 10 сентября 2005 года Майком Брауном и сотрудниками в Обсерватории имени Кека, Гавайи. Свойства Если альбедо Дисномии равно альбедо Эриды, то диаметр спутника 316±23 км, если же альбедо меньше (скажем, в 5 раз), то диаметр спутника может достигать 685±50 км. Он совершает полный оборот вокруг Эриды за 15,772 дня по орбите, близкой к круговой (эксцентриситет <0,01). Радиус орбиты 37 430 км. Измерение параметров орбиты спутника позволило определить массу Эриды, которая оказалась на 27 % больше, чем масса Плутона. Наблюдения за системой Эрида/Дисномия на космическом телескопе Хаббл в январе и феврале 2018 года позволили определить орбитальный период 15,785899±0,000050 дня и ненулевой эксцентриситет 0,0062. Наклонение орбиты Дисномии относительно плоскости гелиоцентрической орбиты Эриды было рассчитано равным 78,29±0,65°. Название Первооткрыватели предлагали для спутника название Габриэла (Gabrielle) в честь спутницы Зены — главного персонажа сериала «Зена — королева воинов» (поскольку саму Эриду предлагалось назвать Зеной). Утверждённое название выбрано в честь Дисномии, в древнегреческой мифологии — дух беззакония (так переводится греческое слово ), дочь Эриды, богини раздора. Однако это название было предложено не только потому, что Дисномия является дочерью Эриды, но и в связи с тем, что фамилия новозеландской актрисы Люси Лоулесс (Lucy Lawless), сыгравшей Зену в сериале, также переводится как «Беззаконная». Примечания Ссылки Описание спутника IAUC Nr. 8610 IAUC Nr. 8747 Транснептуновые объекты Спутники астрономических объектов