Из-за малой силы тяжести плотность атмосферы на Плутоне медленно меняется с высотой. Особенно это заметно на больших высотах, где с высотой растет температура. Поэтому можно было бы ожидать, что в результате диссипации (т. е. вылета атомов из атмосферы в космос) Плутон быстро теряет атмосферный газ. Но, как показали наблюдения с борта «New Horizons», утечка азота из атмосферы в космос в 10 тыс. раз меньше, чем ожидалось. А расчеты говорят, что при сравнительно небольшом росте температуры поверхности давление атмосферы Плутона может возрасти настолько, что превзойдет давление марсианской атмосферы и позволит существовать на поверхности планеты жидкому азоту. Косвенным указанием на это служит деталь рельефа Плутона — долина между гор с очень ровной поверхностью, похожая на замерзшее озеро. Вероятно, это свидетельство той эпохи, когда Плутон имел более плотную атмосферу и на его поверхности могла существовать жидкость.
Рис. 7.9. Харон. Контраст цвета усилен. Фото: «New Horizons» (NASA).
«Младший брат» Плутона — Харон — тоже оказался очень интересным небесным телом. Его средняя плотность немного меньше, чем у Плутона, т. е. в составе Харона больше льдов и меньше каменистых пород. В отличие от поверхности Плутона, которая состоит из азотного и метанового льда, на поверхности Харона доминирует менее летучий водяной лед.
Альбедо поверхности Харона меняется в зависимости от широты — от светлого экватора к темным полюсам (у большинства планет — наоборот!). В северной полярной области Харона есть большая темная область, которую научная команда «New Horizons» неофициально назвала «Мордором». Разница в цвете объясняется, как полагают, конденсацией газов из атмосферы Плутона. Из-за большого наклона оси вращения Плутона и Харона к плоскости их околосолнечной орбиты (60° без учета направления вращения) в их околополярных областях происходят обширные и длительные полярные дни и ночи. Зимой, т. е. полярной ночью, температура опускается до −258 °C, и газы (азот, монооксид углерода и метан) конденсируются на поверхности; затем под действием солнечной радиации они вступают в химическую реакцию с образованием толинов — темных красноватых соединений. Позже, когда поверхность спутника снова нагревается Солнцем, температура на полюсе поднимается до −213 °C, газы улетучиваются, и на поверхности остаются толины. Из-за более высокого альбедо Плутон холоднее, и на нем этот эффект выражен не так заметно.
Поверхность Харона демонстрирует мощные следы геологической активности, и не исключено, что его внутреннее строение является дифференцированным. Согласно некоторым моделям, под поверхностью этого спутника может содержаться жидкость.
Малые тела Солнечной системы — астероиды и кометы
Термин «малое тело Солнечной системы» (small Solar system body, SSSB) принят Международным астрономическим союзом в 2006 г. для обозначения всех объектов Солнечной системы, не являющихся классическими планетами (от Меркурия до Нептуна) или планетами-карликами (Плутон и др.). Таким образом, в группу SSSB попали все кометы, все астероиды внутри орбиты Юпитера (за исключением Цереры, отнесенной к планетам-карликам), все «кентавры» (centaur), движущиеся между орбитами планет-гигантов, все «троянцы», движущиеся по орбитам планет синхронно с ними, а также почти все объекты за орбитой Нептуна (trans-Neptunian object, TNO), кроме Плутона, Макемаке, Хаумеи и Эриды, отнесенных к планетам-карликам. Спутники планет не входят в число малых тел Солнечной системы.
Традиционно астрономы называют астероидами небольшие каменные тела, а кометами — небольшие ледяные объекты. Разумеется, в состав и тех и других входит и минеральное вещество (включая металлы), и замерзшие газы (льды), просто у астероидов преобладает тугоплавкое вещество, а у комет — летучее. В этом смысле деление малых тел на астероиды и кометы напоминает деление планет на землеподобные и газово-ледяные, хотя порой трудно отнести конкретное тело к тому или иному типу.
А что означает «небольшие тела»? Это значит, что своей гравитацией они не способны преодолеть собственную жесткость и придать своему телу более или менее сфероидальную форму, т. е. привести свои недра в состояние гидростатического равновесия. Расчеты показывают, что ледяные тела принимают округлую форму при диаметре более 400 км, а льдисто-каменистые тела типа Цереры — при диаметре более 900 км. Наблюдения подтверждают это: планета-карлик Церера диаметром 946 км шарообразна при небольшом полярном сжатии, вызванном осевым вращением, а крупнейшие астероиды Веста (573×557×446 км), Паллада (550×516×476 км) и Гигея (530×407×370 км) заметно угловаты.
Астероиды
Размеры астероидов намного меньше, чем обычных планет, поэтому раньше астероиды называли малыми планетами. В последнее время термин «малые планеты» употреблять не рекомендуется, чтобы не возникало путаницы с официально принятым термином «планеты-карлики», прототипом которых стал Плутон и в число которых попал крупнейший астероид — Церера. После выделения планет-карликов в самостоятельную группу среди астероидов действительно остались только твердые тела, вещество которых способно сопротивляться гравитационному сжатию. По этой причине астероиды менее подвержены внутренней эволюции, чем планеты: например, для недр астероидов не характерна, хотя и возможна, гравитационная дифференциация вещества. Кроме того, они слабее сопротивляются внешним факторам — ударной переработке поверхности и эволюции орбиты. В этом смысле после выделения планет-карликов класс астероидов стал более однородным. Однако при описании астероидов до сих пор нередко упоминают и Цереру — как в силу традиции, так и по причине ее пограничного положения, позволяющего считать это тело переходным между астероидами и планетами-карликами.
Рис. 7.10. Луна, планета-карлик Церера и крупнейший астероид Веста в одном масштабе. Фото Весты и Цереры получены космическим зондом «Dawn» (NASA) соответственно в 2011 и 2015 гг.
До появления современных телескопов с ПЗС-камерами астероиды открывали в основном в пространстве между орбитами Марса и Юпитера, получившем название «Главный пояс астероидов». Постепенно, по мере совершенствования астрономической техники, кроме классических астероидов Главного пояса наблюдатели стали обнаруживать все больше объектов внутри орбиты Марса и даже внутри орбиты Земли, а также за орбитой Юпитера и даже Сатурна. Тем не менее в пределах орбит больших планет, т. е. до расстояния 40 а. е. от Солнца, подавляющая доля астероидов все же населяет именно Главный пояс между орбитами Марса и Юпитера.
Рис. 7.11. Сравнительные размеры Луны и первых (в порядке обнаружения) десяти астероидов. Крупнейший из них — Церера — теперь относится к семейству планет-карликов.
Говорить о детальном изучении далеких астероидов пока не приходится, но внутри орбиты Юпитера они изучены неплохо. Крупных тел среди них мало: только у 30 из них диаметр превышает 200 км, еще около 170 тел имеют диаметры от 200 до 100 км; количество астероидов с диаметрами более 10 км оценивается в 10 000, а с диаметром более 1 км — порядка 750 000. Поэтому не исключено, что скоро будут «инвентаризованы» все астероиды диаметром более 1 км, которые могут представлять угрозу для земной биосферы в целом. По оценкам, в Солнечной системе существуют миллионы астероидов размером с крупный булыжник.
В 2018 г. полное число зарегистрированных астероидов перевалило за 780 000; количество астероидов с надежно вычисленными орбитами, получивших порядковые номера, вплотную приблизилось к 524 000, а собственные имена присвоены уже приблизительно 22 тысячам астероидов. Текущую статистику астероидов и комет можно найти здесь: https://www.minorplanetcenter.net/mpc/summary, а список собственных имен астероидов — здесь: https://www.minorplanetcenter.net/iau/lists/MPNames.html.
Обсуждая Цереру, мы уже выяснили, что полная масса вещества в Главном поясе астероидов невелика: сейчас она оценивается в 3 · 1021 кг (т. е. 4 % массы Луны) и в будущем существенно не возрастет, поскольку основное вещество сосредоточено в самых крупных телах. Например, в четырех крупнейших из них (Церера, Веста, Паллада, Гигея) в сумме содержится 51 % массы Главного пояса. С уменьшением размера и массы астероидов их число возрастает, но не очень быстро. Даже если будут открыты еще сотни тысяч мелких тел, это незначительно изменит полную массу Главного пояса. За орбитой Плутона — в поясе Койпера и далее — вещества может быть существенно больше, чем в Главном поясе астероидов. Но далекие области Солнечной системы изучены пока недостаточно.
Все астероиды, как и вообще все космические объекты, вращаются вокруг своей оси. Данные о вращении нескольких из них получены путем прямых наблюдений их поверхности с борта межпланетных зондов. Для изучения формы и скорости вращения астероидов, сближающихся с Землей, используется радиолокация, а о вращении и форме остальных астероидов свидетельствует переменность их оптического блеска: период переменности соответствует периоду вращения, а амплитуда переменности указывает на отличие формы тела от сферы с однородной поверхностью. Этим методом исследовано уже около 16 тыс. астероидов.
Периоды вращения астероидов заключены в очень широких пределах — от долей минуты до двух месяцев. Но у большинства из них период составляет от 2 до 20 час. Центробежным силам, связанным с вращением и стремящимся разорвать тело астероида, препятствуют прочность его вещества и самогравитация. У небольших тел основную роль играет прочность, у крупных — гравитация. Самые медленно вращающиеся астероиды — это 846 Lipperta (период 1641 час = 68,4 сут), 912 Maritima (1332 час) и 9165 Raup (1320 час). Все они крупные, диаметром от 4,6 до 82 км. С другой стороны, все быстро вращающиеся астероиды очень маленькие, диаметром порядка 10 м. Их периоды начинаются от 16 сек, хотя каменный монолит такого размера мог бы вращаться значительно быстрее. Это говорит о рыхлой структуре астероидных тел.
Многие астероиды имеют форму земляного ореха или гантели, что с большой вероятностью указывает на мягкое столкновение и слипание отдельных тел в прошлом. Яркий пример — астероид Итокава, две половинки которого по своей средней плотности различаются в 1,6 раза (рис. 7.12). Обнаружено немало двойных астероидов и даже тройные, у которых отдельные части не находятся в прямом контакте друг с другом, а обращаются вокруг общего центра масс. У многих астероидов километровых размеров есть маленькие спутники размером в десятки и сотни метров, обращающиеся на расстоянии от единиц до тысяч километров от главного тела. Происхождение таких астероидных систем может быть связано как с центробежным разрывом одного тела, так и со столкновением двух тел.
Рис. 7.12. Вверху: астероид Итокава (25143 Itokawa) размером 535×294×209 м (фото: межпланетный зонд «Хаябуса», Япония). Внизу: схематическое изображение астероида, на котором указана средняя плотность двух его частей.
Классификация астероидов основывается на параметрах их орбит и спектрах солнечного света, отраженного и поглощенного, а затем переизлученного их поверхностью. Для подавляющего числа астероидов пока измерены лишь эти их характеристики. Исследования астероидов с близкого расстояния с помощью космических зондов пока продвинулись не слишком далеко: к середине 2018 г. межпланетные аппараты 9 раз пролетали вблизи астероидов, трижды выходили на орбиту вокруг них (это были Эрос, Итокава и Веста) и дважды касались их поверхности (Эрос, Итокава). При этом лишь с поверхности Итокавы были доставлены на Землю несколько крупиц вещества. До сих пор не было ни одной успешной посадки на поверхность астероидов и исследования их недр.
Рис. 7.13. (вверху). Астероид 243 Ида и ее маленький спутника Дактиль. Фото сделано зондом «Галилео» (NASA) в 1993 г. с расстояния 10 500 км. Длина Иды — 58 км, а ее ось вращения ориентирована вертикально с небольшим наклоном вправо.
Рис. 7.14. Дактиль — спутник 243 Иды. Размеры Дактиля 1,2 × 1,4 × 1,6 км. Неизвестно, является он осколком Иды или был захвачен ею из числа самостоятельных астероидов. Снимок сделан 28 августа 1993 г. зондом «Галилео» с расстояния около 4000 км, за 4 минуты до его наиболее тесного сближения с астероидом Ида.
По параметрам орбит астероиды принято делить на группы и семейства.
Группы астероидов — это относительно свободные образования, связанные каким-либо одним параметром орбиты; пример — группа астероидов, пересекающих орбиту Меркурия (или Венеры, или Земли…). Еще пример — группа астероидов, движущихся синхронно с какой-либо планетой вдоль ее орбиты в окрестности точек либрации L4 и L5. Такие астероиды называют троянцами данной планеты; особенно много троянцев у Юпитера. Нередко группы делятся на подгруппы, или типы. Например, троянцы Юпитера состоят из двух подгрупп, одна из которых отстает от Юпитера вдоль его орбиты на 60° (это собственно троянцы), а другая опережает его на те же 60° (это греки).
Рис. 7.15. Астероиды «греки» и «троянцы» на орбите Юпитера в районе точек Лагранжа L4 и L5 (рисунок)
Обычно группа или подгруппа получает название по имени первого астероида, который был обнаружен на орбите данного типа. Например, группа астероидов, пересекающих орбиту Земли, состоит из двух подгрупп — Атона и Аполлона. У астероидов типа Атона (2062 Aten) большая полуось орбиты меньше, чем у Земли, но расстояние в афелии больше перигелийного расстояния Земли; эти астероиды в основном движутся внутри орбиты Земли и только в окрестности афелия могут ее пересечь. У астероидов типа Аполлона (1862 Apollo) перигелийное расстояние меньше, чем афелийное расстояние Земли, поэтому они могут проникать внутрь земной орбиты и при этом пересекать ее.
Более обширную группу составляют астероиды, сближающиеся с Землей (Near-Earth Asteroids = NEA), перигелийные расстояния которых не превышают 1,3 а. е. Кроме подгрупп Атона и Аполлона, к ним относятся астероиды типа Амура (1221 Amor) и Атиры (163693 Atira). Первые движутся вне орбиты Земли, а вторые — внутри нее. Астероиды этих четырех типов — Атона, Аполлона, Амура и Атиры — иногда называют АААА-астероидами. Из их числа выделяют потенциально опасные астероиды (Potentially Hazardous Asteroids = PHA), орбиты которых сближаются с орбитой Земли менее чем на 0,05 а. е. (около 7,5 млн км). В середине 2018 г. было известно 18 433 NEA и 1922 PHA.
Генетической связи между астероидами, входящими в одну группу или подгруппу, обычно нет. Под действием гравитационных возмущений со стороны массивных планет астероиды нередко меняют свои орбиты и поэтому могут переходить из одной группы в другую.
Иное дело — семейства астероидов. В смысле особенностей движения их членов это более однородные коллективы, близкие друг к другу по нескольким орбитальным параметрам. В 1915–1918 гг. японский астроном Кийогуцу Хираяма (1874–1943) впервые выделил 5 семейств астероидов: Флоры, Фемиды, Эос, Корониды и Марии, которые обычно называют семействами Хираямы. Он обнаружил, что члены каждого такого динамического семейства имеют сходные орбитальные элементы — большую полуось, эксцентриситет и наклонение орбиты, — что, вероятно, указывает на их генетическое родство. Возможно, это осколки одного родительского тела, разрушенного столкновением. Сейчас, открыв сотни тысяч новых астероидов, астрономы выделяют среди них 20÷30 густонаселенных семейств и около сотни малонаселенных. Почти 35 % астероидов Главного пояса входят в состав семейств. Общая точка зрения по-прежнему состоит в том, что семейства образовались при разрушении крупных астероидов от столкновений с себе подобными.
Физическая классификация астероидов фактически основывается на оптических свойствах их поверхности. Измеряются альбедо в видимом диапазоне спектра, цвет и спектр инфракрасного излучения. Высоким геометрическим альбедо обладает только Веста (A = 0,42) и ее «родственники» — вероятные осколки. У большинства же астероидов поверхность темная (A = 0,05÷0,2).
Исходная спектральная классификация астероидов была очень простой: в ней выделяли всего три типа — C, S и U.
К типу C (от carbonaceous) относили объекты с очень темной (A = 0,03÷0,10) углеродистой поверхностью. К этой группе принадлежат 75 % всех известных астероидов.
К типу S (от silicaceous) относили объекты с более светлой (A = 0,10÷0,22) силикатной, «каменной» поверхностью. К этой группе принадлежат 17 % астероидов. Среди них небольшую подгруппу составляют астероиды M-типа (от metal), в спектре которых обнаруживаются признаки свободного металла.
К типу U (от unclassified) относили оставшиеся 8 % тел, не поддававшиеся простой классификации.
Ныне, благодаря измерениям в ближнем ИК-диапазоне, спектральная классификация астероидов значительно расширена и детализирована. В ней выделено множество новых и переходных типов и подтипов.
Как оказалось, орбитальные и спектральные характеристики астероидов статистически взаимосвязаны. Во внутренней части Главного пояса астероидов, т. е. ближе к Солнцу, преобладают тела S-типа, а во внешней его части, дальше от Солнца, — тела C-типа. Расчеты небесных механиков показали, что астероиды Главного пояса движутся по устойчивым орбитам, слабо эксцентричным или близким к круговым. Они находятся в «безопасной» зоне, где минимально гравитационное влияние на них больших планет, в первую очередь Юпитера. Поэтому считается, что пространственное разделение астероидов с разным типом поверхности, т. е. состоящих из вещества разного типа, отражает исходное состояние Солнечной системы, фактически структуру протопланетного диска.
Хотя общие закономерности распределения астероидов кажутся понятными, при подробном изучении отдельных малых тел выясняется, что каждое из них уникально и имеет свою собственную, иногда весьма драматическую историю. Например, члены динамических семейств астероидов (Фемиды, Флоры, Гильды, Эос и др.), очевидно имеющие общее происхождение, заметно различаются по оптическим характеристикам, что указывает на какие-то их особенности.
Рис. 7.16. Астероид Веста. Фото сделано зондом «Dawn» (NASA) в 2012 г.
Как это часто бывает в любой области науки, чем детальнее исследуется объект, тем сложнее его классифицировать и отнести к какой-либо уже существующей группе. Например, крупнейший из астероидов — Весту — нельзя считать типичным именно потому, что он был исследован значительно детальнее других, когда на орбите вокруг него в 2011–2012 гг. работал космический зонд «Dawn». Поверхность Весты неоднородна: одно ее полушарие более светлое, а другое — более темное, причем там встречаются участки с аномально низким альбедо. Считается, что более темные области соответствуют базальтовым равнинам типа лунных морей, а более светлые — сильно кратерированным возвышенностям. Веста заметно плотнее близкого к ней по размерам астероида Паллада (соответственно 3,5 и 3,0 г/см3). Расчеты показывают, что вскоре после формирования Весты началась дифференциация ее недр: образовались железо-никелевое ядро и каменная мантия. За счет тепла от распада радиоактивных изотопов ядро и значительная часть мантии Весты расплавились. В последующие эпохи происходило постепенное остывание и кристаллизация пород мантии и коры, что и привело к чрезвычайному разнообразию минералов, составляющих Весту.
В целом фигура Весты вполне шарообразна, если не считать обширной депрессии в районе южного полюса. Именно это не позволяет включить ее в группу планет-карликов. Вероятно, миллиарды лет назад Веста испытала сильный удар в область южного полюса, и оттуда откололась заметная доля массы астероида. На фотографиях видны следы этого удара — складки вдоль экватора Весты. Вероятно, это результат сжатия, вызванного ударом. Многие мелкие астероиды в Главном поясе — это обломки Весты, разлетевшиеся после того грандиозного столкновения; их легко узнать по высокому альбедо. И среди падающих на Землю метеоритов тоже нередко попадаются ее осколки.
Рис. 7.17. Южный полюс Весты. Концентрические кольцеобразные структуры могут быть следствием ударного воздействия или результатом внутренних геологических процессов.
На память об этом столкновении осталась и самая заметная деталь на поверхности Весты — огромный ударный кратер Реясильвия диаметром 500 км в районе южного полюса. Размер кратера почти равен диаметру самого астероида. Любопытно, что позже практически туда же пришелся еще один удар, оставивший после себя кратер диаметром около 400 км. Остается загадкой, как Веста смогла пережить столь чудовищные катаклизмы. Спектральный анализ показывает, что эти удары обнажили несколько слоев коры Весты и частично — ее мантию. Кратер Реясильвия — один из самых глубоких в Солнечной системе. По периметру его окружает вал с высотой стенок от 4 до 12 км, а дно кратера лежит на 13 км глубже соседней поверхности. В центральной части кратера возвышается гора высотой от подножия около 22 км и диаметром 180 км; это одна из высочайших вершин в Солнечной системе.
В XX веке изучение астероидов в основном стимулировалось задачами космогонии: их изучали как строительные блоки, оставшиеся невостребованными после формирования планет. В XXI веке стали актуальны два новых направления: защита Земли от столкновения с астероидами и использование вещества астероидов для строительства и производства в космосе. Первое из этих направлений в основном развивается государственными усилиями (хотя свой вклад вносят и любители астрономии), а второе в немалой степени привлекает частный капитал. В целом изучение астероидов считается сейчас очень важной задачей астрономии и космонавтики.
Кометы
Обычно мы представляем себе кометы этакими хвостатыми светилами. Но хвостатыми они бывают редко и недолго. Комета, коротко говоря, — это просто большая ледяная глыба, которая, двигаясь по вытянутой орбите, вдали от Солнца остается холодной и не испаряется, а когда подлетает к источнику тепла, начинает нагреваться и испаряться. Вокруг твердого ядра кометы возникает обширная временная атмосфера — кома, рассеивающая и переизлучающая солнечный свет, поэтому комета становится видна на ночном небе, нередко даже невооруженным глазом. Но, удаляясь от Солнца, она вновь замерзает и становится практически невидимой.
По мере приближения кометы к Солнцу у нее обычно «вырастает хвост». Причина в том, что выброшенные из ядра кометы атомы, молекулы и пылинки ощущают давление солнечного света, т. е. потока квантов, испущенных Солнцем, а также давление солнечного ветра, т. е. замагниченной плазмы, летящей от Солнца.
Пылинки — это мелкие твердые частицы. Давление на них солнечного света отчасти компенсирует гравитационное притяжение к Солнцу, поэтому кривизна орбит пылинок уменьшается, они начинают удаляться от траектории ядра кометы и отставать от него. За кометой образуется пылевой хвост. А заполняющие кому молекулы газа под действием жесткого солнечного излучения — ультрафиолетового и рентгеновского — распадаются на атомы и теряют электроны: происходит диссоциация и ионизация газа. Заряженные частица газа активно взаимодействуют с потоками солнечного ветра, давление которого благодаря «вмороженному» в него магнитному полю намного превосходит гравитацию Солнца. Поэтому газовый, а по сути плазменный хвост кометы всегда направлен в сторону от Солнца. По мере удаления от головы кометы пылевой и плазменный хвосты разделяются. Поэтому обычно у комет два хвоста: голубоватый плазменный и желтовато-белый пылевой. Но бывают и варианты. К тому же структура каждого из хвостов порою весьма сложна и зависит от порывов солнечного ветра и поведения газовых фонтанов на ядре кометы.
Рис. 7.18. Комета Хейла — Боппа (C/1995 O1) в марте 1997 г.
Так что хвосты комет, помимо того, что они очень красивы, еще и весьма информативны, ибо рассказывают нам, как ядро кометы вращается и что происходит на его поверхности. Это видно по неоднородности пылевого хвоста. В 2007 г. наблюдалась замечательная комета Макнота (C/2006 P1), или Большая комета 2007 года. Особенно хорошо она была видна на южном небе (рис. 7.19). Неоднородность ее хвоста показывала, что ядро вращается и область на нем, активно выбрасывающая газ, то нагревается Солнцем, то остывает.
Хвосты такого типа, как у кометы Макнота, напоминают сильно изогнутый конус, отклоненный назад. Они образованы пылинками разной величины, выброшенными из ядра. В таких хвостах часто наблюдаются полоски — так называемые синхроны. Они возникают при единовременном (синхронном) выбросе из ядра кометы целого облака частиц, которые затем движутся с различным ускорением, поскольку световое давление действует по-разному на пылевые частицы разного размера.
Рис. 7.19. Комета Макнота (C/2006 P1 McNaught), сфотографированная 19 января 2007 г. с горы Сьерро-Паранал (Евопейская южная обсерватория, Чили). В хвосте кометы отчетливо видны синхроны. Фото: ESO.
Внешние слои кометных ядер могут заметно отличаться по своим свойствам от вещества в глубине ядра. Хотя водяной лед составляет значительную долю кометного вещества, наблюдения комет (Галлея, Хартли-2, Чурюмова-Герасименко и др.) показывают, что поверхность ядер очень темная, сухая и богатая нелетучей органикой.
Твердые ядра комет невелики по размеру: диаметры тех, что были изучены космическими зондами с близкого расстояния, составляют от 1 до 10 км. Несмотря на то, что ядро кометы в основном ледяное, его поверхность весьма темная (A ≈ 0,03÷0,05), поэтому с расстояния в несколько астрономических единиц такой объект уже не виден даже в хороший телескоп. Видимость комете придают лишь испаряющиеся с ее поверхности газы и унесенные ими мелкие твердые частицы — пылинки. Хвосты комет достигают видимых размеров во многие миллионы километров, и, хотя они очень прозрачны, рассеянный ими солнечный свет делает комету заметной даже для невооруженного глаза.
Орбиты абсолютного большинства наблюдавшихся комет сильно вытянуты, порой близки к параболическим. Иного и быть не может. На орбите, близкой к круговой, комета вблизи Солнца быстро испарилась бы, а вдали от Солнца не испарялась бы совсем и оставалась невидимой. Поэтому мы наблюдаем только те кометы, которые на короткое время подходят к Солнцу, а затем надолго удаляются от него, сохраняя свое ледяное тело. За всю историю астрономических наблюдений к середине 2018 г. было зарегистрировано немногим более 4000 комет. Текущую статистику можно найти на https://www.minorplanetcenter.net/mpc/summary.
Рис. 7.20. Схема формирования хвостов кометы.
Современные модели «новых» комет представляют ядро как очень рыхлое образование, типа гигантского снежного кома. После многократных прохождений близ Солнца «новая» комета стареет, ее ядро уменьшается за счет потери большей части летучих веществ из поверхностного слоя и покрывается темной коркой из нелетучих соединений, как мартовский сугроб в городе.
Сложная структура кометных хвостов и газовые струи, истекавшие с поверхности наблюдавшихся вблизи кометных ядер, указывают на то, что структура поверхности ядра крайне неоднородна. Вероятно, в поверхностной теплоизолирующей корке имеются дыры, трещины или другие обнажения подкоркового вещества с высоким содержанием летучих соединений, из которых происходит интенсивная сублимация этих веществ, вплоть до истечения мощных газовых струй, способных вызывать реактивное ускорение кометного ядра, заметно меняющее его орбиту.
Рис. 7.21. Кометы, к которым осуществлялись миссии автоматических зондов. Фотографии ядер комет предоставлены РАН, NASA, ESA.
Сильное впечатление оставляют снимки ядра кометы Чурюмова — Герасименко, переданные орбитальным аппаратом «Розетта» Европейского космического агентства. Мы видим (рис. 7.23), как газы с ее поверхности активно уходят в пустоту со скоростью звука и даже быстрее. Скорость полета частиц около 1 км/с — это сверхзвуковая скорость. Видно, что комета неоднородно извергает вещество. Некоторые области ее поверхности активны, а другие спокойны. Вероятно, выбросы газа и пыли происходят там, где солнечное тепло проникает сквозь темную и довольно прочную кору кометы, нагревает лежащие под ней льды и вызывает их испарение (возгонку). Давление повышается, газ прорывается через кору и выбрасывается наружу вместе с пылью.
Рис. 7.22. Ядро кометы Хартли 2 (103P/Hartley) размером 2,2÷0,5 км, имеющее чрезвычайно темную поверхность с альбедо A = 0,028 и форму, напоминающую нечто среднее между кеглей для боулинга и огурцом (фото: космический зонд «Deep Impact», NASA, 4 ноября 2010).
Рис. 7.23. Ядро кометы Чурюмова — Герасименко с потоками испаряющегося вещества. Фото зонда «Розетта» (ESA, NASA), 2014 г.
Массы ядер комет, вероятно, лежат в пределах от нескольких тонн (мини-кометы размером в метры) до 1011–1012 т («айсберги» размером в десятки километров). Измерить массу точно удается лишь в том случае, если космический зонд движется по орбите вокруг ядра, а это до сих пор было лишь однажды — когда зонд «Rosetta» (ESA) в 2014–2016 гг. изучал комету Чурюмова — Герасименко (67P/C-G). При размере ее ядра примерно 5×3 км его масса составила 1010 т, а средняя плотность — 0,53 г/см3. Пролеты зондов вблизи других ядер комет (1P/Halley, 9P/Tempel, 19P/Borrelly, 81P/Wild, 103P/Hartley) также указывают на их низкую плотность: от 0,3 до 0,6 г/см3. Учитывая, что вещество кометы — это грязный лед с плотностью около 1 г/см3, мы приходим к выводу о высокой пористости этого вещества. Примерно половина объема кометного ядра — это пустота. Но что это: мелкие поры или крупные каверны и пещерные лабиринты, — мы пока не знаем.
Какова продолжительность жизни кометы? Это зависит от ее орбиты. Если перигелий орбиты превышает 10÷15 а. е., комета испаряется очень медленно, а если при этом ее орбитальный период составляет сотни тысяч или миллионы лет, то она вообще практически не меняется и служит «вечным холодильником» протопланетного вещества. Но короткопериодические кометы, подлетающие к Солнцу на 1÷3 а. е., эволюционируют очень быстро и, соответственно, живут недолго. Например, комета 103P/Hartley имеет орбитальный период 6,5 года, афелий около 6 а. е. и перигелий около 1 а. е., то есть «живет» между орбитами Юпитера и Земли. При собственной массе около 300 млн тонн при каждом сближении с Солнцем она теряет около 1 млн тонн вещества, следовательно, ей суждено полностью испариться через несколько сотен оборотов, т. е. примерно через тысячу лет.
Рис. 7.24. Ядро кометы Галлея и испаряющееся с него вещество. Фото космического зонда «Джотто», 1986 г.
Еще один пример. Ядро кометы Галлея (1P/Halley) имеет картофелеобразную форму, длину около 15 км и ширину около 8 км. Ее орбитальный период 75,3 года, афелий 35 а. е. и перигелий 0,586 а. е. В момент прохождения перигелия комета каждую секунду теряет около 45 т газообразных соединений и 5÷8 т пыли. Легко подсчитать, что запасов летучего вещества комете Галлея должно хватить на сотню тысяч лет. За это время она может совершить еще около 1300 оборотов вокруг Солнца, а затем полностью «высохнет» и, вероятно, пополнит число вымерших комет. Это бывшие кометные ядра, которые уже не проявляют признаков активности и по наблюдаемым характеристикам ничем не отличаются от астероидов.
В последние десятилетия астрономы много спорили о роли астероидов и комет в обеспечении юной Земли водой и органическими веществами, необходимыми для зарождения и развития жизни. Выяснить, откуда на Земле вода, помогает ее изотопный состав. Среди молекул обычной воды H2O изредка попадаются молекулы тяжелой воды D2O и полутяжелой воды HDO, в которых атом легкого водорода (H) заменен полностью или частично его тяжелым изотопом — дейтерием (D). В химическом смысле это та же вода, поэтому никакие реакции не могут изменить соотношение изотопов D/H, которое у земной воды чуть больше, чем 10–4.
Как показывает анализ изотопного соотношения молекул воды земных океанов, астероидов и комет, скорее всего, вода на Землю была принесена астероидами Главного пояса, а не кометами. Оказалось, что в веществе комет отношение D/H в 2÷3 раза выше, чем в земной воде, зато у астероидов оно почти такое же, как на Земле. Впрочем, не исключено, что именно кометы снабдили нашу планету органическими веществами вплоть до аминокислот — «кирпичиков», из которых состоят белки земных организмов.
Первые намеки на наличие в составе комет глицина — простейшей аминокислоты — были получены в 2006 г., когда на Землю вернулась капсула зонда «Stardust» (NASA) с образцами вещества кометы Wild-2. Но тогда наличие глицина списали на земное загрязнение. Однако «Розетта» обнаружила глицин непосредственно на месте — в коме кометы Чурюмова — Герасименко.
Еще одним важным открытием «Розетты» стал фосфор — элемент, абсолютно необходимый для всех живых организмов Земли. Фосфор входит в состав ДНК, компонентов клеточных мембран, а также аденозинтрифосфата (АТФ) — универсального источника энергии для всех биохимических процессов, протекающих в живых системах. Многочисленные органические молекулы, обнаруженные «Розеттой» в веществе кометы, включая глицин и соединения фосфора, подтверждают идею, что кометы могут быть поставщиками ключевых молекул для предбиотической химии.