§ 3. Обзор солнечной системы

Солнечная система представляет собой группу не­бесных тел, весьма различных по своим размерам и физическому строению. В эту группу входят: Солнце, 9 больших планет, десятки спутников планет, тысячи малых планет (астероидов), сотни комет и бесчисленное множество метеорных тел, движущихся как роями, так и в виде отдельных частиц. В настоящее время (1979 г.) нам известны 34 спутника и 2000 астероидов.

Все эти тела объединены в одну систему благодаря силе притяжения центрального тела — Солнца. В Солн­це сосредоточено 99,87% общей массы всех тел Солнеч­ной системы, и все остальные тела — планеты с их

Тело	Масса
	Земля=1	в граммах
Солнце	3,3х105	2х1033
Юпитер	318	1,9х1030
Земля	1	6х1027
Луна	1,2х10-2	7,2х1025
Церера	2,0х10-4	1,2х1024
Эрот	4,5х10-10	2,7х1018
Адонис	3,3х10-13	2х1015
Аризонский метеорит		1011
Метеорит Каали		2х109
Метеорит Богуславка		2,6х105
Метеорит Бородино		3,2х102
Метеор 1-й величины		10-1
Метеор 6-й величины*)		10-3

*) Вообще говоря , блеск метеоров зависит не только от массы

метеорных тел, влетающих в нашу атмосферу и производящих явление метеоров, но и от их скорости. В данном случае имеется в виду масса метеорных тел в пред­положении, что скорость полета равна 55 км/сек.

24

спутниками, астероиды, кометы и метеоры — обраща­ются вокруг него.

Если сопоставить различные тела Солнечной си­стемы, выбрав за основной признак их массу, то полу­чится как бы непрерывная последовательность, что хорошо видно из табл. 1.

Заметим, что данные о массе астероидов, а также ме­теоритов Аризонского и Каали носят только предполо­жительный характер.

Таким образом, в Солнечной системе наблюдается огромный диапазон масс, особенно если учесть наличие в межпланетном пространстве космической пыли. Раз­личие в массах между Солнцем и какой-нибудь пылинкой

Диаметр

Масса

Рис. 5. Шкала масс небесных тел.

в тысячную долю миллиграмма будет составлять около 40 порядков, иначе говоря, отношение их масс будет выражаться числом с 40 нулями.

Планеты на этой «шкале масс» (которую можно упо­добить шкале длин волн) занимают область, охватываю­щую 15 порядков,— от крупнейшей планеты Юпитер до самого малого из известных нам астероидов — Адо­ниса (рис. 5).

При ознакомлении с планетами бросается в глаза резкое разделение их на три группы как по массе и другим физическим признакам, так и по расстояниям от Солнца. Эти группы: планеты-гиганты, или планеты типа Юпитера, планеты типа Земли и астероиды (ма­лые планеты).

25

К группе планет-гигантов принадлежат Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун. Эти планеты, обращающиеся на значительных расстояниях от Солнца, имеют боль­шие массы, малые плотности и быстрое вращение во­круг оси. Даже наименьшая планета из этой группы, Уран, по массе почти в пять раз превосходит все планеты «земной» группы, спутники и астероиды, вместе взятые. Наибольшая же планета, Юпитер, превосходит общую массу всех планет Солнечной системы, включая и своих ^собратьев» по группе, в два с лишним раза. Средняя плотность этих планет близка к плотности воды, а периоды вращения составляют 10—15 часов. Такое бы­строе вращение порождает значительную центробежную силу в экваториальных областях этих планет (где ли­нейная скорость вращения наибольшая), что приводит к образованию у них экваториального «горба» и к зна­чительному сжатию этих планет у полюсов, как видно из таблицы в Приложении 2.

Планеты «земной» группы, наоборот, имеют при срав­нительно небольшой массе высокую среднюю плотность (3,8—5,5 г/см³) и значительно большие периоды вращения: от 24 часов до 243 суток. Особое место занимает Плутон, по своим физическим свойствам, по-видимому, близкий к планетам «земной» группы, но находящийся от Солнца на очень большом расстоянии.

Третью группу составляют астероиды. Хотя их в настоящее время известно свыше 2000, общее число этих планет должно составлять несколько десятков тысяч. Несмотря на такое большое количество, общая масса астероидов по подсчетам акад. В. Г. Фесенкова и проф. С. В. Орлова не превосходит 0,001 массы Земли.

Большинство известных нам астероидов обращается между орбитами Марса и Юпитера, но целый ряд их, имея сильно вытянутые эллиптические орбиты, заходит внутрь орбиты Марса (Эрот, Амур) и даже Земли и Ве­неры (Аполлон, Адонис), а некоторые, наоборот, вы­ходят за пределы орбиты Юпитера (Гидальго). В 1949 г. был открыт астероид Икар, который в перигелии захо­дит внутрь орбиты Меркурия (!), приближаясь к Солнцу на 28 млн. км.

1 ноября 1977 г. астроном обсерватории Хейла в США (ранее известных как Маунт Вилсон и Маунт Па-ломар) Чарльз Коуэл открыл астероид с очень медлен-

26

ным видимым движением. Вычисления его орбиты пока­зали, что она лежит между орбитами Сатурна и Урана, лишь на небольшом участке заходя внутрь орбиты Са­турна. Альбедо и точные размеры этого астероида, на­званного Хироном, неизвестны; его диаметр заключен в пределах от 160 до 640 км. Не исключено, что в этой части Солнечной системы движется не только Хирон, но и другие астероиды.

Спутники планет по массе и размерам образуют как бы «переходную группу» между планетами земной груп­пы и астероидами.

Для Солнечной системы характерен ряд закономер­ностей. Орбиты больших планет имеют почти круговую форму и лежат почти в одной плоскости (некоторое от­клонение имеется у Плутона и Меркурия), все планеты вращаются в одном направлении, совпадающем с направлением вращения Солнца и почти всех планет (исключения — Венера и Уран). Наконец, распреде­ление расстояний планет от Солнца также, по-видимому, следует определенной закономерности. Это было под­мечено еще в конце XVIII в., когда Тициусом и Боде был предложен эмпирический «закон» планетных рас­стояний, выражаемый формулой

Rn =0,4+0,15x2^n-1 (1)

где n – порядковый номер планеты, а Rn – ее расстояние от Солнца в астрономических единицах.

В 1946 г. акад. О. Ю. Шмидт вывел иную формулу планетных расстояний, имеющую вид

(корень из)Rn =a+b(n-1) (2)

причем постоянные а и b для обеих групп больших планет различны, и номер планеты п считается для каждой группы отдельно.

В 1951 г. акад. В. Г. Фесенков предложил новую формулу для планетных расстояний, согласно которой расстояние каждой планеты от Солнца выражается так:

Rn = R_n-1 [1+Kc(Mn/Mc)^1/3 (2)

где Мп — масса планеты, Mc — масса Солнца, Кc — постоянная. Зависимость В. Г. Фесенкова хорошо представляет не только расстояния всех планет Солнеч-

27

Таблица 2

	Расстояние от Солнца
	по формуле
Планета	Тициуса — Боде	Шмидта	Фесенкова	наблюденное
Меркурий Венера Земля	0,55 0,70 1,00	0,39 0,67 1,04	0,43 0,64 0,98	0,39 0,72 1,00
Марс	1,60	1,49	1,55	1,52
Церера Юпитер Сатурн Уран Нептун Плутон	2,80 5,20 10,00 19,60 38,80 77,20	5,20 10,76 18,32 27,88 39,44	2,65 5,20 11,00 19,60 29,0 40,0	2,77 5,20 9,54 19,19 30,07 39,52

ной системы, включая астероиды, по применима и к системам спутников Юпитера, Сатурна и Урана.

В таблице 2 мы даем сопоставление планетных рас­стояний, полученных из наблюдений и на основании трех приведенных выше формул.

Все описанные закономерности имеют большое зна­чение для решения вопроса о происхождении планет Солнечной системы.

Заканчивая общий обзор Солнечной системы, не­обходимо отметить еще одно очень важное обстоятель­ство. Наша Солнечная система является системой устой­чивой, по крайней мере в течение нескольких сотен мил­лионов лет. Это означает, что формы, размеры и взаим­ная ориентировка орбит тел, ее составляющих, не могут значительно измениться с течением времени, претерпе­вая лишь периодические колебания около своих сред­них значений. Такой вывод был получен Ж. Лагран-жем, а затем П. Лапласом на основании рассмотрения вопроса о возможных изменениях планетных орбит под влиянием взаимных возмущений планет. Конечно, глав­ная причина устойчивости Солнечной системы заключа­ется в том, что 99,87% всей ее массы сосредоточено в Солнце.

Но Солнце — лишь одна из бесчисленных звезд, поэтому представляет интерес сравнить размеры и мас-

28

сы планет и звезд, чтобы яснее представить себе место планет во Вселенной среди других небесных тел.

Массы звезд составляют от 50—60 масс Солнца у сверхгигантов до 0,08 у некоторых карликов. Таким образом, на нашей «шкале масс» (см. рис. 5) звезды за­нимают крайнюю правую область, не перекрывающуюся с областью, занятой планетами. Наименее массивная из звезд все же в 80 раз превосходит по массе крупней­шую из известных нам планет — Юпитер.

Что говорят нам наблюдательные данные о сущест­вовании планет у других звезд?

Наличие у звезд темных спутников известно давно из наблюдений затменных переменных звезд. Однако определение размеров и масс этих спутников показы­вает, что это звезды, излучающие слабее, чем главная звезда; их массы того же порядка, что и у ярких звезд.

Только в 1938 г. шведский астроном Э. Хольмберг, изучив движение ряда ближайших к нам звезд, устано­вил существование у них невидимых спутников срав­нительно небольшой массы, лишь в 10—15 раз превы­шающей массу Юпитера.

В числе этих звезд — Проксима Центавра, 70 Зме­еносца, 61 Лебедя и др.

В дальнейшем эти звезды были подвергнуты более тщательному изучению. Подробное исследование звез­ды 61 Лебедя было произведено А. И. Дейчем на Пулковской обсерватории. Большие ряды наблюдений звезды Лаланд 21185, «летящей» звезды Барнарда, 61 Лебедя и некоторых других были получены на обсер­ватории Спроул (США) под руководством П. ван де Камла. Результаты упомянутых работ не только под­твердили существование планетоподобных спутников у этих звезд, но и дали более точные значения их масс и элементов орбит.

Таким образом, мы уже можем с определенностью сказать, что наша Солнечная система не одинока. Не приходится сомневаться в том, что дальнейшие иссле­дования дадут новые доказательства существования планетных систем в нашей Галактике

Г Л А В А II