В Палермо, на о. Сицилия итальянский астроном директор обсерватории Джузеппе Пиацци уже много лет вел наблюдения положений звезд для составления звездного каталога. Работа близилась к концу. В первый вечер XIX в., 1 января 1801 г., Пиацци обнаружил в созвездии Близнецов слабую звездочку, с блеском около 7m, которой почему-то не оказалось ни в его собственном каталоге, ни в каталоге Христиана Майера, имевшегося в распоряжении Пиацци. На следующий вечер оказалось, что звездочка имеет не те координаты, что накануне: она сместилась на 4' по прямому восхождению и на 3',5 по склонению. На третью ночь выяснилось, что ошибки нет и что звездочка медленно перемещается по небу. Шесть недель следил Пиацци за странной звездой. Ни диска, которым должна была обладать планета, ни туманного вида, характерного для комет!
Почти две недели движение объекта было попятным (он смещался среди звезд к западу), 12 января словно застыл на месте, а затем сменил движение на прямое (к востоку). Такое поведение характерно для планет. За шесть недель объект сместился в общей сложности на 4o, но вид его остался неизменным. Объект казался Пиацци все более интересным. Но наблюдения прервала болезнь. Поправившись, Пиацци уже не смог найти его. Непрерывно перемещаясь, объект затерялся среди слабых звезд..
В это время 23-летний, еще никому не известный, Карл Фридрих Гаусс увлекся созданием методов обработки астрономических наблюдений. Он решил попытаться определить эллиптическую орбиту новой планеты по имеющимся данным. Для этого ему пришлось разработать новый метод, который прославил Гаусса и известен теперь в небесной механике как метод определения эллиптической орбиты по трем наблюдениям. Объединив результаты всех наблюдений с помощью созданного им же несколько раньше метода наименьших квадратов, Гаусс определил, что орбита объекта лежит между орбитами Марса и Юпитера и что большая полуось ее (2,8 а. е.) точно совпадает со значением, предсказанным законом Тициуса-Боде. Сомнений не осталось : это была искомая планета. Теперь по известной орбите Гаусс вычислил дальнейший путь объекта на небу (эмефриду)
Новой планете нужно было дать название. Пиацци предложил название Церера Фердинанда, посвящая планету своему королю. Но не обошлось без споров. Наполеон считал, что планету нужно назвать Юноной. Лаланд, бывший, к стати, учителем Пиацци, предложил назвать ее именем своего достойного ученика. Сохранилось название Церера
Новая планета заняла, как будто, равноправное положение среди остальных, к радости астрономов, заполнив брешь между Марсом и Юпитером. И все же было ясно, что Церера обманула надежды астрономов. Тех, кто надеялся найти между Юпитером и Марсом большую планету, постигло разочарование. Церера, как и остальные планеты, была холодной и светила отраженным солнечным светом. Но как же слаб, был этот свет! Венера и Юпитер светили в сотни раз ярче. Она была слабее более далекого Урана, а ее диск не удавалось рассмотреть в лучшие телескопы того времени рефлекторы Вильяма Гершеля. Это означало одно : Церера очень невелика по размерам. Между Марсом и Юпитером двигалась планета-крошка
В Берлине Генрих Вильгельм Ольберс, немецкий врач и астроном, член Парижской Академии наук, член Лондонского королевского общества и руководитель Берлинской обсерваторией, внимательно следил за движением Цереры. 28 марта 1802 г. он неожиданно неподалеку от нее обнаружил еще одну, но более слабую планетку (около 9m). Ольберс дал ей название Паллада, в честь Афины Паллады. Мало того, что Паллада двигалась тоже на расстоянии 2,8 а.е. от Солнца, уже занятом Церерой, ее орбита к тому же сильно отклонялась от плоскости эклиптики (на 35o). Почему же было две планеты-крошки, вместо одной большой, на расстоянии, предсказанном законом Тициуса-Боде?
"Где тот прекрасный закономерный порядок, которому подчинялись планеты в своих расстояниях ? - сокрушался Ольберт в письме к Боде. Мне кажется, еще рано философствовать по этому поводу; мы должны сначала наблюдать и определять орбиты, чтобы иметь верные основания для наших предположений. Тогда, быть может, мы решим или по крайней мере приблизительно выясним, всегда ли Церера и Паллада пробегали свои орбиты в мирном соседстве, относительно одна от другой, или обе они являются только обломками, только кусками прежней большой планеты, которую взорвала какая-нибудь катастрофа."
Место поисков новых астероидов было локализовано. Третья планета между Марсом и Юпитером (около 8m) была открыта в созвездии Кита. Ее обнаружил К. Гардинг в Лилиентале 1 сентября 1804 г. Ее посвятили, наконец, Юноне, снова римской богине. Далее 29 марта 1807 г. Ольберс открыл четвертую планету (около 6m), названную Вестой в честь римской богини домашнего очага и огня. Веста - единственный астероид, который иногда можно видеть невооруженным глазом.
Несмотря на малые размеры, Церера, Паллада, Юнона и Веста стали включаться в общий список планет, хотя потребность как-то выделить их ощущалась с самого начала. Пиацци предложил именовать новые члены Солнечной системы планетоидами (т.е. планетоподобными), а Гершель астероидами (звездоподобными) за отсутствие у них видимого диска. Их называли и телескопическими планетами, так как они не были видны невооруженным глазом. В настоящее время используют термин "астероид", но наряду с ним существует и другой - "малая планета".
После открытия большой четверки астероидов в течение последующих 40 лет поиски новых астероидов оставались безуспешными. Ольберс так и не узнал, что между Марсом и Юпитером движется огромное множество астероидов, заполняющих толстый тор, именуемый кольцом астероидов. Он умер за пять лет до того, как началась вереница их открытий. Не дожили до этого ни Пиацци, ни Гардинг
В конце 1845 года Карл Людвиг Генке открыл пятый астероид (9m,5), получивший название Астрея. Еще через полтора года - 1 июня 1847 г. - неутомимый Генке открывает шестой астероид, названный Гебой. В том же году американец Дж. Э. Хемд открывает Ирис и Флору, а чуть позже их же обнаруживает англичанин Д. Хтнд. Затем открытия следуют непрерывной чередой
Четырнадцать астероидов за 9 лет (с 1852 по 1861 г.) открыл немецкий художник Герман Майер Соломон Гольдшмидт
В 1860 г. было известно уже 62 астероида, к 1870 - 109, к 1880 - 211. А затем новых астероидов стало появляться все меньше. Иссякли "запасы" крупных и довольно ярких объектов. Теперь открывали астероиды 13-14m, и лишь изредка попадался пропущенный ранее объект. Таким, к примеру, оказалась Папагена (около 8m), открытая лишь в 1901 г
В сентябре-окрябре 1960 г. на обсерватории Маунт Паломар в США было проведено систематическое фотографирование небольшой области неба, размером 8 Х 12o, расположенной вблизи точки весеннего равноденствия. За два месяца было сфотографировано около 2200 астероидов вплоть до 20m, причем для 1811 из них удалось определить орбиты, хотя и не очень точные. Полагают, что общее число астероидов, движущихся в кольце, от крупнейших (1 Церера, диаметром около 1000 км) вплоть до тел поперечником 1 км достигает 1 млн
Число астероидов быстро растет по мере уменьшения их размеров. В интервале от 1 до 100 км суммарное число тел, диаметр которых превышает D, оказывается обратно пропорционально квадрату диаметра: N~D-2. Именно такое распределения по размерам ожидается у осколков раздробленных тел, и, по-видимому, дробление астероидов во взаимных столкновениях уже давно и полностью завуалировало то распределение, которое было у молодых, едва успевших сформироваться в протопланетном облаке первичных, небольших по размерам тел, называемых планетезималями
В 1876 г., когда было известно всего около 150 астероидов, Д. Кирквуд пытался разобраться в "хаосе" астероидных орбит и нашел около 10 групп астероидов, каждая из которых состояла всего из 2-3 членов, двигавшихся по сходным орбитам. Среди них оказались, например, 3 Юнона и 97 Клота
Казалось, что такие группы можно рассматривать, как связанные общностью происхождения и что члены групп - обломки более крупных тел. Попытки Кирквуда продолжил Ф. Тиссеран, составивший в 1891 г. свой список из 417 астероидов. Число групп росло по мере роста числа открытых астероидов
По существу, это был вариант гипотезы Ольберса, только родство распространялось не на все астероиды, а на некоторые группы. Но дело оказалось совсем не таким простым, а родство в группах сомнительным. Это стало ясно, когда японский астроном К. Хираяма в 1918-1919 гг. обратил внимание на то, что сходство орбит астероидов вовсе не означает, что эти астероиды в прошлом были частями одного, более крупного тела. При большом числе астероидов не исключено объединение астероидов в группы из-за случайного сходства их орбит. Но главная ошибка заключалась в том, что в поисках "родственников" сравнивались современные орбиты астероидов. Между тем возмущения со стороны планет, накапливаясь с течением времени, могли постепенно до неузнаваемости и по-разному изменить орбиты тех астероидов, которые действительно являлись обломками одного и того же тела и действительно двигались в прошлом по сходным орбитам. С другой стороны, сходство современных орбит еще не означает, что и в далеком прошлом астероиды двигались по сходным орбитам. Поэтому, используя методику Кирквуда, если и можно обнаружить реальные группы "родственников", то лишь образовавшиеся совсем недавно, скажем, 1000 лет назад
Хираяма поставил вопрос: можно ли выявить группы астероидов, связанных давним родством, т.е. семейства астероидов (как он их назвал), и как это сделать?
Теория движения спутников планет с учетом возмущений, разработанная еще раньше Лангражем, указывала, что эксцентриситеты и наклоны орбит спутников остаются почти неизменными на больших промежутках времени, в то время как долготы перицентра и узла орбиты непрерывно меняются. Это привело Хираяму к идее "инвариантных" (неизменных) элементов астероидных орбит, которые тоже не менялись бы (или менялись медленно) под действием планетных возмущений. Такие элементы можно было использовать для поисков семейства астероидов. Хираяма нашел такие инвариантные элементы и назвал их собственными элементами орбиты, т.е. унаследованными астероидами от их "родителей". Конечно, при дроблении астероидов их обломки, получив разные, о малые добавки к орбитальной скорости, движутся по разным орбитам со слегка различными собственными элементами. Однако эти различия не настолько велики, чтобы помешать узнать члены семейства
Вообще говоря, собственные элементы представляют собой кеплеровы элементы орбит астероидов, исправленные за вековые возмущения. У типичных орбит собственные наклоны и эксцентриситеты почти не подвержены вековым изменениям, и можно считать, что они оставались неизменными на протяжении миллиарда лет. Что касается долготы перигелия и долготы узла, то они меняются значительно быстрее. Собственная долгота перигелия очень медленно (со скоростью от десятков секунды до десятков минут дуги в год), но непрерывно растет, а собственная долгота узла убывает с той же скоростью. для тел в кольце астероидов периоды обращения перигелия и восходящего узла орбит вокруг Солнца порядка нескольких тысяч лет. Они возрастают с уменьшением размеров орбит
Таким образом, астероиды долго "помнят" лишь наклон орбиты и ее эксцентриситет, но быстро "забывают" свой узел и перигелий
Хираяма решил воспользоваться собственным наклоном и эксцентриситетом орбит для поисков семейств. Сначала, чтобы упростить расчеты, он учитывал только возмущения от Юпитера, пренебрегая более слабым влиянием Сатурна и остальных планет. Ему удалось выявить три семейства (семейства Фемиды, Эос и Корониды, названные по одному из членов семейств), а затем еще четыре и, менее уверенно, еще шесть. Но скоро Хираяме стало ясно, что учитывать воздействие Сатурна и других планет все же необходимо. Сатурн, например, оказывал заметное воздействие на астероиды с малым средним суточным движением. Сделав это, Хираяма пришел к выводу о существовании пяти семейств - Фемиды, Эос, Корониды, Марии и Флоры. К этим семействам он в 1923 г. отнес десятки известных астероидов. В дальнейшем они были пополнены астероидами, открытыми позднее
Самым многочисленным оказалось семейство Флоры. Д. Бауэр, на основании уточненной им теории возмущений, разделил его на четыре отдельных семейства - I, II, III и IV.
К 70-м годам стало ясно, что "семейственность" широко распространена среди астероидов : из 1697 нумерованных к этому времени астероидов 712 (или 42 %) были отнесены к 37 семействам. Они еще "помнят" орбиту родительского тела. Аналогичной оказалась ситуация у более мелких астероидов Паломар-Лейденского обозрения: из 980 новых астероидов 389 (40 %) вошли в то или иное семейство, уже известное или новое
Семейство обнаруживает себя как область повышенной концентрации точек на распределениях собственных элементов орбит. Границы семейств проводятся не всегда уверенно, и отнесение астероида к тому или иному семейству иногда остается сомнительным. К тому же, когда разные исследователи учитывают возмущения от планет с разной степенью точности и отбирают члены семейства, пользуясь слегка разными критериями, они получают немного разные результаты. Однако эти различия не принципиальны и не позволяют сомневаться в самом существовании семейственности у астероидов. Японский исследователь И. Козаи к концу 70-х годов среди 2125 нумерованных астероидов около 3/4 отнес к 72 семействам. Американские исследователи Дж. Градье, К. Чепмен и Дж. Вильямс полагают, что число семейств превышает 100. Однако приходится быть внимательным, чтобы не принять за семейство случайную группу точек. Долгое время считали, что существует семейство Венгрии (a=1,8 a.e. ) и Фокен (a=2,4 a. e. ) на орбитах большого наклона (собственное наклонение 20-25O). Однако в действительности это лишь группы случайных астероидов, изолированные от остальной части кольца пустыми зонами вековых резонансов. Астероиды в них не связаны общностью происхождения точно так же, как члены групп Гильды, Аполлона, Амура или Атона. Они имеют лишь сходную динамическую эволюцию орбит
Пока не ясно, существует ли семейство Паллады, или мы снова, как в случае с Венгрией и Фокеей, имеем дело с группой астероидов, изолированной вековыми резонансами
Многие семейства насчитывают десятки и сотни известных членов. Предполагают, что истинное число членов семейств на один - два порядка больше
В конце 60-х годов астрофизик Х.Альвен попытался выявить в кольце астероидов (точнее, в уже известных семействах) соколки недавнего происхождения. Для этого он выделил орбиты, сходные не по двум, а по четырем собственным элементам (не считая большой полуоси), в том числе по собственной долготе перигелия и собственной долготе узла. В семействе Флоры I Альвен нашел 13 таких астероидов (из 23), а в семействах Флоры II, III и IV он обнаружил еще две группы, состоящие из 20 и 28 астероидов. Аналогичные группы были выявлены и в других семействах. Альвен назвал их струйными потоками, или просто струями, или потоками
Как бы тесно ни оказались расположенными узлы орбит в момент образования осколков при дроблении родительского тела семейства, из-за небольших различий в размерах орбит через несколько сотен тысяч лет осколки все равно распределятся более или менее равномерно по всем долготам. Поэтому струйные потоки можно рассматривать как молодые образования, свидетельствующие о недавних дроблениях, происшедших уже в эпоху существования на Земле человека. Правда, сам Альвен придерживается иного мнения: он считает, что струйные потоки представляют собой структурные образования тел, находящихся на пути к аккумуляции (объединению)
Попытки выделить струйные потоки предпринимали и другие исследователи. Пользуясь слегка различными критериями отбора, они получали довольно противоречивые результаты: и сами потоки, и их члены оказывались разными. Это дает повод сомневаться как в возможности обнаружения, так и в самом существовании многих из них
Советский астрофизик Б.Ю.Левин показал, что значительная часть семейств и струй содержит лишь один довольно крупный астероид, резко выделяющийся среди остальных более мелких членов семейства или струи. Из 54 рассмотренных им семейств и струй у 14 (26%) крупнейший член превосходит остальные по массе на порядок и более. В четырех случаях (7%) различия по массе оказываются просто колоссальным - в 1000 раз и более. Это означает, что глава семейства имеет поперечник более, чем в 10 раз превосходящий поперечники остальных астероидов. Главами подобных семейств являются Церера и Веста
Возникновение подобного семейства или струйного потока может быть связано со столкновением астероидов, сильно различающихся по массе, когда больший астероид не разваливается нацело, а лишь теряет в виде осколков значительную часть массы, а также с косыми, почти касательными столкновениями астероидов со сравнимыми массами. в последнем случае возможно образование семейств с двумя крупными членами. Таким семейством является содержащее 19 Фортуну и 21 Лютецию
Но большинство семейств образовалось, по-видимому, при катастрофических разрушениях астероидов, давших начало этим семействам, и не содержит подобных астероидов - великанов
Обломки, образовавшиеся при дроблении астероида, из-за слегка разных у них гелиоцентрических скоростей обгоняют друг друга, оставаясь в окрестностях орбиты родительского тела. В течение нескольких лет или десятков лет они растягиваются вдоль всей орбиты, образуя рой. Забавно, что уцелевшие "родители" семейств не терпят своих "детей". Родительские астероиды вычерпывают их из роя, причем из-за малой относительной скорости (десятки или сотни метров в секунду) встреча астероида со своим обломком не приводит к дальнейшему дроблению: осколок просто зарывается в реголит своих родителей (под реголитом понимается поверхностный слой, перемолотый падениями многочисленных мелких астероидных осколков). Впрочем, такая участь постигает очень немногих. Кроме того, путем гравитационного воздействия родители изгоняют свои обломки на периферию возникшего роя, снижая пространственную плотность тел в рое. Аналогичное действие оказывают на рой и планетные возмущения
Однако с образованием семейств при дроблении астероидов дело обстоит совсем не так просто, как может показаться. Когда в 1982 году сотрудники Технологического института в Пасадене (США) Д.Дэвис, К.Чепмен, Р.Гринберг и С.Вайденшиллинг специально исследовали вопрос об образовании семейства Эос, то оказалось, что родительский астероид, размеры которого превышали, по-видимому, 180 км, прежде чем испытать катастрофическое столкновение с достаточно крупным объектом (в результате чего и должно было бы образоваться семейство), должен был столкнуться по крайней мере с десятком более мелких тел. Под действием их ударов родительский астероид должен был "развалиться" на блоки с характерными размерами порядка 10 км, которые удерживались друг около друга только силами тяготения. Между тем, сохранился объект поперечником в 98 км (это сам Эос). Можно предположить, что это сохранившийся 20-процентный остаток массы, состоящий из не разлетевшихся осколков. Но тогда, как полагают исследователи, следующее по величине тело должно было бы иметь поперечник всего 5 км. Между тем второй по величине член семейства имеет поперечник 80 км. Лишь с помощью серии весьма искусственных предположений удается обойти эти трудности
Для подготовки данной работы были использованы материалы с сайта http://www.astrolab.ru/