Комплекс долгопериодических кометных орбит : Структура, закономерности

• Автор: Калиничева, Ольга Владимировна
• Шифр специальности: 01.03.01
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2002
• Место защиты: Вологда
• Количество страниц: 120 с. : ил

Содержание
Введение
Г лава I Основные наблюдательные закономерности в системе ППК
§ 1. Параметры орбит почти параболических комет, основные закономерности..
§ 2. Распределение перигелиев ППК
§ 3. Распределение ППК по перигелийному расстоянию, влияние условий
видимости на данное распределение
§ 4. Кометы Крейца
Глава II Захват межзвездных комет
§ 5, Возможные источники межзвездных комет
§ 6. Модель захвата в первом приближении и некоторые аналитические
результаты
§ 7. Результаты численного моделирования
Глава III Сравнение теоретических результатов с наблюдениями, семейства почти
параболических комет
§ 8. Сравнение теоретических результатов с наблюдениями
§ 9. Формирование семейств
§ 10. Характеристика кометных семейств
Глава IV К проблеме поиска трансплутоновых планет
§11. Анализ проблемы
§ 12. Исследование афелийных расстояний
§ 13. Исследование распределения афелийных (перигелийных) направлений и
наклона кометных орбит
§ 14. Критерий генетической связи комет с планетами
Заключение
Литература
Приложения

Введение
Подавляющее большинство комет движется вокруг Солнца по вытянутым эллиптическим орбитам. При этом в элементах кометных орбит существует двумодальность. Кометы, наблюдаемые в течение нескольких оборотов вокруг Солнца (периодические кометы) и кометы, которые могут наблюдаться только один раз (непериодические), имеют резко отличающиеся физические и динамические характеристики. Кометы принято классифицировать по периоду обращения: к короткопериодическим относят кометы с периодом обращения Р<200 лет, кометы с Р>200 лет называют почти параболическими. Орбиты короткопериодических комет отличаются малыми наклонами к эклиптике, концентрацией афелийных расстояний к большим полуосям планет-гигантов. В настоящее время большинство исследователей делит короткопериодические комет на две группы: 1) кометы семейства Юпитера (константы Тиссерана Т> 2, период обращения Р< 20 лет) и 2) кометы типа кометы Галлея (Г <2, Р> 20) (Quinn, Tremaine, Duncan, 1990; Levison, Duncan, 1997; Weissman, 1999). Эксцентриситеты орбит почта параболических комет мало отличаются от единицы, а наклоны распределены случайным образом.
Объектом настоящего исследования являются почти параболические кометы (ППК - период обращения Р > 200 лет). Предмет исследования -динамические закономерности кометной системы. Научный интерес к почти параболическим кометам и актуальность их исследования обусловлены возможностью изучения эволюции Солнечной системы в целом, а также ее ближайшего окружения. В комегной космогонии созданы десятки гипотез о происхождении комет. Исследовались различные источники и механизмы «рождения» этих малых тел Солнечной системы: кометы имеют межзвездное происхождение - Laplace (1796); кометы - осколки планет считает Lagrange (1812); кометы образуются в результате взрывов на звездах - Proctor (1881); кометы имеют солнечное происхождение - Мультон (1908), Donald (1963); согласно Константинову (1966), кометы имеют антивещественную природу; кометы являются реликтовыми остатками протопланетного облака - Шмидт (1945), Oort (1950, 1951); кометы рождаются в метеорных потоках - Альвен

(1979); согласно Давыдову (1981), кометы возникают при приливном разрушении астероидов; кометы порождаются далекими гипотетическими планетами - Радзиевский (1987) и т.д. В настоящее время наиболее распространенной среди астрономов является гипотеза реликтового происхождения комет. Гипотеза была предложена голландским астрономом Я. Оортом (1950, 1951) согласно которому на периферии Солнечной системы на расстояниях 100-150 тыс. а.е. находится резервуар кометных ядер в виде почти сферического облака содержащего порядка 1012 кометоподобных тел. Общепринято, что облако Оорта было сформировано в результате выброса ледяных планетезималей из региона планет-гигантов под действием гравитационных возмущений со стороны планет-гигантов и взаимных столкновений между планетезималями (Duncan et al., 1987; Whippl, 1998; Weissman, 1999; Stem, Weissman, 2001). Источником короткопериодических комет семейства Юпитера считается пояс Койпера (Levison, Duncan, 1993, 1997), расположенный по Trujillo и Brown (2001) на расстоянии 47-76 а.е. Источником короткопериодических комет типа кометы Галлея - почти параболические кометы из облака Оорта (Dones et al., 2000; Levison et al., 2001).
Кометы являются своеобразными индикаторами космического пространства. По характеру изменения элементов кометных орбит можно судить об источнике, вызвавшем эти изменения. На движение короткопериодических комет сильное возмущающее воздействие оказывают планеты Солнечной системы, а также негравитационные эффекты, вызванные, например, истечением струй газа из ядер. Сказанное относится и к почти параболическим кометам во время их движения во внутренних областях Солнечной системы (около перигелия). Кроме того, на движение почти параболических комет оказывает влияние приливные силы со стороны галактического ядра, близкие прохождения звезд (Torbett, 1986 б; Duncan et al., 1987; Byl, 1990; Yabushita, Tsujii, 1991). Проведено численное интегрирование уравнений движения комет с первоначально большими периодами обращения (кометы из облака Оорта) и построены аналитические модели, учитывающие все или почти все перечисленные выше возмущающие факторы (Yabushita, Tsujii, 1989, 1991;

Однако реальное время наблюдения кометы довольно плохо описывается уравнением (3.7), так как зависит в общем случае не только от q (рис. 3.3). Радзиевский (1985) предположил в качестве критерия вероятности открытия комет использовать не теоретическое, а реальное время их наблюдения
w~tob. (3.9)
т.е. чем дольше комета могла наблюдаться, тем легче ее можно было открыть и, соответственно, наоборот, - чем короче время наблюдения кометы, тем труднее ее открыть и тем меньше была вероятность ее открытия. Определим вес каждой кометы W, как величину, обратную времени ее наблюдения. Чем больше вес W данного наблюдения, тем больший вклад вносит оно в общее распределение. В частности, при построении гистограммы вес кометы рассматривается как число наблюдений комет с данными параметрами. Тогда с некоторым приближением распределение наблюдаемых комет по параметру х с учетом веса W молено рассматривать как реальное ntr (х). Хотя количественные результаты при использовании такого приближения получить трудно, но можно рассмотреть изменение общей картины качественно. На рис. 3.4 представлено теоретическое распределение комет по перигелийному расстоянию q (q > ОД а.е.) с учетом
(3.9). Анализируя рис. 3.4 можно прийти к несколько неожиданному выводу: существенно повысилось число реальных комет с q < 1 а.е., и в особенности с q < 0,1 а.е. Последних примерно в 20 раз больше, чем комет с q « 1 а.е. и они на графике не представлены. Этот результат можно объяснить следующим образом: кометы с малыми q в среднем могут наблюдаться в течение меньшего промежутка времени (рис. 3.1, 3.3), чем кометы с большими q и, согласно гипотезе Радзиевского, имеют меньшую вероятность открытия. Поэтому эффекты, отмечаемые в распределении перигелиев почти параболических комет - концентрация перигелиев на малых гелиоцентрических расстояниях, - с учетом
(3.9) казались еще более выраженными. Необходимо оговориться, что факт наличия огромного количества неоткрытых комет с q < 0,1 а.е. (согласно рис. 3.4) вызывает сомнение в правомочности использования предположения (3.9).