WinNavigator

Frigate

Norton Commander

WinNC

Dos Navigator

Servant Salamander

Turbo Browser

Winamp, Skins, Plugins

Необходимые Утилиты

Текстовые редакторы

Юмор

File managers and best utilites

Определение расстояний в Солнечной системе. Реферат определение размеров тел солнечной системы

Определение расстояний в Солнечной системе

Содержание (план)

Определение расстояний до небесных тел чрезвычайно важно, так как, только зная расстояния, можно ставить вопрос о природе небесных тел, определять размеры Солнечной системы, Галактики и самой Вселенной. Измерить расстояния до астрономических объектов можно только тригонометрическими методами, поскольку провести прямое измерение, естественно, невозможно.

В пределах Солнечной системы теория Коперника, уточнённая Кеплером, даёт возможность из наблюдений за движением планет определить относительные размеры их орбит. На рисунке 7 показаны три орбиты планет: средняя орбита Земли (её положение на орбите отмечено буквой З), орбита одной из внешних планет, расположенной дальше от Солнца (например, Марса), орбита внутренней планеты (Венеры или Меркурия). Центральное тело — Солнце. Отмеченные положения планеты (эти положения называются планетными конфигурациями) на орбите называются: для внешней планеты П — противостояние, К — квадратура; для внутренней Э — элонгация. В зависимости от того, в какой стороне неба наблюдаются планеты, их квадратура и элонгация называются западной (планета видна западнее Солнца) или восточной. Очевидно, что нетрудно определить из наблюдений дуги ПК или углы ЭЗС. Их синусы равны отношениям радиусов соответствующих орбит. Остаётся определить расстояния ЗК и ЗЭ.

Определить расстояние до недоступного предмета можно, измерив угол, который называется параллаксом, между направлениями на предмет из двух точек (рис. 8). Если известно расстояние между точками (база), то задача сводится к простой геометрической. Остаётся выбрать базу и измерить углы.

Для определения расстояний в Солнечной системе базой служит радиус Земли — величина достаточно хорошо определённая. Угол, под которым он виден с планеты или другого тела, входящего в Солнечную систему, называется горизонтальным параллаксом. Расстояния определяются для тех планет, которые наиболее близко подходят к Земле. Это Венера и малая планета Эрос. Материал с сайта http://wikiwhat.ru

Прохождение Венеры по диску солнца

Наблюдатели, расположенные в разных местах Земли, видят проходящую по диску Солнца планету по-разному (рис. 9, I). Соответственно различаются и пути кружка по проекции Солнца (рис. 9, II), расстояние между путями сильно преувеличено, в действительности оно составляет на экране только около 2 мм. Поскольку из наблюдений за движением Венеры известны относительные размеры их орбит и орбиты Земли и скорость движения Венеры, то достаточно определить момент вступления Венеры на диск Солнца (момент прохождения точки A или B на рисунке 9, II) и момент схода с него (момент прохождения точки A или B' на рисунке 9, II). С этими данными нетрудно вычислить расстояние между Землёй и Венерой и расстояние до Солнца.

Картинки (фото, рисунки)

Рис. 7. Планетные конфигурации
Рис. 8. Определение параллакса
Рис. 9. Определение горизонтального параллакса (а) и прохождение планеты по диску Солнца (б)

На этой странице материал по темам:

Jghtltktybz hfccnjzybz cjkytxyjq cbcntvt
Опрелкрие рассточний и размеров тел в солнечеой стстпме
Пример расчета расстояния до зве
Урок астрономии определение расстогяний и размеров тел солнечной системы
Доклад на тему определение расстояний до тел солнечной системы

Вопросы к этой статье:

Что такое параллакс?

wikiwhat.ru

Презентация "Определение расстояний и размеров тел в Солнечной системе"

ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ И РАЗМЕРОВ ТЕЛ В СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЕ

Разумов Виктор Николаевич,

учитель МОУ «Большеелховская СОШ»

Лямбирского муниципального района Республики Мордовия

10-11 класс

УМК Б.А.Воронцова-Вельяминова

Форма и размеры Земли

Греческий учёный Эратосфен, живший в Египте, провёл первое достаточно точное определение размеров Земли.

Эратосфен

(276 -194 г. до н.э.)

Способ Эратосфена:

измерить длину дуги земного меридиана в линейных единицах и определить, какую часть полной окружности эта дуга составляет;
получив эти данные, вычислить длину дуги в 1°, а затем длину окружности и величину ее радиуса, т. е. радиуса земного шара.

Длина дуги меридиана в градусной мере равна разности географических широт двух пунктов: φВ – φА .

Греческий учёный Эратосфен, живший в Египте, провёл первое достаточно точное определение размеров Земли.

Эратосфен

(276 -194 г. до н.э.)

Чтобы определить разность географических широт, Эратосфен сравнил полуденную высоту Солнца в один и тот же день в двух городах, находящихся на одном меридиане.

В полдень 22 июня в Александрии Солнце отстоит от зенита на 7,2°. В этот день в полдень в городе Сиена (ныне Асуан) Солнце освещает дно самых глубоких колодцев, т. е. находится в зените. Следовательно, длина дуги составляет 7,2°. Расстояние между Сиеной и Александрией (800 км) у Эратосфена равна 5000 греческих стадий, т.е. 1 стадия = 160 м.

= , L=250 000 стадий или 40 000 км, что соответствует современным измерениям длины окружности земного шара.

Вычисленный радиус Земли по Эратосфену составил 6 287 км.

Современные измерения дают для усреднённого радиуса Земли величину 6 371 км.

Базис

Способ, основанный на явлении параллактического смещения и предусматривающий вычисление расстояния на основе измерений длины одной из сторон (базиса – АВ) и двух углов А и В в треугольнике АСВ, применяется, если оказывается невозможным непосредственное измерение кратчайшего расстояния между пунктами.

Чем дальше расположен предмет, тем меньше его параллактическое смещение, и чем больше перемещение наблюдателя (базис измерения), тем больше параллактическое смещение

Параллактическим смещением называется изменение направления на предмет

при перемещении наблюдателя.

Для определения длины дуги используется система треугольников – способ триангуляции, который впервые был применен еще в 1615 г.

Пункты в вершинах этих треугольников выбираются по обе стороны дуги на расстоянии 30— 40 км друг от друга так, чтобы из каждого пункта были видны по крайней мере два других.

Точность измерения базиса длиной в 10 км составляет около 1 мм.

Измерив с помощью угломерного инструмента (теодолита) углы в треугольнике, одной из сторон которого является базис, геодезисты получают возможность вычислить длину двух других его сторон.

Базис

Триангуляция, рисунок XVI века

Схема выполнения триангуляции

В какой степени форма Земли отличается от шара, выяснилось в конце XVIII в.

Для уточнения формы Земли Французская академия наук снарядила две экспедиции: в экваториальные широты Южной Америки в Перу и на территории Финляндии и Швеции вблизи Северного полярного круга .

Измерения показали, что длина одного градуса дуги меридиана на севере больше, чем вблизи экватора.

Это означало, что форма Земли – не идеальный шар: она сплюснута у полюсов. Ее полярный радиус на 21 км короче экваториального.

Для школьного глобуса масштаба 1: 50 000 000 отличие этих радиусов будет всего 0,4 мм, т. е. совершенно незаметно.

Отношение разности величин экваториального и полярного радиусов Земли к величине экваториального называется сжатием. По современным данным, оно составляет 1/298, или 0,0034, т.е. сечение Земли по меридиану будет эллипсом.

В настоящее время форму Земли принято характеризовать следующими величинами:

сжатие эллипсоида –1 : 298,25;

средний радиус – 6371,032 км;

длина окружности экватора – 40075,696 км.

В XX в. благодаря измерениям, точность которых составила 15 м, выяснилось, что земной экватор также нельзя считать окружностью.

Сплюснутость экватора составляет всего 1/30 000 (в 100 раз меньше сплюснутости меридиана).

Более точно форму нашей планеты передает фигура, называемая эллипсоидом, у которого любое сечение плоскостью, проходящей через центр Земли, не является окружностью.

Определение расстояний в Солнечной системе. Горизонтальный параллакс

Горизонтальный параллакс светила

Измерить расстояние от Земли до Солнца удалось лишь во второй половине XVIII в., когда был впервые определен горизонтальный параллакс Солнца.

Горизонтальным параллаксом (p) называется угол, под которым со светила виден радиус Земли, перпендикулярный лучу зрения.

D =

D = R ,

Значению параллакса Солнца 8,8” соответствует расстояние равное 150 млн км. Одна астрономическая единица (1 а. е.) равна 150 млн км.

Для малых углов, выраженных в радианах, sin p ≈ p.

1 радиан = 206 265”

D = R

или

Чем дальше расположен объект, тем меньше его параллакс.

Наибольшее значение имеет параллакс Луны, который в среднем составляет 57'.

Во второй половине XX в. развитие радиотехники позволило определять расстояния

до тел Солнечной системы посредством радиолокации.

Первым объектом среди них стала Луна. На основе радиолокации Венеры величина астрономической единицы определена с точностью порядка километра.

В настоящее время благодаря использованию лазеров стало возможным провести оптическую локацию Луны.

При этом расстояния до лунной поверхности измеряются с точностью до сантиметров.

Пример решения задачи

На каком расстоянии от Земли находится Сатурн, когда его горизонтальный параллакс равен 0,9"?

Дано:

p1=0,9“

D= 1 а.е.

p  = 8,8“

D1 - ?

D1 = R ,

D  = R ,

Решение:

D1 = = = 9,8 а.е.

Ответ: D1 = 9,8 а.е.

Определение размеров светил

Зная расстояние до светила, можно определить его линейные размеры, если измерить его угловой радиус р. Формула, связывающая эти величины, аналогична формуле для определения параллакса:

Пример решения задачи

Чему равен линейный диаметр Луны, если она видна с расстояния 400 000 км под углом примерно 30'?

Дано:

D= 400000 км

ρ = 30’

d - ?

Решение:

Если ρ выразить в радианах, то r = D ρ

d = = 3490 км.

Ответ: d= 3490 км.

D =

Учитывая, что угловые диаметры даже Солнца и Луны составляют примерно 30', а все планеты видны невооруженному глазу как точки, можно воспользоваться соотношением: sin р ≈ р.

D =

r = R

Тогда: и

Следовательно,

Если расстояние D известно, то r = D ρ, где величина ρ выражена в радианах.

Вопросы (с.71)

1. Какие измерения, выполненные на Земле, свидетельствуют о ее сжатии?

2. Меняется ли и по какой причине горизонтальный параллакс Солнца в течение года?

3. Каким методом определяется расстояние до ближайших планет в настоящее время?

Домашнее задание

1) § 11.

2) Упражнение 11 (с.71)

1. Чему равен горизонтальный параллакс Юпитера, наблюдаемого с Земли в противостоянии, если Юпитер в 5 раз дальше от Солнца, чем Земля?

2. Расстояние Луны от Земли в ближайшей к Земле точке орбиты (перигее) 363 000 км, а в наиболее удаленной (апогее) – 405 000 км. Определите горизонтальный параллакс Луны в этих положениях.

3. Во сколько раз Солнце больше, чем Луна, если их угловые диаметры одинаковы, а горизонтальные параллаксы равны 8,8" и 57' соответственно?

4. Чему равен угловой диаметр Солнца, видимого с Нептуна?

Воронцов-Вельяминов Б.А. Астрономия. Базовый уровень. 11 кл. : учебник/ Б.А. Воронцов-Вельяминов, Е.К.Страут. - М.: Дрофа, 2013. – 238с
CD-ROM «Библиотека электронных наглядных пособий «Астрономия, 9-10 классы». ООО «Физикон». 2003
http://static.webshopapp.com/shops/021980/files/053607438/fotobehang-planeten-232cm-x-315cm.jpg
http://images.1743.ru/images/1743/2017/06_june/image_18062017102234_14977633549594.jpg
http://www.creationmoments.com/sites/creationmoments.com/files/images/What%27s%20the%20Right%20Answer.jpg
https://videouroki.net/videouroki/conspekty/geom9/26-izmieritiel-nyie-raboty.files/image021.jpg
http://www.muuseum.ut.ee/vvekniga/pages/data/geodeesia/1-CD006-Triangulation_16th_century.jpg
http://elima.ru/i/12/000054e.jpg
http://otvet.imgsmail.ru/download/182729882_1ef2e5f39d37858546ff499b3558a78a_800.png
http://www.radartutorial.eu/01.basics/pic/radarprinzip.bigger.jpg

uchitelya.com

Реферат: Малые тела Солнечной системы

Малые тела Солнечной системы.

Астероиды.

Если начертить план орбит планет, то окажется, что расстояния планет от Солнца возрастают приблизительно в геометрической прогрессии. Данная закономерность получила название правила Тициуса - Боде по именам обнаруживших её немецких учёных. Этот план в общем довольно правильно даёт значения средних расстояний планет от Солнца в астрономических единицах. Обращает на себя внимание тот факт, что между Марсом и Юпитером имеется промежуток: планеты, соответствующей пятому члену ряда, нет. Астрономы более трёх десятков лет с досадой и надеждой взирали на эту неувязку. Реальность здесь нарушала математическую гармонию.

В ночь на 1 января 1801 г. на обсерватории в Палермо (остров Сицилия) астроном Джузеппе Пиацци, занимаясь составлением каталога звёзд в созвездии Близнецов, обнаружил слабую звёздочку примерно 7-й звёздной величины, которая отсутствовала на звёздных картах. Через несколько дней учёный к удивлению своему заметил, что звёздочка движется, причём так, как должна перемещаться по небу планета, расположенная дальше Марса. К сожалению, сначала болезнь, потом неблагоприятные условия наблюдений прервали работу Пиацци. В результате слабый небесный объект затерялся среди звёзд. Об открытии узнал молодой немецкий математик Карл Фридрих Гаусс. Он разработал новый метод, позволявший по немногим наблюдениям рассчитать точную эллиптическую орбиту небесного тела и затем вычислить его положение на будущее время. Это стало большим достижением в области небесной механики. Через год утерянную планету нашли в предсказанном месте и больше уже не теряли. Пиацци предложил назвать её Церерой - по имени древнеримской богини плодородия, покровительницы Сицилии. Вдохновлённые успехом, европейские астрономы следили за движением Цереры (самый крупный астероид из всех обнаруженных - его диаметр 933 км) и неожиданно в марте 1802 г. вблизи неё обнаружили ещё одну похожую маленькую планету. Ей дали имя Паллада в честь древнегреческой богини Афины Паллады. Удивительным оказалось то, что среднее расстояние от Солнца обеих планет практически совпадает и составляет 2,8 а. е. Именно на этом расстоянии должна была бы обращаться пятая планета (между Марсом и Юпитером) в соответствии с правилом Тициуса - Боде. В 1804 г была открыта третья представительница этой семьи, получившая имя Юнона, а в 1807 г - четвёртая, Веста. Все они были настолько малы, что даже при тысячекратных увеличениях выглядели слабыми звёздочками, не имеющими заметного диска. Поэтому Уильям Гершель предложил называть новые планеты астероидами, то есть "звездоподобными". В последующие годы усовершенствование телескопов и изобретение фотографии вызвали всё увеличивающийся поток открытий астероидов. К 1880 г. их было известно около 200, в 1923 г. замечен тысячный, на 1980 г. в списки занесено почти 2500. По данным на 1991 г., постоянные номера в каталогах и названия получили 4б4б астероидов, сейчас их известно значительно больше. Пока открыты лишь самые крупные астероиды. Мелких - ещё многие миллионы.

Пояс астероидов.

Орбиты 98% пронумерованных астероидов расположены между орбитами Марса и Юпитера. Их средние расстояния от Солнца составляют от 2,2 до 3,6 астрономических единиц. Они образуют так называемый главный пояс астероидов. Все астероиды, как и большие планеты, движутся в прямом направлении. Периоды их обращения вокруг Солнца составляют, в зависимости от расстояния, от трёх до девяти лет. Нетрудно сосчитать, что линейная скорость приблизительно равна 20 км/с. Орбиты многих астероидов заметно вытянуты. Эксцентриситеты редко превышают 0,4. Большинство орбит располагается близко к плоскости эклиптики, т. е. к плоскости орбиты Земли. Наклоны обычно составляют несколько градусов, однако бывают и исключения. Так, орбита Цереры имеет наклон 35°, известны и большие наклонения. Если на макете Солнечной системы орбиты астероидов изобразить проволочными кольцами, то получится рыхлый ажурный тор хаотически переплетённых в пространстве эллипсов.

Астероиды вблизи Земли.

Возможно, нам, жителям Земли, наиболее важно знать астероиды, орбиты которых близко подходят к орбите нашей планеты. Обычно выделяют три семейства сближающихся с Землёй астероидов: 1221 Амур, 1862 Аполлон, 2962 Атон. К семейству Амура относятся астероиды, орбиты которых в перигелии почти касаются орбиты Земли. "Аполлонцы" пересекают земную орбиту с внешней стороны, их перигелийное расстояние меньше 1 астрономической единицы. "Атонцы" имеют орбиты с большой полуосью меньше земной и пересекают земную орбиту изнутри. Представители всех указанных семейств могут встретиться с Землёй. Что же касается близких прохождений, то они случаются нередко.

Астероиды на орбите Юпитера.

Основное количество астероидов сосредоточено в главном поясе, но имеются важные исключения. Задолго до открытия первого астероида французский математик Жозеф Луи Лагранж изучал так называемую задачу трёх тел, то есть исследовал, как движутся три тела под действием сил тяготения. Задача очень сложна и в общем виде не решена до сих пор. Однако Лагранжу удалось найти, что в системе трёх гравитируюших тел (Солнце - планета - малое тело) существуют пять точек, где движение малого тела оказывается устойчивым. Две из этих точек находятся на орбите планеты, образуя с ней и Солнцем равносторонние треугольники. Спустя много лет, уже в XX в., теоретические построения воплотились в реальность. Вблизи лагранжевых точек на орбите Юпитера было открыто около двух десятков астероидов, которым дали имена героев Троянской войны. Астероиды-"греки" (Ахилл, Аякс, Одиссей и др.) опережают Юпитер на 60°, "трояны" (Приам, Эней, Троил и др.) следуют на таком же расстоянии сзади. Согласно оценкам, число астероидов около точек Лагранжа может достигать нескольких сот.

Астероиды за орбитой Юпитера.

Долгое время не было известно астероидов, орбиты которых целиком лежали бы за пределами орбиты Юпитера. Но в 1977 г. удалось обнаружить такую малую планету - это 2060 Хирон. Наблюдения показали, что его перигелий лежит внутри орбиты Сатурна, а афелий - почти у самой орбиты Урана, на далёких, холодных и тёмных окраинах планетной системы. Расстояние Хирона в перигелии 8,51 а. е., а в афелии - 18,9 а. е. Были обнаружены и более дальние астероиды. Предполагается, что они образуют второй, внешний пояс астероидов (пояс Койпера).

Размеры и вещественный состав астероидов.

Чтобы узнать размер какого-либо астрономического объекта (если расстояние до него известно), необходимо измерить угол, под которым он виден с Земли. Однако не случайно астероиды называются малыми планетами. Даже в крупные телескопы при отличных атмосферных условиях, применяя очень сложные, трудоёмкие методики, удаётся получить довольно нечёткие очертания дисков лишь нескольких самых крупных астероидов. Гораздо эффективнее оказался фотометрический метод. Существуют весьма точные приборы, измеряющие блеск, т. е. звёздную величину небесного светила. Кроме того, хорошо известна освещённость, создаваемая Солнцем на астероиде. При прочих равных условиях блеск астероида определяется площадью его диска. Необходимо, правда, знать, какую долю света отражает данная поверхность. Эта отражательная способность называется альбедо. Разработаны методы его определения по поляризации света астероидов, а также по различию яркости в видимой области спектра и в инфракрасном диапазоне. В результате измерений и расчётов получены размеры самых крупных астероидов. Считается, что астероидов с диаметрами более 200 км три десятка. Почти все они наверняка известны. Малых планет с поперечниками от 80 до 200 км, вероятно, около 800. С уменьшением размеров число астероидов быстро возрастает. Фотометрические исследования показали, что астероиды сильно различаются по степени черноты вещества, слагающего их поверхность. 52 Европа, в частности, имеет альбедо 0,03. Это соответствует тёмному веществу, по цвету похожему на сажу. Подобные тёмные астероиды условно называют углистыми и относят к классу Ц. Астероиды другого класса (класса С) условно именуются каменными, так как они, по-видимому, напоминают глубинные горные породы Земли. Альбедо С-астероидов значительно выше. К примеру, у 44 Низы оно достигает 0,38. Это самый светлый астероид. Изучение спектров отражения и поляриметрия позволили выделить ещё один класс - металлические, или М-астероиды. Вероятно, на их поверхности присутствуют выходы металла, например никелистого железа, как у некоторых метеоритов. С помощью весьма чувствительных фотометров были исследованы периодические изменения яркости астероидов. По форме кривой блеска можно судить о периоде вращения астероида и о положении оси вращения. Периоды встречаются самые разные - от нескольких часов до сотен часов. Изучение кривой блеска позволяет также сделать определённые выводы о форме астероидов. Большинство из них имеет неправильную, обломочную форму. Лишь самые крупные приближаются к шару. Характер изменения блеска некоторых астероидов даёт основание предполагать, что у них есть спутники. Некоторые из малых планет, возможно, являются близкими двойными системами или даже перекатывающимися по поверхности друг друга телами. Но достоверные сведения об астероидах могут дать только наблюдения с близкого расстояния - с космических аппаратов. Такой опыт уже имеется. 29 октября 1991 г. американский космический аппарат "Галилео" передал на Землю изображение астероида 951 Гаспра. Снимок сделан с расстояния 16 тыс. километров. На нём хорошо просматриваются угловато-сглаженная форма астероида и его кратерированная поверхность. Уверенно можно определить размеры: 12 х 16 км. 28 августа 1993 г. "Галилео" прошёл мимо астероида 243 Ида и получил столь же информативный снимок. На фотографии виден ещё один крошечный астероид, который получил имя Дактиль, - по-видимому, спутник Иды.

Кометы.

В Солнечной системе кроме больших и малых планет существуют и другие небесные тела. Прежде всего это кометы, которые еще называют хвостатыми звездами. Это небольшие, размером в несколько километров, глыбы из камня и льда. По законам Кеплера кометы, подобно прочим телам Солнечной системы, движутся по эллиптическим орбитам. Но их орбиты очень вытянуты, так что самая удаленная от Солнца точка обычно расположена намного дальше орбиты самой далекой планеты - Плутона.

Когда комета из холодной глубины космоса приближается к Солнцу, она становится видна даже невооруженным глазом. По мере приближения к Солнцу его сильное излучение начинает нагревать тело кометы и замерзшие газы испаряются. Они расширяются, окутывая твердое тело кометы и образуя ее гигантскую газовую "голову". Солнечное излучение так сильно воздействует на газ, что часть его выдувается из головы кометы и образует кометный "хвост", сопровождающий ее на всем пути вблизи Солнца. Большинство комет появляется только один раз и затем навсегда исчезает в глубинах Солнечной системы, там, откуда они пришли. Но есть и исключения - периодические кометы. Размеры орбит большинства комет в тысячи раз больше поперечника планетной системы. Вблизи афелиев своих орбит кометы находятся большую часть времени, так что на далеких окраинах Солнечной системы существует облако комет - так называемое облако Оорта. Его происхождение связано, по-видимому, с гравитационным выбросом ледяных тел из зоны планет - гигантов во время их образования. Облако Оорта содержит миллиарды кометных ядер. У всех комет при их движении в области, занятой планетами, орбиты изменяются под действием притяжения планет. При этом среди комет, пришедших с периферии облака Оорта, около половины приобретает гиперболические орбиты и теряется в межзвездном пространстве. У других, наоборот, размеры орбит уменьшаются, и они начинают чаще возвращаться к Солнцу. Изменения орбит бывают особенно велики при тесных сближениях комет с планетами-гигантами. Известно около 100 короткопериодических комет, которые приближаются к Солнцу через несколько лет или десятков лет и поэтому сравнительно быстро растрачивают вещество своего ядра. Орбиты комет скрещиваются с орбитами планет, поэтому изредка должны происходить столкновения комет с планетами. Часть кратеров на Луне, Меркурии, Марсе и других телах образовались в результате ударов ядер комет.

Комета Галлея.

В 1705 году Эдмонд Галлей, используя Ньютоновские законы движения, предсказал, что комета, которую наблюдали в 1531, 1607 и 1682 годах, должна возвратиться в 1758 году (что, увы, было уже после его смерти). Комета действительно возвратилась, как было предсказано, и позже была названа в его честь. Cредний период обращения кометы Галлея вокруг Солнца равен 76 годам. Последнее ее прохождение через через перигелий наблюдалось в феврале 1986 года. Ядро кометы Галлея имеет размеры приблизительно 16x8x8 километров. Вопреки ожиданиям, оно очень темное: его альбедо составляет всего лишь 0.03, что делает его еще более темным, чем каменный уголь. Таким образом, ядро кометы Галлея является одним из самых темных объектов в Солнечной системе. Плотность ядра кометы Галлея очень низкая, всего около 0.1 грамма на кубич. см, что говорит о том, что оно имеет пористую структуру, поскольку состоит в основном из пыли со льдом. Комета Галлея вернется во внутреннюю Солнечную систему в следующий раз в 2061 году.

Комета Шумейкера – Леви.

Комета Шумейкера-Леви была открыта Евгением и Кэролин Шумейкерами и Дэвидом Леви в 1993 году. Вскоре после их открытия было определено, орбита кометы проходит очень близко к Юпитеру. В 1992 году комета была захвачена Юпитером внутрь области предела Роша. Предел Роша - это минимальный радиус круговой орбиты, на которой спутник не разрушается под действием притяжения центрального тела (приливных сил). Комета разрушилась на отдельные фрагменты, которые рассредоточились на несколько миллионов километров вдоль ее орбиты. Размер и масса первоначального тела кометы и ее отдельных фрагментов неизвестны. По оценкам ученых размеры кометы составляли от 2 до 10 км в диаметре. Между 16 июля 1994 года и 22 июля 1994 года фрагменты вошли в верхние слои атмосферы Юпитера. Это было первым случаем, когда ученые имели возможность наблюдать столкновение двух внеземных тел. Cтолкновение наблюдалось с помощью больших наземных телескопов, тысяч малых и любительских телескопов и космическим кораблем “Галилео”. Последствия столкновения были видны на Юпитере еще почти в течение года после этого события.

Комета Хиакутаке.

Первые месяцы 1996 года ознаменовались открытием новой кометы - кометы Хиакутаке, которая на протяжении нескольких недель являлась одним из наиболее ярких объектов на небесной сфере. Она была открыта, когда была удалена от Земли на расстояние в 300 млн. км. Предварительные данные не исключают возможности того, что предыдущий визит этой кометы в солнечную систему происходил 10-20 тысяч лет тому назад, однако окончательный ответ требует детальных исследований. Одной из основных особенностей кометы Хиакутаке является большой наклон ее орбиты к плоскости эклиптики. Этим определялись чрезвычайно удачные условия ее наблюдений. По мере приближения к Земле яркость кометы постоянно возрастала, и 23 марта комету можно было наблюдать даже невооруженным взглядом. С 23 по 27 марта 1996 года она быстро переместилась из созвездия Волопаса в созвездие Большой Медведицы и далее - к Полярной звезде. На минимальном расстоянии в 17 млн. км от Земли комета Хиакутаке находилась 25 марта 1996 года, двигаясь со скоростью 50 км/сек. В настоящее время она удаляется от Солнца.

Метеоры и метеориты.

Метеором называется световое явление, возникающее на высоте от 130 до 80 км при вторжении в земную атмосферу частиц - метеорных тел из межпланетного пространства. Скорости движения метеорных тел по отношению к Земле могут быть различными - от 11 до 75 км/сек в зависимости от того, догоняет ли метеорное тело Землю при ее обращении вокруг Солнца или же движется ей навстречу. На протяжении суток можно зарегистрировать около 28 000 метеоритов. Масса метеорного тела, вызывающего такое явление, составляет всего 4.6 грамма. Кроме единичных (спорадических) метеоров несколько раз в год можно наблюдать целые метеорные потоки (метеорные дожди). И если обычно за один час наблюдатель регистрирует 5-15 метеоритов, то во время метеорного дождя - 100, 1000 и даже до 10 000. Это означает, что в межпланетном пространстве движутся целые рои метеорных частиц. Метеорные потоки на протяжении нескольких ночей появляются примерно в одной и той же области неба. Если их следы продолжить назад, то они пересекутся в одной точке, которая называется радиантом метеорного потока. Источником практически всех малых метеорных частиц являются, по-видимому, кометы. Крупные метеорные тела имеют астероидное происхождение. В отдельных случаях крупное метеорное тело при своем движении в атмосфере не успевает испариться и достигает поверхности Земли. Этот остаток метеорного тела называется метеоритом. На протяжении года на Землю выпадает примерно 2000 метеоритов. В зависимости от химического состава метеориты подразделяются на каменные хондриты (их относительное количество 85.7%), каменные ахондриты (7.1%), железные (5.7%) и железо-каменные метеориты (1.5%). Хондрами называют мелкие круглые частицы серого цвета, часто с коричневым оттенком, обильно вкрапленные в каменную массу. Железные метеориты практически полностью состоят из никелистого железа. Из расчетов следует, что наблюдаемая структура железных метеоритов образуется в случае, если в интервале температур примерно от 600 до 400 С вещество охлаждается со скоростью 1 - 10 градусов С за миллион лет. Каменные метеориты, в которых нет хондр, называются ахондритами. Анализ показал, что в хондрах содержатся практически все химические элементы. Крупнейший из известных метеоритов находится на месте падения в пустыне Адрар (Западная Африка), его вес оценивается в 100 000 тонн. Второй по величине железный метеорит Гоба, весом 60 тонн, находится в Юго-Западной Африке, третий, весом 50 тонн, хранится в Нью-йоркском музее естественной истории. Если в атмосферу Земли влетает метеорное тело, вес которого превышает 1 000 000 тонн, то оно углубляется в грунт на 4-5 своих диаметров, вся его огромная кинетическая энергия превращается в тепло. Возникает сильнейший взрыв, при котором метеорное тело в значительной степени испаряется. На месте взрыва образуется воронка - кратер. Одним из наиболее эффектных является кратер в штате Аризона (США). Его диаметр составляет 1200 м, а глубина - 175 м; вал кратера поднят над окружающей пустыней на высоту около 37 метров. Возраст этого кратера - около 5000 лет.