Câți sateliți naturali are Mercur? Lunii lui Mercur: reale sau ipotetice? Mercur are o lună? Istoricul căutărilor presupuse obiecte
Orbita planetei ar fi trebuit să fie aproximativ între 5,3 și 7,3 grade, longitudinea nodului ascendent a fost de aproximativ 183 de grade, excentricitatea orbitală a planetei a fost „enorme”, iar timpul necesar planetei pentru a traversa discul solar a fost de 4 ore și 30. minute. Le Verrier a studiat aceste observații și a calculat orbita planetei: perioada de revoluție a fost de 19 zile și 7 ore, distanța medie de la Soare a fost de 0,1427 UA, înclinația a fost de 12°10”, nodul ascendent a fost de 12°59”. Diametrul era mult mai mic decât cel al lui Mercur și masa era de aproximativ 1/17 din masa sa. Acest corp era prea mic pentru a explica deviația orbitei lui Mercur, dar poate că este cel mai mare dintre asteroizii din centura de asteroizi intra-Mercurian? Le Verrier s-a îndrăgostit de această planetă și i-a dat numele Vulcan.
În 1860 a avut loc o eclipsă totală de soare. Le Verrier i-a mobilizat pe toți francezii și pe alți astronomi pentru a-l căuta pe Vulcan, dar nimeni nu l-a găsit. Acum, „punctele de soare” suspecte ale lui Wolf au fost reaprinse în interesul lui Le Verrier, dar abia cu puțin timp înainte de moartea sa, în 1877, au fost publicate niște „dovezi” mai detaliate. La 4 aprilie 1875, astronomul german H. Weber a văzut o pată rotundă pe Soare. Conform orbitei calculate de Le Verrier, planeta ar fi trebuit să traverseze discul Soarelui pe 3 aprilie a acestui an, iar Wolf a observat că planeta sa cu o perioadă de 38 de zile ar fi trebuit să traverseze Soarele cam în același timp. Acest „punct rotund” a fost fotografiat și în Greenwich și Madrid.
A existat o altă perioadă interesantă după eclipsa totală de Soare din 29 iulie 1878, când doi observatori au susținut că au văzut un mic disc luminos lângă Soare, care nu putea fi decât o mică planetă în interiorul orbitei lui Mercur: J.C. Watson (Profesor de Astronomie). , Universitatea Michigan) credea că a descoperit DOUĂ planete în interiorul orbitei lui Mercur! Lewis Swift (care a descoperit cometa Swift-Tuttle, care s-a întors în 1992) a văzut și „steaua” și a stabilit că este Vulcan, dar se afla într-un alt loc decât cele două planete „intra-mercuriene” ale lui Watson. În plus, nici Vulcanii Watson, nici Vulcanii Swift nu au fost în concordanță cu Vulcanii Le Verrier sau Lescarbault.
După aceea, nimeni nu l-a mai văzut vreodată pe Vulcan, în ciuda faptului că căutarea sa a fost efectuată în timpul mai multor eclipse totale de soare. Și în 1916, Albert Einstein și-a publicat Teoria generală a relativității, care explica deviația în mișcarea lui Mercur fără ajutorul unei planete interioare necunoscute. În mai 1929, Erwin Freundlich din Potsdam a fotografiat o eclipsă totală de soare în Sumatra și mai târziu a examinat cu atenție fotografiile, care s-au dovedit a conține un număr mare de imagini cu stele. Șase luni mai târziu, aceste imagini au fost comparate cu altele noi. Și nu au fost găsite obiecte necunoscute mai strălucitoare decât magnitudinea 9 în apropierea Soarelui.
Dar atunci ce au văzut acești oameni cu adevărat? Lescarbault nu avea niciun motiv să spună povești fictive și chiar și Le Verrier l-a crezut. Probabil Lescarbault a văzut un mic asteroid trecând foarte aproape de Pământ, chiar în interiorul orbitei Pământului. La acel moment, astfel de asteroizi nu erau încă cunoscuți, așa că Lescarbault a sugerat că a văzut o planetă intra-Mercuriană. Swift și Watson nu au putut identifica corect unele stele în scurtele minute de observare a unei eclipse totale de soare, crezând că au văzut Vulcan.
Vulcan a luat viață pentru scurt timp în 1970-1971, când unii cercetători au crezut că au găsit mai multe obiecte obscure aproape de Soare în timpul unei eclipse totale de soare. Este posibil ca aceste obiecte să fi fost comete slabe. Ulterior, au fost descoperite comete similare, au trecut suficient de aproape de Soare pentru a se ciocni cu acesta.
Lunii lui Mercur, 1974
Cu două zile înainte de 29 martie 1974, când Mariner 10 a ajuns la Mercur, unul dintre instrumente a început să înregistreze radiații ultraviolete puternice care „nu existau acolo”. A dispărut a doua zi. Trei zile mai târziu a reapărut și „sursa” sa părea să se separe de Mercur. La început, astronomii au crezut că au văzut o stea. Dar au văzut-o în două direcții complet opuse și, în plus, o astfel de radiație ultravioletă tare nu se poate propaga foarte departe prin spațiul interstelar. Prin urmare, s-a presupus că obiectul ar trebui să fie mai aproape. Mercur are o lună?După o vineri palpitantă, când s-a calculat că „obiectul” se mișcă cu 4 km/sec (viteză compatibilă cu a fi un satelit), a fost chemat conducerea JPL. Toată lumea a început să-și facă griji pentru conferința de presă programată cel târziu sâmbătă. Trebuie să spun despre un satelit suspect? Dar presa știa deja. Unele ziare – mari, mai respectabile – dădeau informaţii oneste; mulți alții au venit cu povești palpitante despre luna nouă a lui Mercur.
Ce este un „satelit”? Se deplasa direct din Mercur și în cele din urmă a fost identificat ca steaua fierbinte 31 Crateris (constelația Potirului). De unde provine radiația originală, care a fost înregistrată în drum spre planetă, rămâne necunoscută. Astfel s-a încheiat povestea lunilor lui Mercur, dar, în același timp, au început noi capitole în astronomie: după cum sa dovedit, ultravioletele puternice nu sunt complet absorbite de mediul interstelar, așa cum se credea anterior. S-a descoperit că Nebuloasa Sails (Nebuloasa Gum) este o sursă destul de puternică de ultraviolete extreme, cu o lungime de undă de 540 de angstrom, care se întinde pe 140 de grade pe cerul nopții. Astronomii au deschis o nouă fereastră prin care poate fi observat cerul.
Nate, satelitul lui Venus, 1672-1892
În 1672, Giovanni Domenico Cassini, unul dintre cei mai cunoscuți astronomi ai vremii, a remarcat prezența unui punct mic lângă Venus. Poate că Venus are o lună? Cassini a decis să nu facă publicitate observațiilor sale, dar 14 ani mai târziu, în 1686, a văzut din nou obiectul și apoi a introdus o înregistrare despre el în jurnalul său. El a estimat că diametrul obiectului este de aproximativ 1/4 din cel al lui Venus și că acesta prezintă aceeași fază ca și Venus. Mai târziu, acest obiect a fost văzut de alți astronomi cunoscuți, precum: James Short (James Short) în 1740, Andreas Mayer (Andreas Mayer) în 1759, Lagrange (J.L. Lagrange) în 1761 (Lagrange a afirmat că planul orbital al satelitul este perpendicular pe ecliptică). În perioada 1761, obiectul cu suma a fost văzut de 18 ori de 5 observatori independenți. Observațiile lui Scheuten din 6 iunie 1761 au fost deosebit de interesante: el a văzut-o pe Venus în timp ce traversa discul Soarelui, însoțită de un mic punct întunecat pe o parte, care a urmat-o pe Venus peste discul Soarelui. In orice caz. Samuel Dunn din Chelsea, Anglia, care a observat și Venus traversând Soarele, nu a văzut acest punct în plus. În 1764, doi observatori au văzut acest satelit de 8 ori. Alți observatori au încercat să-l vadă, dar nu au reușit să-l găsească.Deci, lumea astronomică a fost împărțită în două părți: unii observatori au raportat că au văzut un satelit, în timp ce alții au susținut că nu l-au putut găsi, în ciuda eforturilor lor. În 1766, directorul Observatorului din Viena, Părintele Hell, a publicat un tratat în care afirmă că toate observațiile satelitului erau iluzii optice - imaginea lui Venus este atât de strălucitoare încât lumina din aceasta este reflectată de ochiul observatorului și cade înapoi în interiorul telescop, unde creează o a doua imagine mai mică. Cealaltă parte a publicat lucrări în care au demonstrat că toate observațiile sunt reale. Lambert (J.H.Lambert) din Germania a publicat elementele orbitale ale satelitului în Anuarul Astronomic de la Berlin pentru 1777: distanța medie de la planetă este de 66,5 raze Venus, perioada de revoluție este de 11 zile și 3 ore, unghiul de înclinare al orbitei față de ecliptică este de 64 de grade. El a sperat că satelitul poate fi văzut în timpul trecerii lui Venus peste discul Soarelui la 1 iunie 1777 (Evident, Lambert a făcut o greșeală când a calculat elementele orbitale: 66,5 razele lui Venus sunt aproape la fel ca de la Luna noastră până la Pământ, masa lui Venus este puțin mai mică decât masa Pământului (acest lucru este foarte prost în concordanță cu o perioadă de 11 zile, care este doar puțin mai mult de 1/3 din perioada orbitală a Lunii.)
În 1768, Christian Horrebow din Copenhaga a observat din nou satelitul. Au mai fost făcute trei încercări de a-l găsi, una dintre ele de către cel mai mare astronom al tuturor timpurilor, William Herschel. Toate aceste încercări de a găsi un satelit au eșuat. Mult mai târziu, F.Schorr din Germania a încercat să publice faptele despre satelit într-o carte publicată în 1875.
În 1884, M. Hozeau, primul director al Observatorului Regal din Bruxelles, a sugerat o altă ipoteză. Analizând observațiile disponibile, Ozo a concluzionat că acest satelit al lui Venus se apropie de Venus aproximativ la fiecare 2,96 ani sau 1080 de zile. El a sugerat că acest obiect nu este un satelit al lui Venus, ci o planetă separată care face o revoluție în jurul Soarelui în 283 de zile și se găsește în conjuncție cu Venus o dată la 1080 de zile. Ozo a numit-o și Neith, după misterioasa zeiță egipteană din Sais.
Trei ani mai târziu, în 1887, Ozo a reînviat „satelitul lui Venus”. Academia Belgiană de Științe a publicat un articol amplu în care toate observațiile prezentate au fost examinate în detaliu. Mai multe observații ale satelitului s-au dovedit a fi cu adevărat stele care erau vizibile în vecinătatea lui Venus. Observațiile lui Roedkier „au fost verificate” deosebit de bine – se potriveau cu stelele lui Orion, Taur, 71 Orion și Gemeni! James Short a văzut într-adevăr o stea mai slabă decât magnitudinea 8. Toate observațiile lui Le Verrier și Montaigne ar putea fi explicate în acest fel. Calculele orbitale ale lui Lambert (Lambert) au fost respinse. Cele mai recente observații ale Horrebow din 1768 au fost atribuite stelei Balanță.
După publicarea acestui articol, a fost făcut un singur raport de observație - de către un observator care a încercat anterior să detecteze un satelit al lui Venus, dar nu a reușit să o facă: la 13 august 1892, E.E. Barnard (E.E. Barnard) a înregistrat un obiect de 7 magnitudine lângă Venus. Nu există stele în locul pe care l-a notat Barnard și „Ochii lui Barnard s-au luminat de o admirație proverbială”. Încă nu știm ce a văzut. A fost un asteroid necartografiat? Sau este o nova de scurta durata pe care nimeni altcineva nu a vazut-o vreodata?
Al doilea satelit al Pământului, din 1846 până în zilele noastre
În 1846, Frederic Petit, directorul orașului Toulouse, a anunțat că a fost descoperit al doilea satelit al Pământului. El a fost văzut de doi observatori la Toulouse [Lebon și Dassier] și un al treilea de Lariviere la Artenac în seara devreme a zilei de 21 martie 1846. Conform calculelor lui Petya, orbita sa a fost eliptică cu o perioadă de 2 ore 44 minute și 59 de secunde, cu un apogeu la o distanță de 3570 km deasupra suprafeței Pământului și un perigeu la doar 11,4 km! Le Verrier, care a fost și el prezent la discuție, a obiectat că trebuie luată în considerare rezistența aerului, ceea ce nimeni altcineva nu făcuse în acele vremuri. Petit a fost bântuit constant de ideea unui al doilea satelit al Pământului, iar 15 ani mai târziu a anunțat că a făcut calcule ale mișcării unui mic satelit al Pământului, care este cauza unor caracteristici (atunci inexplicabile). în mișcarea lunii noastre principale. Astronomii ignoră de obicei astfel de afirmații și ideea ar fi fost uitată dacă tânărul scriitor francez, Jules Verne, nu ar fi citit rezumatul. În romanul lui J.Verne „De la un tun la lună”, se pare că folosește un obiect mic care se apropie de capsulă pentru a călători prin spațiul cosmic, din cauza căruia a zburat în jurul Lunii și nu s-a izbit de el: „Acest lucru. ", a spus Barbicane, "este un meteorit simplu, dar uriaș ținut ca satelit de gravitația Pământului".
„Este posibil?”, a exclamat Michel Ardan, „Pământul are doi sateliți?”
"Da, prietene, are doi sateliți, deși în general se crede că are doar unul. Dar acest al doilea satelit este atât de mic și viteza lui este atât de mare încât locuitorii Pământului nu-l pot vedea. Toată lumea a fost șocată când Astronomul francez, Monsieur Petit, a reușit să detecteze existența unui al doilea satelit și să-i calculeze orbita. Potrivit lui, o revoluție completă în jurul Pământului durează trei ore și douăzeci de minute. . . .
„Toți astronomii admit existența acestui satelit?” a întrebat Nicole
„Nu”, răspunse Barbicane, „dar dacă l-ar întâlni, așa cum am făcut noi, nu s-ar mai îndoi... Dar asta ne dă ocazia să ne stabilim poziția în spațiu... distanța până la el este cunoscută și am fost , așadar, la o distanță de 7480 km deasupra suprafeței globului când au întâlnit satelitul. Jules Verne a fost citit de milioane de oameni, dar până în 1942 nimeni nu a observat contradicțiile din acest text:
- Un satelit la o altitudine de 7480 km deasupra suprafeței Pământului ar trebui să aibă o perioadă orbitală de 4 ore și 48 de minute, nu de 3 ore și 20 de minute.
- Din moment ce era vizibil printr-o fereastră prin care era vizibilă și Luna și, din moment ce se apropiau amândoi, ar trebui să fie retrogradă. Acesta este un punct important pe care Jules Verne nu îl menționează.
- În orice caz, satelitul trebuie să fie în eclipsă (de Pământ) și, prin urmare, să nu fie vizibil. Proiectilul de metal trebuia să fie în umbra Pământului pentru mai mult timp.
Cu toate acestea, al doilea însoțitor al lui Jules Vernovsky Petit (în franceză Petit - mic) este cunoscut în întreaga lume. Astronomii amatori au ajuns la concluzia că aceasta era o ocazie bună de a obține faima - cineva care a descoperit această a doua lună și-ar putea scrie numele în cronicile științifice. Niciunul dintre marile observatoare nu s-a ocupat vreodată de problema celui de-al doilea satelit al Pământului sau, dacă au făcut-o, au ținut-o secret. Astronomii amatori germani au fost persecutați pentru ceea ce au numit Kleinchen("putin", "putin") - desigur că nu l-au găsit niciodată pe Kleinchen.
Pe lângă sateliții efemeri, există alte două posibilități interesante. Una dintre ele este că Luna are propriul ei satelit. Dar, în ciuda căutărilor intense, nu s-a găsit nimic.timp, în câțiva ani sau decenii). O altă sugestie este că pot exista sateliți troieni, de ex. sateliți suplimentari pe aceeași orbită ca și Luna, care se rotesc cu 60 de grade înainte și/sau în spatele acesteia.
Existența unor astfel de „sateliți troieni” a fost raportată pentru prima dată de astronomul polonez Kordylewski de la Observatorul din Cracovia. Și-a început căutarea în 1951 vizual cu un telescop bun. El se aștepta să găsească un corp suficient de mare pe orbită lunară la o distanță de 60 de grade de Lună. Rezultatele căutării au fost negative, dar în 1956 compatriotul și colegul său Wilkowski (Wilkowski) a sugerat că ar putea exista multe corpuri minuscule prea mici pentru a fi văzute separat, dar suficient de mari pentru a arăta ca un nor de praf. În acest caz, ar fi mai bine să le observați fără telescop, adică. cu ochiul liber! Folosirea unui telescop le va „mărește până la o stare de inexistență”. Dr. Kordilevsky a fost de acord să încerce. A fost nevoie de o noapte întunecată, cu cer senin și o lună sub orizont.
În octombrie 1956, Kordilevsky a văzut pentru prima dată un obiect clar luminos într-una dintre cele două poziții așteptate. Nu era mică, extinzându-se cu aproximativ 2 grade (adică, de aproape 4 ori mai mult decât Luna în sine) și era foarte slabă, la jumătate din luminozitatea contraradianței notoriu greu de observat (Gegenschein; contraradianța este un punct luminos în lumina zodiacală). în direcția opusă soarelui). În martie și aprilie 1961, Kordilevsky a reușit să fotografieze doi nori în apropierea pozițiilor așteptate. Păreau să se schimbe în dimensiune, dar putea fi schimbată și în iluminare. J.Roach a descoperit acești nori sateliti în 1975 cu ajutorul OSO (Orbiting Solar Observatory - Orbiting Solar Observatory). În 1990 au fost fotografiați din nou, de data aceasta de astronomul polonez Winiarski, care a constatat că erau un obiect de câteva grade în diametru, „deviat” cu 10 grade de la punctul „troian” și că erau mai roșii decât lumina zodiacală. .
Deci, după toate eforturile, căutarea unui al doilea satelit al Pământului, lung de un secol, se pare că a avut succes. Chiar dacă acest „al doilea satelit” s-a dovedit a fi complet diferit de ceea ce și-a imaginat cineva vreodată. Ele sunt foarte greu de detectat și diferă de lumina zodiacală, în special de contra-strălucire.
Dar oamenii încă presupun existența unui satelit natural suplimentar al Pământului. Între 1966 și 1969, John Bargby, un om de știință american, a susținut că a observat cel puțin 10 mici sateliți naturali ai Pământului, vizibili doar printr-un telescop. Bargby a găsit orbite eliptice pentru toate aceste obiecte: excentricitate 0,498, semi-axa majoră 14065 km, cu perigeu și apogeu la altitudini de 680, respectiv 14700 km. Bargby credea că sunt părți ale unui corp mare care s-a prăbușit în decembrie 1955. El a justificat existența majorității presupușilor săi sateliți prin perturbațiile pe care le provoacă în mișcările sateliților artificiali. Bargby a folosit date pe sateliți artificiali din Raportul de situație din satelit Goddard, neștiind că valorile din aceste publicații sunt aproximative și, uneori, pot conține erori mari și, prin urmare, nu pot fi utilizate pentru calcule și analize științifice precise. În plus, din observațiile lui Bargby se poate deduce că, deși la perigeu acești sateliți ar trebui să fie obiecte de prima magnitudine și ar trebui să fie clar vizibili cu ochiul liber, nimeni nu i-a văzut vreodată așa.
În 1997, Paul Wiegert și colaboratorii au descoperit că asteroidul 3753 are o orbită foarte ciudată și poate fi privit ca un satelit al Pământului, deși, desigur, nu orbitează direct Pământul.
Luni de Marte, 1610, 1643, 1727, 1747, 1750 și din 1877 până în vremea noastră
Prima persoană care a sugerat că Marte avea luni a fost în 1610 Johannes Kepler. În încercarea de a rezolva anagrama lui Galileo cu privire la inelele lui Saturn, Kepler a sugerat că Galileo a descoperit în schimb lunile lui Marte.În 1643, călugărul capucin Anton Maria Shyrl a susținut că a văzut de fapt lunile de pe Marte. Știm acum că acest lucru nu a fost posibil cu telescoapele vremii – probabil că Shirl s-a înșelat când a văzut o stea lângă Marte.
În 1727, Jonathan Swift, în lucrarea sa Călătoriile lui Gulliver, a scris despre doi mici sateliți care se învârteau în jurul lui Marte, cunoscuți de astronomii laputieni. Perioadele lor orbitale au fost de 10 și 21,5 ore. Acești „sateliți” au fost împrumuți de Voltaire în 1750 în romanul său „Micromegas”, care povestea despre un gigant din Sirius care a vizitat sistemul nostru solar.
În 1747, căpitanul german Kindermann a susținut că a văzut un satelit (doar unul!) al lui Marte pe 10 iulie 1744. Kindermann a raportat că perioada orbitală a acestui satelit marțian este de 59 de ore, 50 de minute și 6 secunde (!)
În 1877, Asaph Hall a descoperit în sfârșit Phobos și Deimos, două mici luni de pe Marte. Perioadele lor orbitale sunt, respectiv, 7 ore 39 minute și 30 ore 18 minute, suficient de apropiate de valorile prezise de Jonathan Swift cu 150 de ani mai devreme!
Al 14-lea satelit al lui Jupiter , 1975-1980
În 1975, Charles Kowal de la Observatorul Palomar (descoperitorul cometei 95 P/Chiron) a fotografiat un obiect, crezând că este o lună nouă a lui Jupiter. A fost vizibil de mai multe ori, dar nu suficient pentru a-i determina orbita, apoi a dispărut. A fost menționat ca fiind găsit în notele la texte până la sfârșitul anilor șaptezeci.A noua și a zecea lună a lui Saturn , 1861, 1905-1960, 1966-1980
În aprilie 1861, Hermann Goldschmidt a anunțat descoperirea celei de-a 9-a luni a lui Saturn, care orbitează planeta între Titan și Hyperion. A numit acest satelit Chiron, și așa cum se numește astăzi satelitul lui Pluto!). Cu toate acestea, această descoperire nu a fost confirmată - nimeni nu a mai văzut vreodată acest satelit. Mai târziu, în 1898, Pickering a descoperit ceea ce este acum considerată a 9-a lună a lui Saturn, Phoebe. Pentru prima dată, un satelit al unei alte planete a fost descoperit folosind observații fotografice. Phoebe este, de asemenea, cea mai exterioară lună a lui Saturn.În 1905, Pickering a descoperit însă a zecea lună, pe care a numit-o Themis. Conform datelor lui Pickering, s-a învârtit în jurul lui Saturn între Titan și Hyperion pe o orbită foarte înclinată: distanța medie față de Saturn este de 1.460.000 km, perioada orbitală este de 20,85 zile, excentricitatea este de 0,23, unghiul de înclinare este de 39 de grade. Themis nu a mai fost văzut niciodată, dar cu toate acestea, rapoartele despre el au apărut în almanahuri și cărți de astronomie în anii 1950 și 1960 din nou și din nou.
În 1966, A. Dollfus a descoperit o altă lună nouă a lui Saturn. Care a fost numit Ianus. Se învârte în jurul lui Saturn, doar pe partea exterioară a inelelor sale. Era atât de slab și aproape de inele, încât singura șansă de a-l vedea era atunci când inelele lui Saturn erau văzute la margine. S-a întâmplat în 1966. Ianus este acum a zecea lună a lui Saturn.
În 1980, când inelele lui Saturn au fost văzute din nou la margine. O serie de observații a scos la iveală multe luni noi ale lui Saturn în apropierea inelelor. Un alt satelit a fost descoperit lângă Janus, numit Epimeteu. Orbitele acestor sateliți sunt foarte apropiate una de alta. O proprietate deosebit de interesantă a acestei perechi de sateliți este că ei „schimbă” regulat orbitele! S-a dovedit că Janus, descoperit în 1966, era de fapt un obiect observabil format din ambii acești sateliți coorbitali. De aceea, „al zecelea satelit al lui Saturn”, descoperit în 1966, s-a dovedit de fapt a fi doi sateliți diferiți! Sondele spațiale Voyager 1 și Voyager 2, care au vizitat ulterior Saturn, au confirmat acest lucru.
Șase luni ale lui Uranus , 1787
În 1787, William Herschel a anunțat descoperirea a șase luni ale lui Uranus. Aici Herschel a făcut o greșeală - doar doi dintre acești șase sateliți au existat efectiv: Titania și Oberon - cei mai mari și cei mai îndepărtați. Restul de patru au fost singurii care s-au întâmplat să fie în apropiere (... cred că am mai auzit povestea asta undeva... :-)Planeta X , 1841-1992
În 1841, John Couch Adams a început să investigheze motivele abaterii destul de mari a mișcării lui Uranus față de cea calculată. În 1845, Urban Le Verrier a început cercetările în aceeași zonă. Adams a prezentat două soluții diferite la această problemă, sugerând că interacțiunea gravitațională cu o planetă necunoscută ar putea fi cauza deviației. Adams a încercat să-și prezinte soluția la Observatorul Greenwich, dar pentru că era tânăr și necunoscut, nu a fost luat în serios. Urban Le Verrier și-a prezentat soluția în 1846, dar Franța nu avea echipamentul necesar pentru a detecta această planetă. Apoi Le Verrier s-a îndreptat către Observatorul din Berlin, în care Galle (Galle) și asistentul său D „Arest (d” Arest) l-au găsit pe Neptun în seara zilei de 23 septembrie 1846. Astăzi, atât Adams, cât și Le Verrier împărtășesc laurii de a prezice existența și poziția lui Neptun.(Inspirat de acest succes, Le Verrier a preluat problema deviației orbitale a lui Mercur și a propus existența planetei intra-mercuriene Vulcan, care, după cum s-a dovedit, nu a existat.)
La 30 septembrie 1846, la o săptămână după descoperirea lui Neptun, Le Verrier a declarat că ar putea exista o altă planetă necunoscută acolo. Pe 10 octombrie a fost descoperit marele satelit al lui Neptun, Triton, cu ajutorul căruia s-a dovedit ușor de măsurat masa lui Neptun cu mare precizie. S-a dovedit a fi cu 2% mai mult decât se aștepta din calculele interacțiunii sale cu Uranus. Părea ca și cum abaterile în mișcarea lui Uranus ar fi fost cauzate de fapt de două planete, mai ales având în vedere că orbita reală a lui Neptun diferă semnificativ de cea prezisă de Adams și Le Verrier.
În 1850, Ferguson a observat mișcările planetei minore Hygeia. Unul dintre cititorii raportului lui Ferguson a fost Hind, care a verificat stelele de referință pe care le folosea Ferguson. Hind nu a putut găsi una dintre stele de referință ale lui Ferguson. Nici Maury de la Observatorul Naval nu a reușit să găsească această stea. Timp de câțiva ani, s-a crezut că aceasta a fost observația unei alte planete, dar în 1879 a fost propusă o altă explicație: Ferguson a făcut o greșeală când și-a înregistrat observațiile - când această eroare a fost corectată, o altă stea s-a potrivit bine cu „steaua de referință pierdută”. .
Prima încercare serioasă de a găsi planete trans-neptuniene a fost făcută de David Todd în 1877. A folosit „metoda grafică” și, în ciuda abaterilor prost definite în mișcarea lui Uranus, a determinat elementele pentru planetele trans-neptuniene: distanța medie 52 UA, perioadă 375 ani, magnitudine mai slabă decât 13. Longitudinea lor pt. perioada 1877-84 ani a fost dată ca 170 de grade cu o eroare de 10 grade. Înclinarea orbitală a fost de 1,40 grade iar longitudinea nodului ascendent a fost de 103 grade.
În 1879, Camille Flammarion a sugerat existența unei planete dincolo de Neptun: el a remarcat că afelia cometelor periodice tind să se grupeze în jurul orbitei planetelor majore. Jupiter are cel mai mare număr de astfel de comete, Saturn, Uranus și Neptun au și ele. Flammarion a descoperit două comete - 1862 III cu o perioadă de 120 de ani și un afeliu de 47,6 UA. iar 1889 II cu o perioadă destul de lungă și un afeliu de 49,8 UA. Flammarion a sugerat că planeta ipotetică se mișca probabil la o distanță de 45 UA.
Un an mai târziu, în 1880, profesorul Forbes (Forbes) a publicat un memoriu privind afeliul cometelor și relația lor cu orbitele planetare. Până la începutul anului 1900, 5 comete afelioane erau cunoscute de cealaltă parte a orbitei lui Neptun, iar apoi Forbes a sugerat că o planetă trans-neptuniană se mișcă la o distanță de aproximativ 100 UA. si altul la o distanta de 300 UA, cu perioade de 1000 si 5000 de ani.
În următorii cinci ani, mai mulți astronomi/matematicieni și-au publicat propriile idei despre ceea ce ar putea fi găsit în sistemul solar exterior. Gaillot de la Observatorul din Paris a sugerat existența a două planete trans-neptuniene la o distanță de 45, respectiv 60 UA. Thomas Jefferson a prezis trei planete trans-neptuniene: „Ocean” la o distanță de 41,25 UA. cu o perioadă de 272 de ani, „Trans-Ocean” la 56 a.u. cu o perioadă de 420 de ani și, în final, o altă planetă la o distanță de 72 UA. cu o perioadă de 610 ani. Dr. Theodor Grigull din Munster (Germania), a sugerat în 1902 o planetă de dimensiunea lui Uranus la 50 UA. și cu o perioadă de 360 de ani, pe care l-a numit „Hades” (Hades). Grigull și-a bazat munca în principal pe orbitele cometelor ale căror afelii se aflau dincolo de orbita lui Neptun. Acolo au putut experimenta influența gravitațională a corpului, care a provocat o abatere vizibilă în mișcarea lui Uranus. În 1921, Grigull a revizuit valoarea perioadei orbitale a lui Hades, deoarece valoarea de 310-330 de ani era mai potrivită pentru a explica abaterile observate.
În 1900, Hans-Emil Lau de la Copenhaga a publicat elementele orbitale a două planete trans-neptuniene la distanțe de 46,6 și 70,7 UA, cu mase de 9 și 47,2 ori mai mari decât cele ale Pământului și cu magnitudini în jur de 10-11 magnitudini. Longitudinea acestor planete ipotetice pentru 1900 ar fi trebuit să fie de 274 și 343 de grade, dar cu o eroare foarte mare pentru planetele comune (până la 180 de grade).
În 1901, Gabriel Dallet a concluzionat că există o planetă ipotetică la o distanță de 47 UA. cu o magnitudine de aproximativ 9,5-10,5 magnitudine și o longitudine de 358 de grade la epoca anului 1900. În același an, Theodor Grigull a dedus longitudinea planetei trans-neptuniene, care diferea cu mai puțin de 6 grade de valoarea planetei Dalle, iar ulterior diferența a scăzut la 2,5 grade. Această planetă trebuia să fie la o distanță de 50,6 a.u.
În 1904, Thomas Jefferson a propus existența a trei planete trans-neptuniene cu semi-axele 42,25, 56 și 72 UA. Cea mai interioară planetă a avut o perioadă de 272,2 ani și o longitudine de 200 de grade în 1904. Generalul rus Alexander Garnovsky a sugerat patru planete ipotetice, dar nu a reușit să fundamenteze unele detalii referitoare la pozițiile și mișcările acestora.
Două predicții deosebit de elaborate despre planetele trans-neptuniene au fost de origine americană: „Search for Planets Beyond Neptun” a lui Pickering (Annals Astron. Obs. Harvard Coll, vol LXI partea II, 1909) și „Memorii ale planetelor trans-neptuniene” Percival Lowell (Lynn, Mass 1915). Au fost interesați de aceeași întrebare, dar au folosit aproximări diferite și au obținut rezultate diferite.
Pickering a folosit analiza grafică și a crezut că „Planeta O” se află la o distanță de 51,9 a.u. cu o perioadă de 373,5 ani, de două ori masa Pământului și o magnitudine de 11,5-14 magnitudini. Pickering, în următorii 24 de ani, a propus alte opt planete trans-neptuniene. Rezultatele lui Pickering au fost motivul pentru corectarea de către Galiot a distanțelor până la cele două planete trans-neptuniene la 44 și 66 UA. și modificări ale maselor lor cu 5, respectiv 24 de mase Pământului.
În total, între 1908 și 1932, Pickering a propus șapte planete ipotetice — O, P, Q, R, S, T și U. Elementele orbitale finale pentru planetele O și P au determinat corpuri destul de diferite de cele originale. Astfel, planetele prezise de el au devenit nouă, ceea ce este, fără îndoială, un record. Majoritatea predicțiilor lui Pickering au trezit doar interes pe termen scurt, ca un fel de curiozitate. În 1911, Pickering a sugerat că planeta Q avea o masă de 20.000 de mase Pământului, făcând-o de 63 de ori mai masivă decât Jupiter, sau aproximativ 1/6 din masa Soarelui, mai aproape de stea cu masa minimă decât de planetă. De asemenea, pentru această planetă (Q) Pickering a prezis o orbită foarte eliptică.
În anii următori, doar planeta P i-a ocupat serios atenția. În 1928, a redus distanța pentru planeta P de la 123 la 67,7 UA și perioada acesteia de la 1400 la 556,6 ani. El a estimat masa planetei la 20 de mase Pământului și luminozitatea la aproximativ 11 magnitudini. În 1931, după descoperirea lui Pluto, a schimbat parametrii orbitei planetei P: distanță 75,5 UA, perioadă 656 ani, masă - 50 mase Pământului, excentricitate 0,265, înclinație orbitală 37 grade, care se apropie de valorile orbita 1911. El a sugerat Planeta S în 1928 și a estimat elementele sale orbitale în 1931: distanța de la Soare este de 48,3 UA. (care este aproape de valoarea Planetei X a lui Lowell de 47,5 UA), perioadă 336 de ani, masa 5 Masele Pământului, magnitudinea 15 m . În 1929, Pickering a propus planeta U, la 5,79 UA, cu o perioadă de 13,93 ani, pe orbita lui Jupiter. Masa sa a fost de aproximativ 0,045 mase Pământului, excentricitatea 0,26. Ultima planetă propusă de Pickering a fost Planeta T, pe care a prezis-o în 1931: semiaxa 32,8 UA, perioadă 188 de ani.
Elemente de pe orbita planetei O în diferiți ani:
Anul Perioada medie Masa Sunet-magn. Nod Înclinare Longitudine distanță (ani) (Mase Pământului) orbita 1908 51,9 373,5 2 11,5-13,4 105,13 1919 55,1 409 15 100 15 1928 35,23 209,12 Arizona Și-a numit planeta ipotetică Planeta Xși a făcut mai multe încercări de a-l găsi, dar fără rezultat. Primele încercări ale lui Lowell de a găsi Planeta X au venit la sfârșitul anului 1909, iar în 1913 a făcut o a doua încercare de a o găsi, pe baza noilor predicții pentru parametrii Planetei X: în epoca 1850-01-01, longitudinea medie era 11,67. grade, longitudinea perigeului a fost 186 , excentricitatea 0,228, distanța medie 47,5 UA față de Soare, longitudinea nodului ascendent 110,99 grade, înclinația orbitală 7,30 grade, masa planetei 1/21000 din masa Soarelui. Lowell și alți astronomi au căutat în zadar Planeta X în 1913-1915. În 1915, Lowell și-a publicat rezultatele teoretice pe Planeta X. În mod ironic, în același 1915, două imagini neclare ale lui Pluto au fost înregistrate la Observatorul Lowell, deși nu au putut fi recunoscute ca imagini ale planetei până la descoperirea sa „oficială” în 1930. an. Eșecul lui Lowell de a găsi Planeta X a fost cea mai mare dezamăgire a lui. În ultimii doi ani de viață, nu a mai petrecut mult timp căutând Planeta X. Lowell a murit în 1916. Din cele aproximativ 1.000 de plăci cu imagini pe care le-a obținut în timpul celei de-a doua încercări de căutare, au fost găsite mai târziu 515 asteroizi, 700 de stele diferite și 2 imagini cu Pluto!
A treia încercare de a găsi Planeta X a început în aprilie 1927. Nu s-au făcut progrese în perioada 1927-1928. În decembrie 1929, un tânăr fermier și astronom amator din Kansas, Clyde Tombaugh, a fost invitat să efectueze căutarea. Tombo și-a început munca în aprilie 1929. Pe 23 și 29 ianuarie a acestui an, Tombaugh a fotografiat mai multe plăci fotografice pe care l-a găsit pe Pluto pe 18 februarie în timp ce le explora. Până atunci, Tombo examinase deja sute de perechi de astfel de plăci cu milioane de stele. Căutarea Planetei X a luat sfârșit.
Până la sfârșit? Noua planetă, numită mai târziu Pluto, s-a dovedit a fi dezamăgitor de mică, cu o masă probabil de o masă a Pământului și poate doar 1/10 din masa Pământului sau chiar mai puțin (în 1979, când a fost descoperit satelitul Charon al lui Pluto, s-a dovedit a fi. că masa perechii Pluto-Charon este de aproximativ 1/400 din masa Pământului!). Planeta X trebuie, dacă, desigur, ea este cea care provoacă perturbările pe orbita lui Uranus, să fie mult mai mare decât aceasta! Tombo și-a continuat căutarea încă 13 ani și a explorat cerul de la polul nord ceresc până la declinația sudică de 50 de grade, ajungând în căutările sale până la 16-17 și uneori chiar și 18 magnitudini. Tombo a examinat aproximativ 90 de milioane de imagini cu aproape 30 de milioane de stele din peste 30.000 de grade pătrate din sfera cerească. El a descoperit un nou cluster globular, 5 noi clustere de stele deschise, un supercluster de 1800 de galaxii și câteva grupuri mai mici de galaxii, o nouă cometă, aproximativ 775 de noi asteroizi -- dar nicio altă planetă nouă în afară de Pluto. Tombo a concluzionat că nu existau planete necunoscute mai strălucitoare de 16,5 magnitudini - doar planetele aflate pe orbite aproape polare sau situate aproape de polul ceresc sudic nu puteau cădea în domeniul cercetării sale și nu puteau fi descoperite. El a sperat să găsească o planetă de dimensiunea lui Neptun la șapte ori distanța de Pluto, sau o planetă de dimensiunea lui Pluto la 60 UA.
Dându-i numele lui Pluto constituie o poveste separată. Primele nume propuse pentru noua planetă au fost: Atlas, Zymal, Artemis, Perseus, Vulcan, Tantalus, Idana, Cronos. New York Times a sugerat numele Minerva, reporterii au sugerat Osiris, Bacchus, Apollo, Erebus. Văduva lui Lowell a sugerat să numească planeta Zeus, dar mai târziu s-a răzgândit la Constance. Mulți au sugerat să o numească după Lowell. Personalul de la observatorul Flagstaff unde a fost descoperit Pluto a sugerat numele Cronos, Minerva și Pluto. Câteva luni mai târziu, planeta a fost numită oficial Pluto. Numele Pluto a fost sugerat inițial de Venetia Burney, o școală de unsprezece ani din Oxford, Anglia.
Primii parametri ai orbitei calculați pentru Pluto au dat o excentricitate de 0,909 și o perioadă de 3000 de ani! Acest lucru pune la îndoială dacă aceasta a fost aceeași planetă pe care o cunoaștem astăzi sau nu. Cu toate acestea, câteva luni mai târziu, au fost obținute elemente orbitale mai precise. Mai jos este o comparație a elementelor orbitale ale planetei X a lui Lowell, planetei O a lui Pickering și Pluto:
Planeta X Planeta O Pluto (Lowell) (Pickering) a (distanta medie) 43.0 55.1 39.5 e (excentricitate) 0.202 0.31 0.248 i (inclinarea) 10 15 17.1 N (longitudinea nodului ascendent) [neprevazut] 10.40 periitudine W (1094) ) 204,9 280,1 223,4 T (data periheliului) feb. ianuarie 1991 2129 sept. 1989 u (mișcare anuală) 1,2411 0,880 1,451 P (perioada, ani) 282 409,1 248 T (data trecerii perig.) 1991,2 2129,1 1989,8 E (longitudine 1930,0,0,0 m = 60,02,0 m = 6,00 m = 60,02,0 m) ) 12-13 15 15
Masa lui Pluto a fost foarte greu de determinat. Au fost propuse mai multe valori în diferite momente - întrebarea a rămas deschisă până când James W. Christy a descoperit luna lui Pluto Charon în iunie 1978 - la acea vreme se credea că Pluto avea o masă egală cu doar 20% din masa lunii noastre! Acest lucru l-a făcut pe Pluto absolut nepotrivit pentru a avea o influență gravitațională tangibilă asupra lui Uranus și Neptun. Pluto nu putea fi Planeta X a lui Lowell - planeta găsită nu era cea pe care o căutau. Ceea ce părea a fi un triumf al mecanicii cerești a fost de fapt un accident fericit, sau mai degrabă rezultatul unei căutări elaborate a lui Clyde Tombaugh.
Masa lui Pluto:
Crommelin 1930: 0,11 Masele Pământului Nicholson 1931: 0,94 Wylie 1942: 0,91 Brouwer 1949: 0,8-0,9 Kuiper 1950: 0,10 1965:<0.14 (по затемнениям слабых звезд Плутоном) Сидельманн (Seidelmann) 1968: 0.14 Сидельманн (Seidelmann) 1971: 0.11 Кройкшранк (Cruikshank) 1976: 0.002 Кристи (Christy) 1978: 0.002 (открыватель Харона)
O altă planetă trans-neptuniană de scurtă durată a fost raportată pe 22 aprilie 1930 de R.M. Stewart din Ottawa (Canada) - a fost descoperită în fotografiile făcute în 1924. Crommelin și-a calculat orbita (distanța 39,82 UA, nodul ascendent 280,49 grade, înclinație orbitală 49,7 grade!). Tombaugh a început să caute „facilitatea Ottawa”, dar nu a găsit nimic. S-au făcut și alte încercări de căutare, dar și fără rezultate.
Între timp, Pickering a continuat să prezică noi planete (vezi mai sus). Alți astronomi au prezis și noi planete pe baze teoretice (Lowell însuși prezisese deja o a doua planetă trans-neptuniană la aproximativ 75 UA). În 1946, Francis M.E. Sevin a propus existența unei planete trans-plutonice la o distanță de 78 UA. El a făcut această concluzie pe baza unei metode empirice ciudate în care a împărțit planetele și asteroidul Hidalgo în două grupuri de corpuri interioare și exterioare:
Grupa I: Mercur Venus Pământ Marte Asteroizi Jupiter Grupa II: ? Pluto Neptun Uranus Saturn Hidalgo Apoi a adăugat logaritmii perioadelor fiecărei perechi de planete, obținând o sumă aproximativ constantă de aproximativ 7,34. Presupunând că perechea de la Mercur și trans-Pluto ar da aceeași sumă, a primit o perioadă de aproximativ 677 de ani pentru Transpluto. Sevin a calculat ulterior setul complet de elemente ale orbitei Transpluto: distanta 77,8 UA, perioada 685,8 ani, excentricitatea 0,3, masa 11,6 masele Pamantului. Predicția sa a trezit puțin interes în rândul astronomilor.
În 1950, K. Schutte din München a folosit date de la opt comete periodice pentru a prezice o planetă trans-plutonică la 77 UA. Patru ani mai târziu, H.H. Kitzinger din Karlsruhe, folosind aceleași comete, a extins și a rafinat lucrarea anterioară - a obținut o planetă la o distanță de 65 UA, cu o perioadă de 523,5 ani, o înclinație orbitală de 56 de grade și o luminozitate estimată este aproximativ 11 magnitudine. În 1957, Kitzinger a revizuit această problemă și a obținut noi elemente orbitale: distanță 75,1 UA, perioadă 650 ani, înclinare 40 de grade, magnitudine aproximativ 10. După o căutare fotografică nereușită, și-a repetat din nou calculele, în 1959, s-a dovedit că media distanța până la planetă este de 77 UA, perioada este de 675,7 ani, unghiul de înclinare este de 38 de grade, excentricitatea este de 0,07, i.e. planeta nu este aceeași cu „Transpluto” a lui Sevin, dar este mai asemănătoare în unele privințe cu ultima Planetă P a lui Pickering. Cu toate acestea, nu a fost găsită o astfel de planetă.
Cometa Halley a fost folosită și ca „sondă” de detectare a planetelor trans-plutonice. În 1942, R.S. Richardson a descoperit că o planetă de dimensiunea Pământului la o distanță de 36,2 UA de la Soare sau 1 UA de la afeliul cometei Halley, ar trebui să întârzie trecerea periheliului său, ceea ce era în bună concordanță cu observațiile. Planeta la 35,3 UA iar cu o masă de 0,1 Pământ ar trebui să dea efecte similare. În 1972, Brady a prezis o planetă la o distanță de 59,9 UA, cu o perioadă de 464 de ani, o excentricitate de 0,07, o înclinare de 120 de grade (adică, pe o orbită retrogradă), cu o magnitudine de aproximativ 13-14, aproximativ. de mărimea lui Saturn. O astfel de planetă trans-plutoniană ar fi încetinit cometa Halley pe trecerea sa din periheliu din 1456. Această planetă gigantică trans-plutonică a fost și ea căutată, dar nu a fost găsită.
Tom van Flandern a explorat pozițiile lui Uranus și Neptun în anii 1970. Orbita calculată a lui Neptun a coincis cu observațiile de doar câțiva ani, apoi a început să se abată în lateral. Orbita lui Uranus a coincis cu observațiile din timpul unei revoluții, dar nu și din revoluția anterioară. În 1976, Tom van Flandern s-a convins că a fost cauzată de a zecea planetă. După descoperirea lui Charon în 1978, care a arătat că masa lui Pluto era de fapt mult mai mică decât se aștepta, van Flandern și-a convins colegul de la USNO Robert S. Harrington (Robert S. Harrington) că a zecea planetă există. Au început să coopereze în studiul sistemului de sateliti al lui Neptun. Curând, opiniile lor s-au divergent. Van Flandern credea că a zecea planetă s-a format dincolo de orbita lui Neptun, în timp ce Harrington credea că este vorba de orbitele lui Uranus și Neptun. Van Flandern credea că sunt necesare mai multe date, cum ar fi masa corectată a lui Neptun obținută de la Voyager 2. Harrington, pe de altă parte, a început căutarea planetei cu zel inuman - începând cu 1979, nu a găsit nicio planetă până în 1987. Van Flandern și Harrington au sugerat că a zecea planetă ar putea fi aproape de afeliu pe o orbită extrem de eliptică. Dacă planeta este întunecată, este posibil să nu fie mai strălucitoare de magnitudinea 16-17 (această presupunere a fost prezentată de van Flandern).
În 1987, Whitmire și Matese au prezis o a zecea planetă la o distanță de 80 UA. cu o perioadă de 700 de ani și o înclinație orbitală de aproximativ 45 de grade, ca alternativă la ipoteza „Nemesis”. Cu toate acestea, conform lui Eugene M. Shoemaker, această planetă nu ar putea fi cauza ploii de meteori sugerate de Whitemire și Mates (vezi mai jos).
În 1987, John Anderson de la JPL a testat mișcările navelor spațiale Pioneer 10 și Pioneer 11 pentru a vedea dacă mișcările lor au fost deviate de forțele gravitaționale de la corpuri necunoscute. Nu s-a găsit nimic - din aceasta Anderson a concluzionat că cel mai probabil există a zecea planetă! JPL a exclus observațiile lui Uranus înainte de 1910 din calculul lor de efemeride, în timp ce Anderson le-a folosit și ele. Anderson a concluzionat că a zecea planetă trebuie să aibă o orbită extrem de excentrică, ducând-o prea departe de Soare pentru a fi detectată acum, dar aducând-o periodic suficient de aproape încât să-și poată lăsa „semnătura ei incitantă pe căile altor planete”. El a mai sugerat că masa sa este egală cu cinci mase ale Pământului, perioada orbitală este de aproximativ 700-1000 de ani, iar orbita are o înclinație puternică. Influența sa asupra planetelor interioare nu va fi descoperită din nou până cel puțin în 2600. Anderson a sperat că Voyagers vor ajuta la determinarea poziției acestei planete.
Conley Powell de la JPL a analizat și mișcarea planetară. De asemenea, a descoperit că observațiile lui Uranus se potriveau cu calculele de după 1910 mult mai bine decât înainte. Powell a sugerat că discrepanța a fost cauzată de o planetă cu o masă de 2,9 mase Pământului la o distanță de 60,8 UA de Soare, cu o perioadă de 494 de ani, o înclinare de 8,3 grade și o mică excentricitate. Powell a sugerat că perioada sa este aproximativ egală cu două perioade ale lui Pluto și trei perioade ale lui Neptun. El a presupus că planeta pe care a descoperit-o avea o orbită stabilizată prin rezonanță reciprocă cu cei mai apropiați vecini ai săi, în ciuda distanței mari dintre ei. Soluția a indicat că planeta se afla în constelația Gemeni și era, de asemenea, mai strălucitoare decât Pluto atunci când a fost descoperită. Căutarea planetei lui Powell a început în 1987 la Observatorul Lowell -- dar nu s-a găsit nimic. Powell și-a repetat calculele și a obținut următoarele elemente: masă - 0,87 mase Pământului, distanță 39,8 UA, perioadă 251 ani, excentricitate 0,26, i.e. orbita este foarte asemănătoare cu cea a lui Pluto! În consecință, noua planetă Powelliană ar trebui să fie în constelația Leului și să aibă o luminozitate de aproximativ 12 magnitudini. Cu toate acestea, Powell însuși consideră că aceste date sunt prea devreme pentru căutarea planetei și necesită verificări suplimentare.
Chiar dacă planetele trans-plutonice nu vor fi găsite niciodată, sistemul solar exterior va fi în continuare în centrul atenției cercetătorilor. Am menționat deja asteroidul Hidalgo, care se mișcă pe o orbită instabilă între Jupiter și Saturn. În 1977-1984, Charles Kowal a introdus un nou program sistematic pentru a căuta obiecte nedescoperite ale sistemului solar folosind camera Schmidt de 48 de inci a Observatorului Palomar. În octombrie 1987, a descoperit asteroidul 1977UB, numit mai târziu Chiron, care se deplasează la o distanță medie de 13,7 UA, cu o perioadă de 50,7 ani, o excentricitate de 0,3786, o înclinare de 6,923 grade și un diametru de aproximativ 50 km. În timpul acestei căutări, Koval a descoperit și 5 comete și 15 asteroizi, (inclusiv Chiron), cel mai îndepărtat asteroid descoperit vreodată. Koval a redescoperit, de asemenea, 4 comete pierdute și un asteroid pierdut. El nu a găsit o a zecea planetă și a concluzionat că nu există nicio planetă necunoscută mai strălucitoare de magnitudinea 20 la trei grade de ecliptică.
În primul anunț al descoperirii lui Chiron, acesta a fost numit „a zecea planetă”, dar apoi a fost desemnat imediat ca asteroid. Cu toate acestea, Koval a bănuit că acest corp ar putea arăta foarte mult ca o cometă, iar mai târziu a dobândit chiar și o coadă scurtă de cometă! În 1995, Chiron a fost, de asemenea, clasificat drept cometă - cu siguranță cea mai mare cometă pe care o cunoaștem.
În 1992, a fost descoperit un alt asteroid îndepărtat: Pholus. Mai târziu, în 1992, a fost descoperit un asteroid dincolo de Pluto, urmat de încă cinci asteroizi trans-plutonici descoperiți în 1993 și, în final, mai mult de zece în 1994!
Cu toate acestea, sondele spațiale Pioneer 10 și 11, Voyager 1 și 2, au traversat sistemul solar exterior și ar putea fi folosite și ca „sonde” pentru a detecta influențe gravitaționale necunoscute, posibil cauzate de planete necunoscute – dar nu s-a găsit nimic. Voyagers au stabilit, de asemenea, mase mai precise pentru planetele exterioare -- când aceste date actualizate au fost folosite pentru a integra numeric mișcările în sistemul solar, toată controversa în jurul pozițiilor planetelor exterioare a dispărut în cele din urmă. Se pare că căutarea „Planeta X” s-a încheiat în sfârșit. „Planeta X” nu a existat (Pluto nu prea contează), dar în schimb a fost descoperită o centură de asteroizi dincolo de orbitele lui Neptun și Pluto! Asteroizii dincolo de orbita lui Jupiter, care au fost descoperiți în august 1993, sunt prezentați mai jos:
Asteroid a e Soare. Arg perig. Mediu Numele perioadei a.u. deg. deg. deg. deg. an. 944 5.79853 .658236 42.5914 21.6567 56.8478 60.1911 14.0 Идальго 2060 13.74883 .384822 6.9275 209.3969 339.2884 342.1686 51.0 Хирон 5145 20.44311 .575008 24.6871 119.3877 354.9451 7.1792 92.4 Фолус 5335 11.89073 .866990 61.8583 314.1316 191.3015 23.3556 41.0 Дамокл 1992QB1 43.82934 .087611 2.2128 359.4129 44.0135 324.1086 290 1993FW 43,9311 .04066 7,745 187,914 359,501 0,4259 291 Epocă: 1993-08-01,0 TT Următorii asteroizi trans-neptunieni au fost descoperiți în noiembrie 1994:
Obiect a e incl. R Sv. diam. Discoverer a.u. a fost descoperit. deg. km date 1992 qb1 43.9 0.070 2.2 22.8 283 1992 Aug Jewitt & Luu 1993 FW 43.9 0.047 7.7 22.8 286 1993 Mar Jewitt & Luu 1993 RO 39.3 0.198 3.7 23.2 139 1993 Sep 1993 RP 39.3 0.114 2.14 2.14 2.14 2.14 2.14 2.14 2.14 2.14 2.14 2.14 2.14 2,14 2,14 2,14 2,14 2,14 2,1AL 1993 SB 39,4 0,321 1,9 22,7 188 1993 sept Williams et al. 1993 SC 39,5 0,185 5,2 21,7 319 1993 Sep Williams et al. 1994 ES2 45,3 0,012 1,0 24,3 159 1994 Mar Jewitt & Luu 1994 EV3 43,1 0,043 1,6 23,3 1994 JR1 39,4 0,118 3,8 22,9 238 1994 May Irwin et al. 1994 JS 39,4 0,081 14,6 22,4 263 mai 1994 LUU & JEWITT 1994 JV 39,5 0,125 16,5 22,4 254 1994 mai Jewitt & Luu 1994 1994 TB 04 . 1994 TG2 41,5 0,000 3,9 24,0 141 1994 Oct Hainaut 1994 TH 40,9 0,000 16,1 23,0 217 1994 Oct Jewitt et al. 1994 VK8 43,5 0,000 1,4 22,5 273 1994 Nov Fitzwilliams et al. Diametrul este dat în km (se calculează din mărimi și albedo cel mai probabil și este dat pentru un număr mare de obiecte). Corpurile transneptuniene se împart în două grupe. Un grup, format din Pluto, 1993 SC, 1993 SB și 1993 RO, are orbite excentrice și se află într-o rezonanță 3:2 cu Neptun. Al doilea grup include 1992 QB1 și 1993 FW, care sunt mult mai îndepărtate și au o excentricitate scăzută.
Nemesis, o stea însoțitoare a Soarelui, din 1983 până în prezent
Să presupunem că Soarele nostru nu este o singură stea, ci are un însoțitor. Să presupunem că această stea însoțitoare se mișcă pe o orbită eliptică, distanța sa de la Soare variază între 90.000 UA. (1,4 ani lumină) și 20.000 UA, cu o perioadă de 30 de milioane de ani. De asemenea, să presupunem că această stea este întunecată sau cel puțin foarte slabă și, prin urmare, nu am observat-o înainte.Acest lucru ar trebui să însemne că o dată la 30 de milioane de ani, această stea ipotetică însoțitoare a Soarelui trebuie să treacă prin norul Oort (un nor ipotetic de proto-comete care se află la o distanță foarte mare de Soare). În timpul acestui pasaj, proto-cometele din norul Oort din jurul acestei stele se vor „turna”. Și în câteva zeci de mii de ani, aici pe Pământ, am putea observa o creștere catastrofală a numărului de comete care traversează părțile interioare ale sistemului solar. Dacă numărul de comete crește foarte mult, atunci Pământul riscă să se ciocnească de nucleul uneia dintre ele.
În studiul istoriei geologice a Pământului, s-a constatat că aproximativ o dată la 30 de milioane de ani pe Pământ a avut loc o extincție în masă a ființelor vii. Cel mai faimos dintre aceștia este, desigur, dispariția dinozaurilor în urmă cu aproximativ 65 de milioane de ani. Conform acestei ipoteze, în aproximativ 15 milioane de ani de astăzi, va veni timpul pentru o altă extincție în masă a vieții.
Ipoteza „companionului mortal” a Soarelui a fost propusă în 1985 de Daniel. Whitemeier (Daniel P. Whitmire) și John D. Mates (John J. Matese) de la Universitatea din Louisiana de Sud (SUA). Această vedetă a primit chiar și un nume: Nemesis (Nemesis). Singurul moment neplăcut din această ipoteză este că nu există deloc indicii ale existenței unei stele însoțitoare în apropierea Soarelui. Ea trebuie să fie foarte strălucitoare sau masivă, chiar și o stea mult mai mică și mai slabă decât Soarele și ar fi observată, chiar și o pitică maro sau neagră (un corp asemănător unei planete nu este suficient de masiv pentru a începe procesul de „ardere a hidrogenului” ca o stea). Este foarte posibil ca această stea să existe deja într-unul dintre cataloagele de stele slabe și să nu fi fost găsite caracteristici pentru ea (și anume, o mișcare aparentă uriașă a acestei stele în raport cu stelele de fundal mai îndepărtate, adică mica sa paralaxa). Dacă s-ar dovedi existența acestei stele, atunci puțini s-ar îndoi că aceasta este cauza principală a dispariției periodice a speciilor de pe Pământ.
Dar această ipoteză are toate premisele unui mit. Dacă un antropolog al unei generații anterioare ar fi auzit o astfel de poveste de la informatorii săi, el ar fi folosit fără îndoială cuvinte precum „primitiv” sau „preștiințific” când a terminat de scris-o în următorul său volum de scrieri academice. Ascultă, de exemplu, următoarea poveste: Există un alt Soare pe cer, Soarele Demon, pe care nu-l putem vedea. Cu mulți ani în urmă, chiar înainte de marele timp al strămoșilor, Soarele Demon a atacat Soarele nostru. Au căzut comete și o iarnă teribilă a învăluit Pământul. Aproape toată viața a fost distrusă. Demon Sun atacase de multe ori înainte. Și va ataca din nou. De aceea, unii oameni de știință, când au auzit-o prima dată, au crezut că teoria Nemesis a fost doar o glumă - un Soare invizibil care atacă Pământul împreună cu cometele, sună ca o amăgire sau un mit. Din acest motiv, mulți au glumit sceptici: suntem mereu în pericol de a ne înșela pe noi înșine. Dar chiar dacă această teorie nu are o bază solidă, este totuși serioasă și destul de valabilă, deoarece ideea ei principală poate fi testată: găsești o stea și îi testezi proprietățile.
Cu toate acestea, deoarece satelitul IRAS a cercetat întregul cer în intervalul infraroșu și nu a găsit nicio radiație de la Nemesis în el, existența sa a devenit foarte puțin probabilă.
Legături
(Ne pare rău, dar toate linkurile oferite de autor sunt date către surse în limba engleză. Notă Ed.)Willy Ley: „Observatorii cerurilor”, The Viking Press NY, 1963,1966,1969
William Graves Hoyt: „Planeta X și Pluto”, The University of Arizona Press 1980, ISBN 0-8165-0684-1, 0-8165-0664-7 pbk.
Carl Sagan, Ann Druyan: „Comet”, Michael Joseph Ltd, 1985, ISBN 0-7181-2631-9
Mark Littman: „Planete dincolo – descoperirea sistemului solar exterior”, John Wiley 1988, ISBN 0-471-61128-X
Tom van Flandern: „Materia întunecată, planete dispărute și comete noi. Paradoxurile rezolvate, originile iluminate”, North Atlantic Books 1993, ISBN 1-55643-155-4
Joseph Ashbrook: „The many moons of Dr Waltemath”, Sky and Telescope, Vol 28, Oct 1964, p. 218, tot la pagina 97-99 din „The Astronomical Scrapbook” de Joseph Ashbrook, SKy Publ. Corp. 1984, ISBN 0-933346-24-7
Delphine Jay: „The Lilith Ephemeris”, Federația Americană a Astrologilor 1983, ISBN 0-86690-255-4
William R. Corliss: „Mysterious Universe: A handbook of astronomical anomalies”, Sourcebook Project 1979, ISBN 0-915554-05-4, p 45-71 „The intramercurial planet”, p 82-84 „Mercury's moon that wasn 't „t”, p. 136-143 „Neith, satelitul pierdut al lui Venus”, p. 146-157 „Alte luni ale Pământului”, p. 423-427 „Lunii lui Marte”, p. 464 „Un inel în jurul lui Jupiter ?" , p. 500-526 "Obiecte enigmatice"
- planete - corpuri mici
Sistemul solar s-a format acum aproximativ 4,6 miliarde de ani. Un grup de planete, Mercur, Venus, Pământ, Marte, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun, Pluto, împreună cu Soarele alcătuiesc Sistemul Solar.
Soare
Soarele - corpul central al sistemului solar - este o stea, o bilă uriașă de gaz, în centrul căreia au loc reacții nucleare. Cea mai mare parte a masei sistemului solar este concentrată în Soare - 99,8%. De aceea Soarele deține prin gravitație toate obiectele sistemului solar, a căror dimensiune nu este mai mică de șaizeci de miliarde de kilometri Samygin S.I. Concepte ale științelor naturale moderne - Rostov-on-Don, Phoenix, 2008.
Foarte aproape de Soare, circulă patru planete mici, formate în principal din roci și metale - Mercur, Venus, Pământ și Marte. Aceste planete sunt numite planete terestre.
Între planetele terestre și planetele gigantice se află centura de asteroizi Sagan K.E. Spațiu - M., 2000 .. Puțin mai departe sunt patru planete mari, formate în principal din hidrogen și heliu. Planetele gigantice nu au o suprafață solidă, dar au o atmosferă excepțional de puternică. Jupiter este cel mai mare dintre ele. Urmează Saturn, Uranus și Neptun. Toate planetele gigantice au un număr mare de sateliți, precum și inele.
Cea mai recentă planetă din sistemul solar este Pluto, care în proprietățile sale fizice este mai aproape de sateliții planetelor gigantice. Dincolo de orbita lui Pluto, a fost descoperită așa-numita centură Kuiper, a doua centură de asteroizi.
Mercur, cea mai apropiată planetă de Soare din sistemul solar, a fost un mister complet pentru astronomi de multă vreme. Perioada de rotație în jurul axei nu a fost măsurată cu precizie. Din cauza lipsei sateliților, masa nu a fost cunoscută cu exactitate. Apropierea de Soare a împiedicat observarea suprafeței.
Mercur
Mercur este unul dintre cele mai strălucitoare obiecte de pe cer. În luminozitate, este al doilea după Soare, Lună, Venus, Marte, Jupiter și steaua Sirius. În conformitate cu a treia lege a lui Kepler, are cea mai scurtă perioadă de revoluție în jurul Soarelui (88 de zile pământești). Și cea mai mare viteză medie orbitală (48 km/s) Hoffman V.R. Concepte ale științelor naturale moderne - M., 2003 ..
Masa lui Mercur este egală cu masa Pământului. Singura planetă cu masă mai mică este Pluto. În ceea ce privește diametrul (4880 km, mai puțin de jumătate din pământ), Mercur se află și el pe penultimul loc. Dar densitatea sa (5,5 g/cm3) este aproximativ egală cu densitatea Pământului. Cu toate acestea, fiind mult mai mic decât Pământul, Mercur a experimentat o ușoară compresie sub influența forțelor interne. Astfel, conform calculelor, densitatea planetei înainte de comprimare este de 5,3 g/cm3 (pentru Pământ, această valoare este de 4,5 g/cm3). O astfel de densitate necomprimată mare, care depășește densitatea oricărei alte planete sau satelit, indică faptul că structura internă a planetei este diferită de structura Pământului sau a Lunii Isaac A. Pământul și spațiul. De la realitate la ipoteză - M., 1999 ..
Valoarea mare a densității necomprimate a mercurului trebuie să se datoreze prezenței unei cantități mari de metale. Conform celei mai plauzibile teorii, în intestinele planetei ar trebui să existe un nucleu format din fier și nichel, a cărui masă ar trebui să fie de aproximativ 60% din masa totală. Și restul planetei ar trebui să fie format în principal din silicați. Diametrul miezului este de 3500 km. Astfel, se află la o distanță de aproximativ 700 km de suprafață. Simplist, vă puteți imagina pe Mercur ca o minge de metal de dimensiunea Lunii, acoperită cu o crustă stâncoasă de 700 km.
Una dintre descoperirile neașteptate făcute de misiunea spațială americană „Mariner 10” a fost detectarea unui câmp magnetic. Deși reprezintă aproximativ 1% din Pământ, este la fel de important pentru planetă. Această descoperire a fost neașteptată din cauza faptului că anterior se credea că partea interioară a planetei are o stare solidă și, prin urmare, nu se putea forma un câmp magnetic. Este greu de înțeles cum o planetă atât de mică ar putea stoca suficientă căldură pentru a menține miezul în stare lichidă. Cea mai probabilă presupunere este că miezul planetei conține o parte semnificativă de compuși de fier și sulf, care încetinesc răcirea planetei și, din această cauză, cel puțin partea gri-fier a nucleului este în stare lichidă Sagan. K.E. Spațiu - M., 2000 ..
Primele date care caracterizează planeta de la o distanță apropiată au fost obținute în martie 1974 datorită unei nave spațiale lansate în cadrul misiunii spațiale americane Mariner 10, care s-a apropiat la o distanță de 9500 km și a fotografiat suprafața la o rezoluție de 150 m.
Deși temperatura de suprafață a lui Mercur a fost deja determinată pe Pământ, s-au obținut date mai precise din măsurători apropiate. Temperatura de pe partea de zi a suprafeței ajunge la 700 K, aproximativ punctul de topire al plumbului. Totuși, după apus, temperatura scade rapid la aproximativ 150 K, după care se răcește mai lent până la 100 K. Astfel, diferența de temperatură pe Mercur este de aproximativ 600 K, ceea ce este mai mare decât pe orice altă planetă Sadokhin A.P. Concepte ale științelor naturale moderne - M., Unity, 2006 ..
Mercur seamănă foarte mult cu Luna în aparență. Este acoperit cu mii de cratere, dintre care cele mai mari ajung la 1300 km în diametru. Tot la suprafata sunt pante abrupte care pot depasi un kilometru inaltime si sute de kilometri lungime, creste si vai. Unele dintre cele mai mari cratere au raze precum craterele Tycho și Copernic de pe Lună, iar multe dintre ele au vârfuri centrale.Gorkov VL, Avdeev Yu.F. Alfabetul spațial. Carte despre spațiu - M., 1984 ..
Majoritatea obiectelor de relief de pe suprafața planetei au fost numite după artiști celebri, compozitori și reprezentanți ai altor profesii care au contribuit la dezvoltarea culturii. Cele mai mari cratere poartă numele de Bach, Shakespeare, Tolstoi, Mozart, Goethe.
În 1992, astronomii au descoperit regiuni cu niveluri ridicate de reflexie a undelor radio, similare ca proprietăți cu cele de reflexie în apropierea polilor de pe Pământ și Marte. S-a dovedit că aceste zone conțin gheață în cratere acoperite cu umbră. Și în timp ce existența unor astfel de temperaturi scăzute nu a fost neașteptată, misterul s-a dovedit a fi originea acestei gheațe pe o planetă, restul căreia este expusă la temperaturi ridicate și este complet uscată.
Trăsăturile distinctive ale lui Mercur - escarpele lungi, care uneori traversează cratere, sunt dovezi ale compresiei. Evident, planeta se micșora, iar crăpăturile mergeau de-a lungul suprafeței. Și acest proces a avut loc după ce majoritatea craterelor s-au format. Dacă cronologia standard a craterului este corectă pentru Mercur, atunci această contracție trebuie să fi avut loc în primele 500 de milioane de ani din istoria lui Mercur.
|
Satelitul Mercur
- un corp ceresc ipotetic de origine naturală, care se învârte în jurul lui Mercur. Existența unui astfel de satelit a fost presupusă pentru o perioadă scurtă de timp, totuși, în prezent se crede că Mercur nu are sateliți naturali. Pe 18 martie 2011, nava spațială MESSENGER a devenit primul satelit artificial al lui Mercur.
- 1 Găsirea unui satelit suspectat
- 2 stea dublă
- 3 Vezi de asemenea
- 4 Note
Găsirea unui satelit suspectat
Pe 27 martie 1974, cu două zile înainte ca stația interplanetară automată Mariner 10 să zboare cu Mercur, instrumentele de la bord au înregistrat radiații ultraviolete puternice în vecinătatea lui Mercur, a cărei apariție s-a dovedit a fi neașteptată. Potrivit Michael McElroy, membru al echipei de știință a misiunii Mariner, radiația pur și simplu „nu avea dreptul să fie acolo”, deoarece ambarcațiunea se confrunta cu partea întunecată a planetei. A doua zi, radiația a dispărut, dar după ce a avut loc zborul lângă Mercur din 29 martie 1974, a fost înregistrată din nou. Radiația a avut o lungime de undă mai mică de 1000 Å. Radiația părea să provină de la un obiect care se despărțise de Mercur. Părerile astronomilor au fost împărțite: unii au considerat obiectul o stea, alții, arătând spre două direcții diferite din care a fost observată radiația, au spus că a fost detectat un satelit. În plus, se credea la acea vreme că radiațiile ultraviolete trebuie să fie captate de mediul interstelar. De asemenea, viteza calculată a obiectului (4 kilometri pe secundă) corespundea cu viteza așteptată a satelitului.
stea dublă
31 Potire - Posibil un binar cu eclipsareCurând, însă, s-a descoperit că „satelitul” se îndepărta de Mercur. În cele din urmă, a doua sursă de radiație descoperită a fost identificată drept steaua 31 a constelației Cupei, care este o binară spectroscopică cu o perioadă de 2,9 zile, care poate fi asociată cu radiația în intervalul ultraviolet. Sursa de radiații înregistrată la 27 martie 1974 nu a fost încă descoperită.
Deși satelitul lui Mercur nu a fost descoperit, acest caz a condus la o descoperire importantă: după cum s-a dovedit, radiația ultravioletă limitativă (extremă) nu este complet absorbită de mediul interstelar, în urma căreia observațiile în acest interval au început să fie desfășurată activ.
Vezi si
- Lunii lui Venus
- Sateliți naturali ipotetici ai Pământului
Note
- 1 2 3 4 5 6 Schlyter P. Mercury's Moon, 1974 (engleză). Nine Planets: Appendix 7: Hypothetical Planets. Recuperat la 10 septembrie 2011. Arhivat din original la 23 ianuarie 2012. (traducere în limba rusă)
- 1 2 Luna lui Mercur care nu a fost (engleză) // New Scientist. - 1974. - Vol. 63, repede. 913. - P. 602.
- 1 2 Stratford, R.L. (1980). „31 Crateris reexaminat”. Observatorul 100 . Cod biblic: 1980Obs...100..168S. (HD 104337 lângă 11 58 17,515 −19 22 50,18)
