Книга: Разведка далеких планет

Плутон и его братья

Плутон и его братья

В главе 4 мы уже познакомились с объектами пояса Койпера и прочими ТНО, с историей их открытия и основными подгруппами (плутино, кьюбивано и др.). Хотя исследования этой далекой области еще только разворачиваются, ясно уже, что объекты там очень разнообразны. Например, диаметры обнаруженных тел лежат в пределах от 2500 км у планеты-карлика Эриды до 1 км у самого маленького из зарегистрированных пока объектов, который был замечен телескопом «Хаббл» в декабре 2009 г. Вообще-то яркость этого малыша оценивается в 35^m, т. е. он в 100 раз тусклее, чем способен увидеть «Хаббл». Как же его заметили? Его выдала тень! Объект на мгновение заслонил собой звезду, устроив для «Хаббла» маленькое звездное затмение. Оно обнаружилось при анализе данных со звездных датчиков телескопа, помогающих ему поддерживать точную ориентацию в пространстве. Оказалось, что и эти чисто технические устройства могут послужить для разведки далеких планет. Правда, чтобы сделать это открытие, астрономам Калифорнийского технологического института пришлось проделать огромную работу: проанализировать многолетние непрерывные записи звездных датчиков, чтобы заметить единственное затмение, длившееся ¹/₃ секунды!

Можно не сомневаться, что с появлением более мощных телескопов за Нептуном будут открыты и более мелкие объекты, а возможно, и более крупные. Кстати, не удивляйтесь, обнаружив в разных публикациях заметно различающиеся данные о размерах «транснептунят»: различить их диски от Земли очень сложно – например, Плутон виден под углом менее ОД?. Поэтому пока их размер оценивают разными методами. К примеру, сразу после открытия Квавара размер его изображения на снимках «Хаббла» оценивался в 0,04?, что давало диаметр этой планетки 1 300 км и делало ее крупнейшим объектом, обнаруженным в Солнечной системе после открытия Плутона. Но затем был использован фотометрический метод, давший существенно иной результат. Суть метода проста: падающий на планету солнечный свет частично отражается от ее поверхности, а частично поглощается и переизлучается в инфракрасном диапазоне.

Рис. 7.6. Слева: наилучшее изображение Квавара, собранное из 16 снимков, полученных в 2002 г. космическим телескопом «Хаббл». Справа: Эрида и ее спутник Дисномия (внизу слева) размером порядка 100 км. Спутник движется вокруг Эриды по круговой орбите радиусом 36400 км с периодом 15,77 сут. Фото: HST NASA

Зная расстояние до объекта и измерив его излучение в широком диапазоне спектра – от видимого до ИК, легко вычислить, сколько солнечных лучей он перехватывает, а значит – каков его размер (предполагается, что собственных источников тепла у маленького тела нет). Используя данные наземных и космических ИК-обсерваторий, включая «Спитцер» (NASA), астрономы оценили диаметр Квавара примерно в 850 км. Даже учет некоторых тонких эффектов позволяет сейчас «натянуть» размер Квавара максимум до 900 км. По этой причине Квавар пока не включают в группу планет-карликов, а считают лишь кандидатом в нее.

Похожая история произошла и с Седной: первоначально ее размер предполагался около 1700 км, а позже был снижен до 1200?1600 км. Еще больше неопределенность у Варуны: за пять лет (2002–2007 гг.) оценка ее диаметра уменьшилась с 1000 до 500 км. Казалось бы, такие различия размеров не очень важны, но дело в том, что у многих крупных ТНО обнаружены спутники, наблюдение за движением которых позволяет очень точно определить массу главного тела. Если же мы ошибаемся при измерении его размера, скажем, на 30 %, то вдвое ошибаемся при вычислении объема, а значит, и средней плотности. А ведь именно средняя плотность характеризует состав и даже внутреннюю структуру твердого тела: 5?6 г/см³ – у тела есть металлическое ядро, 3?4 г/см³ – каменистое тело типа астероида, 1?2 г/см³ – льдистое тело типа ядра кометы. Иногда встречаются тела с плотностью менее 1 г/см³; их структура, по всей видимости, пористая. Пример – спутник Сатурна Гиперион, похожий на губку и имеющий плотность 0,57 г/см³.

Единственная транснептунная планета-карлик, размер которой удалось измерить весьма точно и даже получить грубое изображение поверхности, – это Плутон.

Рис. 7.7. Наиболее четкое изображение Плутона, полученное по снимкам космического телескопа «Хаббл». Пока трудно судить, что представляют собой эти пятна на поверхности. Загадочное яркое пятно в центре, судя по цвету, покрыто замерзшей окисью углерода. Детали поверхности Плутона мы увидим в 2015 г., когда к нему приблизится зонд «New Horizons» (NASA).

В этом существенно помогли прохождения Харона на фоне Плутона, наблюдавшиеся в 1985–1991 гг.: закрывая часть диска планеты, спутник помог просканировать ее и по вариациям яркости и цвета восстановить размер и вид поверхности. Очень ценными оказались и снимки с космического телескопа. Правда, диск Плутона занимает всего несколько пикселей на ПЗС-матрице «Хаббла». Чтобы получить изображение, имеющее более высокое разрешение, нежели размер пикселя, был использован метод субрастрирования (dithering). Для этого получают несколько последовательных изображений, каждый раз сдвигая приемник на известное расстояние, меньшее размера пикселя. Комбинация полученных снимков дает изображение с «субпиксельным» разрешением. Но для его восстановления понадобилось 4 года непрерывной работы 20 компьютеров. Исходные снимки Плутона были сделаны «Хабблом» в 2002–2003 гг., а итоговое изображение впервые опубликовано лишь в 2010 г. (см. рис. 7.7 и с. 10 цветной вкладки).

Только точное измерение размера и массы тела позволяет вычислить его среднюю плотность, узнать характерный состав и решить, можно ли зачислить это тело в группу планет-карликов. Расчеты показывают, что ледяные тела принимают округлую форму при диаметре более 400 км, а льдисто-каменистые тела типа Цереры – при диаметре более 900 км. По этим параметрам в Солнечной системе пока насчитывается 5 карликовых планет (табл. 7.4 и 7.5), но нет сомнения, что их намного больше: за Нептуном, вероятно, обнаружатся сотни льдистых тел размером более 400 км. Уже обсуждается несколько кандидатов в карликовые планеты. Сейчас в списке первоочередников около дюжины объектов размером более 650 км, среди которых Седна, Варуна, Квавар, Иксион (Ixion), Орк (Orcus), Веста, Паллада, Гигия и другие крупные объекты пояса астероидов и ТНО.

Таблица 7.4

Планеты-карлики: параметры орбиты (Q и q — расстояние в афелии и перигелии; i – наклонение орбиты к эклиптике)

Таблица 7.5

Планеты-карлики: физические параметры

Глядя на с. 13 цветной вкладки, вы наверняка удивитесь: как это яйцеобразная Хаумея попала в карликовые планеты? Действительно, ее форма отнюдь не сферическая. По результатам измерения телескопа «Кек», Хаумея – это трехосный эллипсоид с длиной осей 1960х1518х х996 км. Как видим, у этого эллипсоида большая ось вдвое длиннее короткой! Казалось бы, тело такого размера должно было придать себе гидростатическую, а значит, круглую форму. А вот и нет! Мягкое тело в состоянии гидростатического равновесия принимает форму шара только в том случае, если не вращается. А вращение придает такому телу форму эллипсоида, сжатого вдоль оси вращения. Именно эту форму имеют планеты-гиганты и даже Земля. Однако при быстром вращении, когда центробежная сила становится сравнима с гравитационной, форма тела может стать более причудливой: например, эллипсоид может стать трехосным, вытянутым, что и произошло с Хаумеей. Ведь она вращается очень быстро, с периодом чуть менее 4 часов. При средней плотности тела около 3 г/см³ это почти на грани разрыва! Что вынудило Хаумею вращаться так быстро, доподлинно не известно, но есть основания предполагать, что это был мощный удар.

Различие характерных свойств в группе планет-карликов не больше, чем у планет земной группы. Их размеры различаются менее чем в 3 раза, а массы – менее чем в 20 раз (примерно таково различие между Землей и Меркурием). Остальные параметры еще ближе: так, ускорение свободного падения вблизи поверхности карликовых планет составляет 0,3?0,8 м/с², т. е. сила тяжести там приблизительно в 20 раз меньше, чем на Земле. В этом смысле планеты-карлики – просто идеальные объекты для будущих космических экспедиций. Вторая космическая скорость у их поверхности составляет около 1 км/с, что даже меньше, чем на Луне: посадка и взлет там не представляют серьезной проблемы. По этой же причине, вследствие малой скорости убегания, планеты-карлики практически лишены атмосферы: имея температуру поверхности 30?45 К (лишь у Цереры она составляет 167 К), эти планетки не могут удержать легкие газы, а тяжелые газы там замерзают.

Впрочем, некоторые планеты-карлики обладают удивительной способностью замораживать и размораживать свою атмосферу. Это явление уже наблюдалось у Плутона. Вообще-то Солнце там греет слабо. Если бы мы оказались на поверхности Плутона, то не смогли бы различить диск Солнца: при наблюдении невооруженным глазом Солнце казалось бы нам ослепительной звездой, тускло освещающей поверхность планеты. Впрочем, этого освещения было бы достаточно для телевизионной съемки и даже для чтения. Но температура на Плутоне низкая, 33?55 К. Двигаясь по эллиптической орбите, он заметно меняет свое расстояние от Солнца – от 30 до 49 а. е. При этом почти втрое меняется поток солнечного тепла, падающий на его поверхность. Эффект усиливается еще и оттого, что таяние снега, как правило, делает поверхность более темной и поглощающей больше тепла. В результате в течение долгого плутонианского года меняется и температура. Большую часть года температура низкая и летучие вещества лежат на поверхности в виде снега, но в районе перигелия температура возрастает, и они оттаивают. Так было сравнительно недавно: в 1989 г. Плутон проходил перигелий и с 1979 по 1999 гг. был даже ближе к Солнцу, чем Нептун. В этот период значительная часть замерзших газов (в основном метана и азота) перешла с поверхности в атмосферу. В 1988 г. наблюдалось покрытие Плутоном звезды: ее яркость убывала постепенно, в течение нескольких секунд, что несомненно указывало на довольно плотную атмосферу. Ее давление у поверхности оценивается в 0,3 Па, что, конечно, в сотни тысяч раз ниже, чем на Земле.

Рис. 7.8. Орбита Седны, кандидата в планеты-карлики.

Еще заметнее сезонные колебания температуры должны проявляться у Седны, которая подходит к Солнцу на 76 а. е., а затем удаляется на 961 а. е. Это повторяется с периодом около 12 тыс. лет, причем в течение двух столетий пролета через перигелий температура поверхности может подниматься выше 35,6 К, когда в вакууме азот из твердого состояния переходит в газообразное. Такому росту температуры способствует весьма темная красноватая поверхность Седны; своим цветом она напоминает марсианскую, хотя состав имеет существенно иной. Спектр Седны указывает на присутствие водяного, метанового и азотного льда, а значит, в середине лета у Седны может возникать азотная атмосфера. Кроме того, в спектре есть признаки высокой концентрации аморфного углерода и органических веществ – метанола и др.

Узнав о планетах с временными атмосферами, мы, естественно, должны задуматься: а чем же в таком случае отличаются кометы от астероидов? До недавних пор астрономы могли четко указать отличие астероидов от комет. Кометы движутся по вытянутым, произвольно ориентированным орбитам, а с приближением к Солнцу окутываются обширной атмосферой – комой – и отращивают газово-пылевые хвосты, за что и получили прозвище летающих айсбергов. В отличие от них астероиды движутся по орбитам, значительно более близким к окружности и лежащим вблизи основной плоскости Солнечной системы, и состоят из тугоплавких веществ, не испаряющихся даже при сближении с Солнцем. Однако эта простая классификация больше не годится, поскольку обнаружены объекты со свойствами, характерными как для астероидов, так и для комет.

Рис. 7.9. Строение Солнечной системы по современным представлениям. Кометы в облаке Оорта слабо связаны с Солнцем и подвержены гравитационному влиянию окружающих звезд и других массивных объектов. Поэтому они часто покидают Солнечную систему, но эти потери компенсируются кометами из значительно более населенного облака Хилса, иначе называемого поясом Хилса или внутренним облаком Оорта.

Первые два из них были найдены еще в 1996 г. Тогда в Европейской южной обсерватории (ESO) открыли объект Р/1996 N2 (Elst-Pizarro) с кометным хвостом, хотя двигался он по типично астероидной орбите. А почти одновременно найденный американскими астрономами объект 1996 PW хоть и был лишен хвоста, но двигался по очень вытянутой орбите, как комета. А в 1997 г. европейские астрономы добавили к ним третью «комету-астероид», получившую из-за своего хвоста кометное обозначение Р/1997 ТЗ. Открытие состоялось в ходе исследования астероидов-троянцев, сопровождающих Юпитер в его орбитальном движении двумя группами – вблизи точек Лагранжа L₄ и L₅ (см. с. 185–186). Это открытие отлично демонстрирует интернациональный характер работы астрономов.

Детальное изучение района точки L₄ начали Герхард Хан, Стефано Моттола, Магнус Лундстрем и Ури Карсенти из Института планетных исследований (Берлин) и Клаес-Ингвар Лагерквист из Уппсальской обсерватории (Швеция). В ходе «Троянского обзора» на телескопе системы Шмидта ESO Гвидо и Оскаром Пизарро были получены фотографии области вокруг точки L₄ Юпитера, покрывшие 900 квадратных градусов небесной сферы. Изучивший их К.-И. Лагерквист нашел около 400 астероидов, большинство из которых не было известно ранее. К их изучению обратились и другие астрономы. В октябре 1997 г. Андреас Натуес с помощью 60-сантиметрового телескопа обсерватории Ла-Силья (Чили) получил изображение одного из новых астероидов 19^m, на котором У. Карсенти обнаружил у объекта небольшой хвостик. Детально изучив находку с помощью 3,5-метрового Телескопа новой технологии (NTT), астрономы убедились, что это направленный в сторону Солнца пылевой хвост длиной 1,5?, а ядро объекта окутано слабой пылевой комой. Его орбита оказалась умеренно вытянутой (e = 0,36) со средним расстоянием от Солнца 6,67 а. е. и периодом около 17 лет. Следовательно, это был не «троянец», поскольку Юпитер движется вокруг Солнца на расстоянии 5,2 а. е. с периодом 11,86 лет.

Можно было бы отнести этот объект к группе кентавров, но возникло немало вопросов. Например, почему эта странная комета имеет только направленный к Солнцу аномальный хвост, состоящий из крупных пылинок, нечувствительных к давлению солнечных лучей. Где же обычный для комет газовый хвост, повернутый от Солнца? И что представляют собой другие астероиды, движущиеся по вытянутым орбитам: быть может, при рассмотрении в мощные телескопы у них тоже обнаружатся хвостики и кома? До сих пор неясными остаются строение и эволюционный статус «комето-астероидов»: особые ли это тела, или под поверхностью многих астероидов находятся залежи льда, который при сильном нагревании или соударении с другим астероидом имитирует кометное поведение?

Тайна «комето-астероидов» стала приоткрываться только в октябре 2009 г., когда на поверхности астероида 24 Фемида с помощью ИК-телескопа NASA (Мауна-Кеа, о. Гавайи) американские астрономы Эндрю Ривкин, Джошуа Эмери, Умберто Кампинс и их коллеги обнаружили снег, в котором довольно много органического вещества, включая полициклические ароматические углеводороды (ПАУ). Фемида – крупное тело диаметром около 200 км, она движется в диапазоне от 2,7 до 3,5 а. е. от Солнца. Температура ее поверхности – около -114 °C. Учитывая расстояние от Солнца, это довольно высокая температура; она объясняется темной поверхностью Фемиды, которая отражает менее 7 % света, напоминая своей чернотой поверхность Луны или свеженакатанный асфальт. Удивительно, как при таком поглощении тепла Фемида смогла сохранить на поверхности водяной лед. Однако наблюдения показывают, что слой замерзшей воды покрывает всю поверхность астероида. Толщина этого слоя неизвестна. Он может испаряться и постоянно подпитываться из недр; тогда запасы воды велики. Но, возможно, обнаруженная вода «синтезируется» в тонком поверхностном слое из бомбардирующих его протонов солнечного ветра и атомов кислорода, входящих в состав окислов грунта. Авторы открытия считают, что льда на астероиде много и что он не единственный такой. Льдистым астероидам уже придумали название – кометы Главного пояса (main-belt comets, MBCs). Возможно, члены именно этого семейства занесли когда-то на Землю воду и органику. Нужны новые наблюдения и новые открытия.

Это относится и к планетам-карликам. Их исследования продвигаются медленно, поскольку требуются гигантские телескопы с фантастическим качеством изображений. Новое поколение телескопов диаметром 20?50 м сможет разрешить многие проблемы, над которыми бьются сейчас астрономы. Внешняя граница пояса Койпера располагается на расстоянии около 50 а. е., где существует орбитальный резонанс 2:1 с Нептуном; далее число объектов резко уменьшается, в основном там присутствуют члены рассеянного диска, имеющие вытянутые и сильно наклоненные орбиты.

Объекты за Нептуном пока трудно отнести к какому-либо классу – к каменистым астероидам или к ледяным ядрам комет. Новооткрытые тела в большинстве своем имеют темную красноватую поверхность, что указывает на ее древний состав и возможное присутствие органических соединений. С помощью гигантских телескопов можно будет детально изучить спектры этих тел, выяснить их состав и, может быть, даже получить четкие изображения поверхности. К наиболее интересным из них нужно будет отправлять зонды.

Однако пояс Койпера, рассеянный диск и группа обособленных объектов с большими перигелиями (detached objects) – это еще не последние рубежи Солнечной системы. Далеко за ними на основе изучения комет предполагается существование объектов облака Хилса (Hills cloud objects) и еще более далеких объектов облака Оорта (Oort cloud objects), о которых почти ничего не известно. Так что для разведчиков далеких планет еще осталось много белых пятен даже в пределах нашей родной Солнечной системы.