, планетоиды,
малые планеты - суть тела, обращающиеся около
солнца, подобно большим планетам, и находящиеся в промежутке между
Марсом и Юпитером. Открытие А. представляет чрезвычайно любопытный факт
в истории астрономии, так как существование этих тел было предугадано
раньше их открытия на основании некоторой правильности в распределении
планет в солнечной системе, указанной Тициусом, и разработанной Боде.
Если написать ряд чисел 0, 3, 6, 12, 24, 48, 96 и прибавить к каждому из
этих чисел (составляющих, начиная от второго, геометрическую прогрессию
с знаменателем 2) по 4, то получим новый ряд чисел 4. 7, 10, 16, 28, 52,
100, который достаточно близко выражает последовательно расстояния всех
планет от солнца, а именно: Меркурий отстоит от солнца на расст. 3,9
Венера.................................................... 7,2
Земля.................................................:.. 10,0
Марс..................................................:.. 15,2
Юпитер.................................................. 52,0
Сатурн.................................................... 95,4 Между
Марсом и Юпитером оказывается промежуток, в котором и можно было
предполагать существование еще неоткрытой планеты. Впервые о
существовании планеты между Марсом и Юпитером говорил, по-видимому,
Кеплер, не указывая однако причин такого предположения. Затем о большом
промежутке между Марсом и Юпитером мы находим несколько замечаний у
Ламберта в его "Космологических письмах об устройстве вселенной" (1761
г.) и, наконец, вполне определенно указан данный выше ряд и предсказано
открытие новой планеты Тициусом (проф. в Виттенберге) в примечании к
немецкому изданию "Betrachtungen der Natur". Тициус говорит: "Обратите
внимание на расстояние планет одной от другой, заметьте, что они
отдалены одна от другой почти в пропорции их величины. Дайте расстоянию
от солнца до Сатурна 100 частей, тогда Меркурий отстоит от солнца на 4
такие части, Венера 4+3=7, Земля 4+6=10, Марс 4+12=16. Но смотрите от
Марса до Юпитера происходить уклонение от этой точной прогрессии. От
Марса следует пространство, равное 4+24 = 28 таких частей, а на этом
расстоянии нет ни планеты, ни спутника. Неужели Зиждитель мира оставил
бы это место пустым? Никогда! Будем уверены, что это пространство
принадлежит какому-нибудь не открытому еще спутнику Марса, или допустим,
что может быть Юпитер имеет еще несколько спутников, которые еще до сих
пор не видны ни в одно стекло. За этим нам неизвестным пространством
начинается сфера действия Юпитера, на расстоянии 4+48=52, и Сатурна, на
расстоянии 4+96=100. Какое поразительное соотношение!". Замечание
Тициуса было помещено в книге Боде, "Anleitung zur Kenntniss des
gestirnten Himmels" и хотя автор указывает здесь на первого изобретателя
этого соотношения, все же ряд Тициуса стал более известен под именем
"закона Боде". Правда закон этот далеко не точен. Во-первых, он не
состоит из простой геометрической прогрессии, так как первое число ряда
Тициуса не равно половине второго. Должно бы для сохранения единства
ряда писать в начале его не 0, а 11/2. Но тогда для расстояния Меркурия
получилось бы совершенно неточное значение. Далее, после открытия новых
планет Урана и Нептуна, оказалось, что закон Боде применяется только к
первому. В самом деле, продолжая начатую прогрессию дальше, мы получили
бы для расстояний Урана и Нептуна величины 196 и 388, вместо 191,2 и
300,6. Последнее число уже весьма далеко от требуемого законом Боде.
Таким образом в настоящее время ряд Тициуса можно рассматривать только
как мнемоническое правило для удобного запоминания приблизительных
размеров солнечной системы, причем за единицу в этом ряде можно считать
с достаточной точностью 2 миллиона немецких миль. В Берлинском
астрономическом календаре на 1790 г. Вурм несколько усовершенствовал
правило Боде, взяв вместо чисел 3 и 4 числа 293 и 387, что дает
следующие величины для расстояний отдельных планет от солнца, в
километрах, если принять расстояние Меркурия равным 57,5 мил. кил. Для
сравнения рядом с вычисленными величинами даны истинные расстояния
Планет.
Меркурий 387 = 387 = 57,5 57,5 Венера 387+ 1.293 = 680 = 101,1 107,5
Земля 387+ 2.293 = 973 = 144,7 148,7 Марс 387+ 4.293 = 1559 = 231,8
226,5
387+ 8.293 = 2731 = 406,1 Юпитер 387+ 16.293 = 5075 = 754,7 773,5
Сатурн 387+ 32. 293 = 9763 = 1451,8 1418,0 Уран 387+ 64.293 = 19139 =
2846,1 2851,8 Нептун 387+ 128.293 = 37891 = 5634,6 4470,5 Открытие Урана
Гершелем в 1781 г. подтверждало по-видимому правильность ряда Боде, так
что под руководством Цаха и Шретера в 1800 г. образовалось общество для
систематического обозрения неба с целью нахождения предполагаемой
планеты. Для этого должно было наблюдать внимательно эклиптикальные
звезды, среди которых можно было надеяться открыть новую планету.
Предполагалось изготовить 24 эклиптикальные карты, специально для этой
цели. Ожидания скоро оправдались, хотя открытие было сделано не одним из
членов нового общества, а итальянским астрономом Пиацци, в Палермо,
который нашел 1-го января 1801 г. малую планету, названную им Церерой.
Она оказалась именно в промежутке между Марсом и Юпитером, как то
показал Гаусс, который определил орбиту новооткрытой планеты, по
способу, опубликованному им впоследствии в существенно видоизмененной
форме, в классическом сочинении - "Theoria motus corporum coelestium".
После того, как Церера скрылась в лучах солнца, и наблюдение ее стало
уже невозможным, дальнейшее движение ее в пространстве могло быть
прослежено только теоретически, посредством вычисления орбиты её. Гаусс
решил эту новую задачу теоретической астрономии, и Церера была найдена,
без малого через год после ее исчезновения, в месте, указанном Гауссом.
Расстояние ее от солнца весьма близко соответствовало тому, которое
требовалось формулой Тициуса, а именно оно было 27,7 (вм. 28). Помимо
своей малой величины во время открытия, яркость Цереры была равна
яркости звезды 6-ой величины, что при небольшом расстоянии ее от земли
указывало на весьма малую величину (этой планеты); новая планета
представляла еще ту особенность, что орбита ее оказалась наклонной к
эклиптике под весьма большим углом 10ш, значительно превосходящим угол
наклонения даже орбиты Меркурия. Но эти ненормальные свойства планеты и
ее орбиты вскоре оказались только первыми указаниями на еще более
неожиданные открытия. Бременский астроном Ольберс долгое время искал
Цереру перед вторичным появлением ее. При этом однажды он заметил
звезду, которая раньше не была им наблюдаема, и двух часов наблюдения
было достаточно, чтобы убедиться, что эта звезда перемещается почти
также, как перемещалась Церера, которую Ольберс наблюдал раньше почти в
том же самом месте. Это была новая малая планета, названная Палладой
(1802 г.). Орбита ее была еще более ненормальна, чем орбита Цереры.
Наклонность орбиты к эклиптике = 34ш 39', эксцентриситет 0,248, и то и
другое больше, чем во всех известных дотоле планетах. Уже в
гелиоцентрическом положении ее возможны следовательно разности в 69ш в
широте, а для геоцентрического положения разность в широте может
достигать 84ш, так что видимое положение Паллады на небе бывает иногда
далеко за пределами зодиака, внутри которого наибольшие отклонения всех
прежде известных больших планет занимали пояс всего в 18ш шир.
Расстояние Паллады от солнца почти совпадает с расст. от солнца Цереры
(27,7 в единицах полуоси земн. орбиты).
Существование двух малых планет в столь близком друг от друга
расстоянии, с столь необыкновенными орбитами, привело Ольберса к мысли,
что эти А., как их назвал Гершель, суть обломки одной большой планеты,
замещавшей некогда пробел в ряде Тициуса, и разорвавшейся вследствие
каких-нибудь вулканических или иных причин. В таком случае можно было
надеяться найти еще несколько обломков, и притом известно было даже, где
вероятнее всего их можно встретить. В самом деле, из весьма элементарных
соображений можно усмотреть, что, если какая-нибудь планета разорвется
вследствие действия каких-нибудь внутренних сил, то осколки ее,
разбросанные в разные стороны, хотя и будут описывать около солнца
орбиты, отличные одна от другой, но будут возвращаться после каждого
оборота около солнца в то же место, из которого они разошлись. Таким
образом все орбиты отдельных А. будут пересекаться в одной и той же
точке пространства, и в этой точке и следует искать дальнейших обломков.
Предсказание Ольберса в этом смысле увенчалось полным успехом. В 1804
году, Гардинг в Лилиентале, в 1807 г. сам Ольберс в Бремене, открыли два
новых А., названных соответственно - Юнона и Веста.
Прошло почти сорок лет, прежде чем к этим четырем первым А.
присоединились новые планетки. Только в 1845 г. Генке, после 15-летних
поисков, нашел новую малую планету, названную Астрея, а в 1847 г. он же
открыл еще одну малую планету Гебе, а затем стали быстро следовать одно
за другим открытия А., число которых возросло почти до 300 в настоящее
время, и по ходу открытий можно думать, что все количество их еще далеко
не исчерпано. Открытия Генке и других наблюдателей в середине настоящего
столетия в значительной степени обусловлены появлением берлинских акад.
звездных карт, а впоследствии эклиптикальных карт Гайнда и Шакорнака,
которые позволяли, посредством сравнения светил, видимых в данный момент
в каком-нибудь участке неба, с фундаментальными картами, легко замечать
присутствие посторонних светил среди неподвижных звезд. Карты берлинской
академии давали полное обозрение всех звезд до 9-й величины в
экваториальном поясе в 30ш ширины; последние вышеупомянутые карты
обнимают только узкий пояс около эклиптики, но заключают за то звезды до
11-ой и 12-ой величины.
В следующей табличке дано число открыли А. по пятилетиям:
Раньше 1845 г. 4 1845 - 1849 6 1850 - 1854 23 1855 - 1859 24 1860 -
1864 25 1865 - 1869 27 1870 - 1874 31 1875 - 1879 71 1880 - 1884 33 1885
- 1889 43 Число открытий А. в последнее время зависело почти
исключительно от деятельности двух астрономов: Пализа в Вене и недавно
умершего в Клинтоне Петерса. В пятилетие 1875 - 1879, наиболее богатое
открытиями малых планет, из 71 А., первый открыл их 20, второй также 20.
За все время своей деятельности, т.е. с 1874 г. до настоящего времени
(апрель 1890) Пализа один открыл 70 А. (В приложении помещен полный
список всех А., открытых до 1889 г., с указанием степени яркости и
расстояния от солнца с элементами их орбит). После открытия первых А. им
дали особые обозначения, подобные тем, которые употребляются для больших
планет. Обозначения эти иногда употребляются и в настоящее время для
первых четырех А., открытых до 1845 г.; знаки же, придуманные для
позднейших А.,
- Астреи, Гебе, Ирис, Флоры, Метис, Гигеи, Партенопы, Викторы,
Эгерии, Ирены, Эвномии, Психе, Тетис, Прозерпины, Беллоны, Амфитриты,
Левкотеи, Фидес, совершенно не употребляются, и А. перестали означаться
особыми символами с тех пор, как число открытий их стало быстро
возрастать. Даже собственные имена, которыми продолжают еще наделять
малые планеты, вытесняются более простым обозначением их числом,
показывающим порядок открытия планеты. Таким образом напр. Церера
означается (1), Паллада (2), Юнона (3), Веста (4) и т. д., как показано
в списке А. Все астероиды отличаются от больших планет, главным образом
своею величиною. Первые А. были еще сравнительно наибольшими членами
обширной группы этих тел. Церера, при среднем расстоянии ее от солнца,
имеет в оппозиции яркость, равную яркости звезды 7,4 величины, Паллада -
8,0, Юнона - 8,7, Веста даже - 6,5, но дальнейшие А. уже гораздо
меньшие. Яркость открываемых А. уменьшается по мере возрастания их
номера. Можно думать, что уже все наибольшие А. в настоящее время
известны, и дальнейшие открытия раскрывают нам все более мелких членов
группы А. До 1861 г. еще попадались А., яркость которых равнялась
яркости звезд 9-ой величины, но с тех пор открываемые планетки имеют
яркость звезд 10-ой, 11-ой и т. д., даже 13-й величины в оппозиции.
Малая яркость соответствует малым линейным размерам. Некоторые астрономы
пытались измерить непосредственно диаметр наибольших А., но попытки их
не дали пока достаточно достоверных результатов. Линейные размеры А.
могут быть определены приблизительно из предположения, что альбедо их
одинаково с альбедо больших планет, и тогда размеры планеты получаются
из ее яркости простым вычислением. Наибольший из А., Веста, имеет, по
такому расчету, диаметр около 400 км., наименьшие из них, менее десятка
км. Малость А. не дала возможности до сих пор определить время обращения
около оси ни одного из них, так как изменения яркости, которые были
замечены на некоторых, напр. (49), (77), еще недостаточно доказаны и
выведенные из них периоды вращения этих А. еще поэтому не достоверны.
Точно также еще не могли быть определены положение осей вращения А., или
свойства их поверхности, хотя Гершель и предполагал, что около многих А.
можно видеть густые атмосферы.
Рассматривая элементы орбиты малых планет, мы находим в них некоторые
особенности, на которые уже отчасти было указано вначале. Эксцентриситет
орбит их, наклонность к эклиптике многих из этих орбит превышают во
много раз эксцентриситет и наклонность орбит всех больших планет, вместе
взятых. Планетка 132 заходит в перигелии по сю сторону орбиты Марса, а в
афелии она удалена от солнца дальние наиболее удаленной планетки Гильды.
Совокупность орбит всех планеток занимает пояс, ширина которого втрое
больше расстояния Земли от Солнца. Все орбиты так переплетены между
собою, что, если бы мы изобразили их материальными кольцами, то, подняв
одно из этих колец, мы бы подняли вместе с ним и все остальные.
Распределение орбит А. не представляет никаких особенностей. Попытки
указать на некоторые сгущения узлов или перигелиев их орбит, в
определенных направлениях, не привели ни к какому результату. Можно
утверждать, что распределение узлов и перигелиев - случайное. Напротив,
в распределении расстояний А. замечается влияние притягательного
действия Юпитера, а именно, как показал американский астроном Кирквуд,
если расположить малые планеты в ряд, по величине их расстояний от
солнца, то окажется, что в этих расстояниях будут большие пустые
промежутки, напр. в расстоянии 3,28 имеется весьма заметный промежуток,
точно также около расстояния 2,96 или 2,50 и т. п. Это объясняется тем,
что если бы в этих расстояниях и находились прежде А., то они не могли
бы остаться в таком положении. Время обращения их было бы при таких
расстояниях в простом кратном отношении с временем обращения Юпитера и
потому возмущающее действие этой планеты постепенно накоплялось бы и
должно бы было в конце концов, после достаточного числа обращений,
вывести планету из такого ее положения. Расстояние, соответствующее
времени обращения, вдвое меньшему времени обращения Юпитера, есть именно
3,28, на расстоянии 2,96 планетка имела бы время обращения, равное 3/7
года Юпитера, в расстоянии 2,50 - 1/3 этого периода и т.п. Что касается
масс А. в отдельности или массы всей совокупности их, то об этом пока
можно высказать только гадательные предположения. Не зная достоверно ни
диаметров, ни плотностей их, мы не можем конечно определить и их масс,
однако приблизительная оценка размеров А. дает все таки некоторое
представление об их массе. Совокупность всех известных до сих пор А. не
составила бы шара диаметром более 650 км. и, если будет открыто еще 1000
планеток, яркость которых в среднем будет не больше яркости тех из них,
которые открыты после 1850 г., то совокупность всех этих тел не составит
вместе шара более 800 км. в диаметре. Масса такого тела не может быть
очень велика. Из теории движения больших планет, а в особенности Марса,
в котором до сих пор не замечено никаких изменений под влиянием
притяжения А., можно заключить, что во всяком случае совокупность их
масс не может составить массу, сравнимую по величине с массой
какой-нибудь большой планеты, хотя нельзя высказаться об этом более
определенно. Постоянное возрастание числа находимых планет составляет,
по мнению многих астрономов, бесполезное нагромождение фактов, и
излишнюю работу для тех астрономов, которые вычисляют их орбиты и
эфемериды. С настоящего года берлинский астрономический календарь,
ведавший, главным образом, вычисление планетных орбит, отказался от этой
работы, и, вследствие этого, весьма возможно, что дальнейшие планетки,
как и многие из уже известных, постепенно затеряются, как уже раз
терялись и прежде найденные А.
