ЭСБЕ/Астероиды

Астероиды, планетоиды, малые планеты — суть тела, обращающиеся около солнца, подобно большим планетам, и находящиеся в промежутке между Марсом и Юпитером. Открытие А. представляет чрезвычайно любопытный факт в истории астрономии, так как существование этих тел было предугадано раньше их открытия на основании некоторой правильности в распределении планет в солнечной системе, указанной Тициусом, и разработанной Боде. Если написать ряд чисел 0, 3, 6, 12, 24, 48, 96 и прибавить к каждому из этих чисел (составляющих, начиная от второго, геометрическую прогрессию с знаменателем 2) по 4, то получим новый ряд чисел 4, 7, 10, 16, 28, 52, 100, который достаточно близко выражает последовательно расстояния всех планет от солнца, а именно:

Между Марсом и Юпитером оказывается промежуток, в котором и можно было предполагать существование еще не открытой планеты. Впервые о существовании планеты между Марсом и Юпитером говорил, по-видимому, Кеплер, не указывая, однако, причин такого предположения. Затем о большом промежутке между Марсом и Юпитером мы находим несколько замечаний у Ламберта в его «Космологических письмах об устройстве вселенной» (1761 г.) и, наконец, вполне определенно указан данный выше ряд и предсказано открытие новой планеты Тициусом (проф. в Виттенберге) в примечании к немецкому изданию «Betrachtungen der Natur». Тициус говорит: «Обратите внимание на расстояние планет одной от другой, заметьте, что они отдалены одна от другой почти в пропорции их величины. Дайте расстоянию от солнца до Сатурна 100 частей, тогда Меркурий отстоит от солнца на 4 такие части, Венера 4 + 3 = 7, Земля 4 + 6 = 10, Марс 4 + 12 = 16. Но смотрите от Марса до Юпитера — происходит уклонение от этой точной прогрессии. От Марса следует пространство, равное 4 + 24 = 28 таких частей, а на этом расстоянии нет ни планеты, ни спутника. Неужели Зиждитель мира оставил бы это место пустым? Никогда! Будем уверены, что это пространство принадлежит какому-нибудь не открытому еще спутнику Марса, или допустим, что, может быть, Юпитер имеет еще несколько спутников, которые еще до сих пор не видны ни в одно стекло. За этим нам неизвестным пространством начинается сфера действия Юпитера, на расстоянии 4 + 48 = 52, и Сатурна, на расстоянии 44 + 96 = 100. Какое поразительное соотношение!». Замечание Тициуса было помещено в книге Боде, «Anleitung zur Kenntniss des gestirnten Himmels», и хотя автор указывает здесь на первого изобретателя этого соотношения, все же ряд Тициуса стал более известен под именем «закона Боде». Правда, закон этот далеко не точен. Во-первых, он не состоит из простой геометрической прогрессии, так как первое число ряда Тициуса не равно половине второго. До́лжно бы для сохранения единства ряда писать в начале его не 0, a 1½. Но тогда для расстояния Меркурия получилось бы совершенно не точное значение. Далее, после открытия новых планет Урана и Нептуна оказалось, что закон Боде применяется только к первому. В самом деле, продолжая начатую прогрессию дальше, мы получили бы для расстояния Урана и Нептуна величины 196 и 388 вместо 191,2 и 300,6. Последнее число уже весьма далеко от требуемого законом Боде. Таким образом, в настоящее время ряд Тициуса можно рассматривать только как мнемоническое правило для удобного запоминания приблизительных размеров солнечной системы, причем за единицу в этом ряде можно считать с достаточною точностью 2 миллиона немецких миль. В Берлинском астрономическом календаре на 1790 г. Вурм несколько усовершенствовал правило Боде, взяв вместо чисел 3 и 4 числа 293 и 387, что дает следующие величины для расстояния отдельных планет от Солнца в километрах, если принять расстояние Меркурия равным 57,5 мил. кил. Для сравнения рядом с вычисленными величинами даны истинные расстояния планет.

Открытие Урана Гершелем в 1781 г. подтверждало, по-видимому, правильность ряда Боде, так что под руководством Цаха и Шретера в 1800 г. образовалось общество для систематического обозрения неба с целью нахождения предполагаемой планеты. Для этого должно было наблюдать внимательно эклиптикальные звезды, среди которых можно было надеяться открыть новую планету. Предполагалось изготовить 24 эклиптикальные карты, специально для этой цели. Ожидания скоро оправдались, хотя открытие было сделано не одним из членов нового общества, а итальянским астрономом Пиацци в Палермо, который нашел 1-го января 1801 г. малую планету, названную им Церерой. Она оказалась именно в промежутке между Марсом и Юпитером, как то показал Гаусс, который определил орбиту новооткрытой планеты по способу, опубликованному им впоследствии в существенно видоизмененной форме в классическом сочинении — «Theoria motus corporum coelestium». После того, как Церера скрылась в лучах Солнца и наблюдение ее стало уже невозможным, дальнейшее движение ее в пространстве могло быть прослежено только теоретически, посредством вычисления орбиты ее. Гаусс решил эту новую задачу теоретической астрономии, и Церера была найдена без малого через год после ее исчезновения, в месте, указанном Гауссом. Расстояние ее от Солнца весьма близко соответствовало тому, которое требовалось формулою Тициуса, а именно оно было 27,7 (вм. 28). Помимо своей малой величины во время открытия, яркость Цереры была равна яркости звезды 6-ой величины, что при небольшом расстоянии ее от Земли указывало на весьма малую величину (этой планеты); новая планета представляла еще ту особенность, что орбита ее оказалась наклонною к эклиптике под весьма большим углом 10°, значительно превосходящим угол наклонения даже орбиты Меркурия. Но эти ненормальные свойства планеты и ее орбиты вскоре оказались только первыми указаниями на еще более неожиданные открытия. Бременский астроном Ольберс долгое время искал Цереру перед вторичным появлением ее. При этом однажды он заметил звезду, которая раньше не была им наблюдаема, и двух часов наблюдения было достаточно, чтобы убедиться, что эта звезда перемещается почти так же, как перемещалась Церера, которую Ольберс наблюдал раньше почти в том же самом месте. Это была новая малая планета, названная Палладой (1802 г.). Орбита ее была еще более ненормальна, чем орбита Цереры. Наклонность орбиты к эклиптике = 34°39′, эксцентриситет 0,248; и то и другое больше, чем во всех известных дотоле планетах. Уже в гелиоцентрическом положении ее возможны, следовательно, разности в 69° в широте, а для геоцентрического положения разность в широте может достигать 84°, так что видимое положение Паллады на небе бывает иногда далеко за пределами зодиака, внутри которого наибольшие отклонения всех прежде известных больших планет занимали пояс всего в 18° шир. Расстояние Паллады от Солнца почти совпадает с расст. от Солнца Цереры (27,7 в единицах полуоси земн. орбиты).

Существование двух малых планет в столь близком друг от друга расстоянии, с столь необыкновенными орбитами, привело Ольберса к мысли, что эти А., как их назвал Гершель, суть обломки одной большой планеты, замещавшей некогда пробел в ряде Тициуса и разорвавшейся вследствие каких-нибудь вулканических или иных причин. В таком случае можно было надеяться найти еще несколько обломков и притом известно было даже, где вероятнее всего их можно встретить. В самом деле, из весьма элементарных соображений можно усмотреть, что если какая-нибудь планета разорвется вследствие действия каких-нибудь внутренних сил, то осколки ее, разбросанные в разные стороны, хотя и будут описывать около Солнца орбиты, отличные одна от другой, но будут возвращаться после каждого оборота около Солнца в то же место, из которого они разошлись. Таким образом, все орбиты отдельных А. будут пересекаться в одной и той же точке пространства, и в этой точке и следует искать дальнейших обломков. Предсказание Ольберса в этом смысле увенчалось полным успехом. В 1804 года Гардинг в Лилиентале, в 1807 г. сам Ольберс в Бремене открыли два новых А., названных соответственно — Юнона и Веста.

Прошло почти сорок лет, прежде чем к этим четырем первым А. присоединились новые планетки. Только в 1845 г. Генке после 15-летних поисков нашел новую малую планету, названную Астрея, а в 1847 г. он же открыл еще одну малую планету Гебе, а затем стали быстро следовать одно за другим открытия А., число которых возросло почти до 300 в настоящее время, и по ходу открытий можно думать, что все количество их еще далеко не исчерпано. Открытия Генке и других наблюдателей в середине настоящего столетия в значительной степени обусловлены появлением берлинских акад. звездных карт, а впоследствии эклиптикальных карт Гайнда и Шакорнака, которые позволяли посредством сравнения светил, видимых в данный момент в каком-нибудь участке неба, с фундаментальными картами, легко замечать присутствие посторонних светил среди неподвижных звезд. Карты Берлинской академии давали полное обозрение всех звезд до 9-й величины в экваториальном поясе в 30° ширины; последние вышеупомянутые карты обнимают только узкий пояс около эклиптики, но заключают зато звезды до 11-ой и 12-ой величины.

В следующей табличке дано число открытий А. по пятилетиям:

Число открытий А. в последнее время зависело почти исключительно от деятельности двух астрономов: Пализа в Вене и недавно + в Клинтоне Петерса. В пятилетие 1875—1879, наиболее богатое открытиями малых планет, из 71 А. первый открыл их 20, второй также 20. За все время своей деятельности, т. е. с 1874 г. до настоящего времени (апрель 1890), Пализа один открыл 70 А. (В приложении помещен полный список всех А., открытых до 1889 г., с указанием степени яркости и расстояния от Солнца с элементами их орбит). После открытия первых А. им дали особые обозначения, подобные тем, которые употребляются для больших планет. Обозначения эти иногда употребляются и в настоящее время для первых четырех А., открытых до 1845 г.; знаки же, придуманные для позднейших А., — Астреи, Гебе, Ирис, Флоры, Метис, Гигиеи, Партенопы, Виктории, Эгерии, Ирены, Эвномии, Психе, Тетис, Прозерпины, Беллоны, Амфитриты, Левкотеи, Фидес — совершенно не употребляются, и А. перестали означаться особыми символами с тех пор, как число открытий их стало быстро возрастать. Даже собственные имена, которыми продолжают еще наделять малые планеты, выясняются более простым обозначением их числом, показывающим порядок открытия планеты. Таким образом, напр., Церера означается (1), Паллада (2), Юнона (3), Веста (4) и т. д., как показано в списке А. Все астероиды отличаются от больших планет главным образом своею величиною. Первые А. были еще сравнительно наибольшими членами обширной группы этих тел. Церера при среднем расстоянии ее от Солнца имеет в оппозиции яркость, равную яркости звезды 7,4 величины, Паллада — 8,0, Юнона — 8,7, Веста даже — 6,5, но дальнейшие А. уже гораздо меньше. Яркость открываемых А. уменьшается по мере возрастания их номера. Можно думать, что уже все наибольшие А. в настоящее время известны, и дальнейшие открытия раскрывают нам все более мелких членов группы А. До 1861 г. еще попадались А., яркость которых равнялась яркости звезд 9-й величины, но с тех пор открываемые планетки имеют яркость звезд 10-й, 11-й и т. д., даже 13-й величины в оппозиции. Малая яркость соответствует малым линейным размерам. Некоторые астрономы пытались измерить непосредственно диаметр наибольших А., но попытки их не дали пока достаточно достоверных результатов. Линейные размеры А. могут быть о��ределены приблизительно из предположения, что альбедо их одинаково с альбедо больших планет, и тогда размеры планеты получаются из ее яркости простым вычислением. Наибольший из А., Веста, имеет по такому расчету диаметр около 400 км, наименьшие из них — менее десятка км. Малость А. не дала возможности до сих пор определить время обращения около оси ни одного из них, так как изменения яркости, которые были замечены на некоторых, напр. (49), (77), еще недостаточно доказаны и выведенные из них периоды вращения этих А. еще поэтому недостоверны. Точно так же еще не могли быть определены положение осей вращения А., или свойства их поверхности, хотя Гершель и предполагал, что около многих А. можно видеть густые атмосферы.

Рассматривая элементы орбиты малых планет, мы находим в них некоторые особенности, на которые уже отчасти было указано вначале. Эксцентриситет орбит их, наклонность к эклиптике многих из этих орбит превышают во много раз эксцентриситет и наклонность орбит всех больших планет, вместе взятых. Планетка 132 заходит в перигелии по сю сторону орбиты Марса, а в афелии она удалена от солнца дальше наиболее удаленной планетки Гильды. Совокупность орбит всех планеток занимает пояс, ширина которого втрое больше расстояния Земли от Солнца. Все орбиты так переплетены между собою, что если бы мы изобразили их материальными кольцами, то, подняв одно из этих колец, мы бы подняли вместе с ним и все остальные. Распределение орбит А. не представляет никаких особенностей. Попытки указать на некоторые сгущения узлов или перигелиев их орбит в определенных направлениях не привели ни к какому результату. Можно утверждать, что распределение узлов и перигелиев — случайное. Напротив, в распределении расстоянии А. замечается влияние притягательного действия Юпитера, а именно, как показал американский астроном Кирквуд, если расположить малые планеты в ряд по величине их расстояния от Солнца, то окажется, что в этих расстояниях будут большие пустые промежутки, напр. в расстоянии 3,28 имеется весьма заметный промежуток, точно так же около расстояния 2,96 или 2,50 и т. п. Это объясняется тем, что если бы в этих расстояниях и находились прежде А., то они не могли бы остаться в таком положении. Время обращения их было бы при таких расстояниях в простом кратном отношении с временем обращения Юпитера, и потому возмущающее действие этой планеты постепенно накоплялось бы и должно бы было в конце концов после достаточного числа обращений вывести планету из такого ее положения. Расстояние, соответствующее времени обращения, вдвое меньшему времени обращения Юпитера, есть именно 3,28, на расстоянии 2,96 планетка имела бы время обращения, равное ³/₇ года Юпитера, в расстоянии 2,50 — ¹/₃ этого периода и т. п. Что касается масс А. в отдельности или массы всей совокупности их, то об этом пока можно высказать только гадательные предположения. Не зная достоверно ни диаметров, ни плотностей их, мы не можем, конечно, определить и их масс, однако приблизительная оценка размеров А. дает все-таки некоторое представление об их массе. Совокупность всех известных до сих пор А. не составила бы шара диаметром более 650 км, и если будет открыто еще 1000 планеток, яркость которых в среднем будет не больше яркости тех из них, которые открыты после 1850 г., то совокупность всех этих тел не составит вместе шара более 800 км в диаметре. Масса такого тела не может быть очень велика. Из теории движения больших планет, а в особенности Марса, в котором до сих пор не замечено никаких изменений под влиянием притяжения А., можно заключить, что во всяком случае совокупность их масс не может составить массу, сравнимую по величине с массою какой-нибудь большой планеты, хотя нельзя высказаться об этом более определенно. Постоянное возрастание числа находимых планет составляет, по мнению многих астрономов, бесполезное нагромождение фактов, и излишнюю работу для тел астрономов, которые вычисляют их орбиты и эфемериды. С настоящего года берлинский астрономический календарь, ведавший, главным образом, вычисление планетных орбит, отказался от этой работы, и вследствие этого весьма возможно, что дальнейшие планетки, как и многие из уже известных, постепенно затеряются, как уже раз терялись и прежде найденные А.

Астероиды. — За последние годы открытия новых А. не только не прекратились, но даже возросли в числе. К 1 января 1905 г. известно всего 548 малых планет. О наиболее замечательной из них № 433 Эрос см. статью этого наименования. По годам открытия распределяются так (начало см. том III): 1888 — 10; 1889 — 6; 1890 — 15; 1891 — 21; 1892 — 28; 1893 — 27; 1894 — 20; 1895 — 11; 1896 — 16; 1897 — 7; 1898 — 9; 1899 — 11; 1900 — 11; 1901 — 17; 1902 — 19; 1903 — 22; 1904 — 27 (названия, яркость и расстояния от Солнца см. приложение). Теперь А. открываются исключительно фотографией (см. статью Фотография неба). Первая малая планета, найденная этим путем, была № 323 Brucia, открытая на фотогр. пластинке Максом Вольфом 20 декабря 1891 г. (см. также статью Эрос). Последующие открытия почти все сделаны М. Вольфом, Шарлуа, Швассманом, Карнера, Дуганом. Весьма трудно следить за всеми А.; многие из них тотчас после первого наблюдения терялись, некоторые из них открывали по несколько раз; поэтому теперь каждой вновь замеченной малой планете дают номер и окончательно заносят в список, лишь когда накопится достаточно наблюдений, чтобы надежно вычислить орбиту, и когда вполне выяснится, что планета не совпадает ни с одной из прежде известных. Предварительно же планеты получают буквенное обозначение (напр. 1892 S или 1903 LN и т. д.). Приведенные выше числа открытий касаются лишь окончательно установленных. Первоначальное вычисление орбит сосредоточено главным образом в Потсдаме, в руках Бербериха. Небесная механика (см. статью Физическая астрономия) ныне вырабатывает приемы для приближенного вычисления изменений орбит А. за большие промежутки времени, что необходимо, чтобы не потерять на будущее время из виду раз открытые А. Несмотря на все старания, многие из них все-таки «потеряны» вновь. Барнард при помощи 40-дюйм. рефрактора Иеркской обсерватории впервые надежно измерил диаметр четырех самых ярких А. Он получил для Цереры 780 км, Паллады — 490, Весты — 390, Юноны — 200 км. Фотометрические наблюдения (особенно Мюллера в Потсдаме) указали, что некоторые малые планеты (как Vesta, Iris, Amphitrite) сходны по условиям поверхности с Марсом, другие (как Pallas, Ceres, Irene) — с Луной. Замечены также для некоторых малых планет (напр. Tercidina) периодические изменения блеска, что указывает на вращение их. См. также статью Эрос.

В небесной механике доказывается, что действие какой-нибудь планеты на другие не изменилось бы, если бы планета рассыпалась на части так, чтобы вся ее орбита была занята обломками бывшей планеты, распределенными притом так, чтобы в каждом данном месте масса получившегося кольца была пропорциональна времени, в течение которого бывшая планета описывала эту часть кольца. Наоборот, если существует такое кольцо планеток, то для того, чтобы исследовать действие его на другие тела солнечной системы, можно заменить кольцо многих планеток одною среднею планетою, масса которой равна сумме масс всех планеток, а орбита может быть вычислена из орбит отдельных членов группы. С этой точки зрения датская академия наук предложила разработать данные о кольце астероидов, и в работе А. Сведструпа, получившем премию за исследование на предложенную тему, мы находим следующие элементы воображаемой «средней планеты» для эпохи 1880. 0.

1. ↑ Кроме того, в 1902 г. открыты № 493—499, в 1903 г. № 500—520 и в 1904 г. № 521—548.