Комети
 
а б в г д е ж з и й к л м н о п р с т у ф х ц ч ш щ ъ ы ь э ю я
 

Комети

Комети (від греч.(грецький) kometes — зірка з хвостом, комета; буквально—длінноволосий), тіла Сонячної системи, що мають вигляд туманних об'єктів зазвичай зі світлим згустком — ядром в центрі і хвостом.

  Загальні відомості про комети. До. спостерігаються тоді, коли невелике крижане тіло, зване ядром До., наближається до Сонця на відстань, меншу 4—5 астрономічних одиниць, прогрівається його променями і з нього починають виділятися гази і пил. Останні створюють довкола ядра туманну оболонку (атмосферу До.), інколи звану комою і складову разом з ядром голову К. Атмосфера До. безперервно розсівається в простір і існує лише тоді, коли відбувається виділення газів і пилу з ядра. Під дією світлового тиску, а також унаслідок взаємодії з сонячним вітром гази і пил несуться геть від ядра, утворюючи хвости До.

загрузка...

  У більшості До. у середині голови спостерігається яскраве «ядро» (зіркоподібне або дифузне), що є свіченням центральної, найбільш щільної зони газів довкола дійсного ядра К. Голова До. і її хвости не мають різких контурів, і їх видимі розміри залежать, з одного боку, від загальної інтенсивності виділення газів і пилу з ядра і його близькістю до Сонця, а з іншого боку — від обставин спостережень, в першу чергу від яскравості фону піднебіння. Значна кількість відомостей про появу До., про їх рухи містять древні китайські хроніки. У Європі ж, відповідно до учення Арістотеля, аж до 17 ст вважали, що До. виникають і рухаються в атмосфері, що це — земні пари, що піднялися вгору і що спалахнули від наближення до «сфери вогню», причому їх хвости — це полум'я, гнане вітром. Т. Бразі, вивчаючи рух комети 1577 серед зірок за спостереженнями в Данії і в Празі визначив її паралакс, який виявився менше місячного паралакса, і, т. о., виявилось, що До. знаходилася далі за Луни. Це з'явилося доказом того, що До. — такі ж небесні світила, як і Місяць, планети і ін.

  Після відкриття закону тяжіння в 18—19 вв.(століття) були розроблені методи визначення орбіт До. (Е. Галлей, Р. Ольберс і ін.). Новий підхід до дослідження До. був запропонований Ф. Бесселем (почало 19 ст) і розвинений Ф. А. Бредіхиним (2-я половина 19 ст), що почав вивчення фізичної природи До. і особливостей їх внутрішньої будови; зокрема, Бредіхин створив велику роль, що зіграла, в дослідженнях До. механічну теорію кометних форм. На початку 20 ст австрійський астроном І. Голечек і радянський астроном. С. В. Орлов досліджували блиск До. і з'ясували закон його зміни залежно від відстані До. до Сонця. Сучасна епоха в дослідженні До. почалася в 1910, коли при поверненні яскравою Галлея комети стали широко застосовуватися фотографічний і спектроскопічний методи спостережень.

  Несподівані появи незвичайних небесних світил, якими представляються яскраві До., завжди справляло сильне враження. Тому недивно, що появи До. забобонні люди приймали за різного роду ознаки, пов'язували їх з різними земними подіями, причому в різних місцях — з різними. Так, поява яскравої До. у 1811— 1812 в Росії зв'язувалося з навалою полчищ Наполеона, в Іспанії — з хорошим урожаєм винограду, в Мексиці — з відкриттям срібних руд і т.п.

  Кількість До. у Сонячній системі надзвичайно велике: їх число, мабуть, досягає сотень мільярдів. Проте спостереженням доступно лише невелике число До., що заходять всередину орбіти Юпітера. Так, в 1850—1949 в середньому спостерігалося по 5 проходжень До. через перигелій щорік (з них лише одне, видиме неозброєним оком). У подальших 20 років (1950—69), унаслідок інтенсифікації пошуків До., це число зросло до 9 проходжень за рік. У таблиці. 1 приведений список найбільш яскравих До. 19 і 20 вв.(століття) і вказані їх найбільші зоряні величини (де вони відомі).

  За міжнародною угодою До. спочатку позначаються роком відкриття і буквою латинського алфавіту в порядку вступу повідомлення про їх відкриття.

Після надійного визначення їх орбіт ці предваріттельниє позначення замінюються остаточними, такими, що містять рік, порядковий номер (римська цифра) проходження До. через перигелій і ім'я спостерігача, що відкрив її (або спостерігачів). Див. Ахмарова — Юрлова комета, Белявського комета, Біели комета, Джакобіні — Циннера комета, Донаті комета, Ікея — Січи комета, Лекселя комета, Морхауза комета, Неуйміна комети, Шайна комета, Енке — Баклунда комета .

Таблиця. 1.— Великі комети

Комети

Найбільша видима зоряна величина

Комети

Найбільша видима зоряна величина

1811 I

+1

1882 II

-17

1823

 

1901 II

-2

1843 I

-7

1910 I

-5

1858 VI

+0,2

1910 II Галлея

-1

1861 II

-4

1927 IX

-6

1874 III

 

1947 XII

-2

1880 I

 

1948 XI

ок. +1

1881 II

 

1957 III

+2

  Блиск До. змінюється у великих межах. Найяскравішою з відомих була До. 1882 II, що личила до Сонця на дуже невелику відстань. Її блиск в перигелії досягав —17 зоряної величини, тобто вона давала в 60 разів більше світла, чим Луна в повний місяць. Вона була найяскравішим небесним об'єктом після Сонця і була добре видна вдень поблизу поверхні Сонця. Проте більшість До. видно лише в телескопи.

  Блиск До. швидко збільшується із зміною її відстані r від Сонця і залежить також від її відстані D від Землі. Зоряна величина т голови До. може бути представлена емпіричною залежністю т = т про + 5 lg D + 2,5 т lg r. Радянський астроном Би. Ю. Льовін, на підставі фізичних міркувань, встановив іншу залежність: т = А + В ( r + 5 lgd. У цих формулах т про абсолютний блиск, n, А і В — постійні, у більшості До. n »4, тобто свічення голови До. змінюється приблизно обернено пропорціонально r 4 . На регулярну зміну блиску До. із зміною r накладаються інколи неправильні коливання, які, можливо, пов'язані з сонячною активністю. В багатьох періодичних До. спостерігається вікове ослабіння блиску, яке пояснюють вичерпанням запасів речовини, що світиться.

  Орбіти комет . До 1971 обчислено близько 1 тис. систем елементів орбіт для майже 600 К. Результати обчислень публікуються в спеціальних каталогах. Так, каталог Портеру містить відомості про появи До. у роки від 239 до н.е.(наша ера) до 1961 н.е.(наша ера); всього в нім згадується 829 появ 566 індивідуальних До., серед яких 54 короткоперіодичних (з періодами р<200 років), таких, що спостерігалися при двох і більш наближеннях до Сонця; 40 короткоперіодичних що спостерігалися лише при одному наближенні; 117 долгоперіодічеських (з р > 200 років); 290 До. з параболічними орбітами; 65 До. з гіперболічними орбітами, які, віддаляючись від Сонця, назавжди покидають Сонячну систему, вирушаючи в міжзоряний простір. Більшість орбіт, що вважаються параболічними, насправді, мабуть, сильно витягнуті еліптичні, для них, проте, ексцентриситет не міг бути визначений із-за недостатньої точності спостережень. Гіперболічні ж орбіти є результатом обурюючої дії великих планет, переважно Юпітера, на рух К. Аналіз рухи таких До. у минулі роки привів до висновку, що до моменту, коли кожна з таких До. почала випробовувати помітний обурюючий вплив планет, вона наближалася до Сонячної системи по еліптичній орбіті. Проходження До. поблизу великих планет приводять до різких змін орбіт До. Наприклад, До., відкрита фінським астрономом Л. Отермой в 1942 і що рухалася до 1963 між орбітами Марса і Юпітера, перейшла після зближення з Юпітером на нову орбіту, лежачу між орбітами Юпітера і Сатурну.

Таблиця. 2.— Елементів орбіт деяких комет

Комета

Час останнього проходження перигелія Т

Період звернення р (роки)

Ексцентриситет е

Нахил орбіти i

Довгота висхідного вузла

Відстань перигелія від вузла w

Перігелійноє відстань q (а. е.)

Афелійноє відстань Q (а. е.)

Примітки

1970 I Енке

1971 січня, 9,92

3,302

0,847152

11°, 9747

334°, 2224

185°,9383

0,338897

4,09

Сама короткоперіодична

1957 IV Швассмана-Вахмана I

1957, травень, 12, 89

16,10

0,131488

9,4872

321,6094

355,8271

5,53774

7,21

Мале е , планетоподобная орбіта

1910 II Галлея

1910 квітень, 20, 18

76,1

0,967297

162,2158

57,8466

111,7190

0,587212

35,31

Перша До. для якої визначена орбіта

1965 VIII Ікея-січи (головне ядро)

1965, жовтень, 21, 18

874

0,999915

141, 8576

346,2963

69,0499

0,007785

183

що «Зачіпає Сонце»

  В русі ряду До., в першу чергу короткоперіодичних, виявлені також ефекти, не з'ясовні тяжінням їх відомими тілами Сонячної системи (так звані негравітаційні ефекти). Так, одні До. випробовують вікове прискорення, а інші — вікові уповільнення рухи, що є, мабуть, результатом реактивного ефекту від потоків речовини, що виділяються з ядра.

  Короткоперіодичні До. прийнято ділити на «сімейства» по величині афелійних відстаней. До найбільш багаточисельного сімейства Юпітера відносять До., афелій яких розташований біля орбіти Юпітера. До сімейства Сатурну відносять До. з афеліями поблизу його орбіти. Цікаву групу До., що «зачіпають Сонце», утворюють декілька долгоперіодічеських К. Все вони мають дуже малі перігелійниє відстані, в межах 0,0055—0,0097 а. е. (тобто їх перигелії віддалені від поверхні Сонця на 0,5—1 радіус Сонця), і приблизно однакові останні елементи орбіти. Мабуть, що ці До. — продукти розпаду однієї материнської До.

  В таблиці. 2 приведені елементи орбіт деяких До.

  Будова комет. По сучасних виставах, ядра До. складаються з водяного газу з домішкою «льодів» інших газів (СО 2 , Nh 3 і ін.), а також кам'янистих речовин. Порошинки частково виділяються з ядра при випарі (сублімації) льодів, частково утворюються в його околицях в результаті конденсації молекул нелетких і помірно летких речовин. Пилові частки розсіюють сонячне світло, атоми ж і молекули газів поглинають випромінювання в деяких довгих хвилях і з освітлюючого сонячного світла, а потім перєїзлучают їх. В результаті виділення з нагрітого Сонцем ядра газу і порошинок виникає реактивна сила, яка, можливо, породжує негравітаційні ефекти в русі К. Інтенсивноє виділення походить з найбільш нагрітої ділянки поверхні ядра, який, унаслідок обертання ядра, розташований не точно з сонячного боку, а декілька зміщений у бік обертання. У результаті з'являється компонента реактивної сили, яка або прискорює рух До., якщо обертання ядра відбувається в тому ж напрямі, що і звернення До. біля Сонця, або уповільнює його, якщо обертання і звернення відбуваються в протилежних напрямах.

  Газ і пил, що виділяються ядром, утворюють голову К. Молекули води і ін. газів, що виділяються з ядра під дією сонячного випромінювання, дуже швидко розпадаються, породжує спостережувані хімічно активні вільні радикали. Останні також розпадаються під дією випромінювання Сонця, але набагато повільніше, унаслідок чого встигають поширитися на значні відстані від ядра. Вивчення спектрів До. свідчить про те, що До. містять нейтральні молекули C 3 , C 2 , CN, СН, ВІН, NH, Nh 2 , іонізованниє молекули СО + , N 2 + , СН + , а також атоми Н, Про і Na. У окремих випадках в спектрах До., що виключно близько підлітали до Сонця, спостерігалися лінії випромінювання Fe і ін. нелетких хімічних елементів. Діаметр голови в яскравих До. може досягати мільйонів км. Кількість пилу в головах До. різно: в одних До. вона відсутня, в ін. її маса може досягати половини маси всієї речовини голови. Колір і поляризація світла, відбитого пиловими частками, вказує на те, що їх розміри в головах До. складають близько 0,25—5 мкм.

  Згідно класифікації, розробленої в другій половині 19 ст Ф. А. Бредіхиним, хвости До. підрозділяються на 3 типи: хвости 1-го типа направлені прямо від Сонця, хвости 2-го типа зігнуті і відхиляються назад по відношенню до орбітального руху До., хвости 3-го типа — майже прямі, але помітно відхиляються назад. При деяких взаємних положеннях Землі, До. і Сонця, відхилені назад хвости 2-го і 3-го типа видно із Землі як би направленими в сторону Сонця (так звані аномальні хвости). Фізична інтерпретація розділення хвостів на типів, запропонована Бредіхиним, в подальші роки значно розвивалася і в 70-х рр. 20 ст отримала наступний вміст. Хвости 1-го типа — плазмові і складаються з іонізованних молекул СО + , N 2 + , СН + , які з великими прискореннями під дією сонячного вітру несуться убік, протилежну до напряму на Сонці. Хвости 2-го типа утворюються пиловими частками різної величини, що безперервно виділяються з ядра, хвости ж 3-го типа з'являються у тому випадку, коли з ядра одночасно виділяється ціла хмара порошинок. Порошинки різної величини під дією світлового тиску отримують різне прискорення, і хмара розтягується в смугу, створюючу хвіст До., так звану синхрону. Рідко спостерігається прямий натрієвий хвіст, направлений уздовж плазмового хвоста (1-го типа). Нейтральні молекули, присутні в голові До., набувають під дією світлового тиску приблизно такого ж прискорення, як і пилових часток, і тому рухаються у напрямі хвоста 2-го типа. Проте час їх життя до фотодиссоціації (або іонізації) сонячним випромінюванням складає всього декілька годин. Тому вони не встигають просунутися далеко в хвіст 2-го типа. Інколи їх удається відмітити в невеликій кількості лише в початковому відрізку хвоста.

  Що безперервно виділяються з ядра і рухомі під дією однакового прискорення частки рівної величини розташовуються в просторі уздовж викривленої лінії — так званою синдінами. Хвости 2-го типа є віялом синдінам, відповідним порошинкам різних розмірів. Видима форма хвоста 2-го типа визначається при цьому розподілом пилових часток по розмірах. Таким чином, видимий хвіст 2-го типа є смугою максимальної яскравості в межах віяла.

  Найбільшої довжини досягають, як правило, хвости 1-го типа, тягнучись на сотні млн. км. Проте їх щільність, мабуть, не перевищує 10 2 10 3 іонов/ см 3 .

  Кращому розумінню природи До. багато в чому сприяють лабораторні експерименти по моделюванню До. Удалося, зокрема, відтворити сублімацію запилених кометних льодів викидом метеорних часток з ядра, утворення іонізованих структур, що нагадують хвости 1-го типа. За допомогою геофизичних ракет і космічних зондів на висотах від декількох сотів до десятків тис. км. створені штучні хмари з пари лужних металів — так звані комети штучні, які підготували грунт для моделювання До. у відкритому космосі. Обговорюється питання про посилку космічного зонда до тієї або іншою періодичною До. при її поверненні до Сонця для безпосереднього вивчення складу, магнітних полів і інших фізичних особливостей До.

  Походження і еволюція комет. Теорія, спостереження і експерименти свідчать про те, що при поверненнях до Сонця До. втрачає значну частину своєї речовини, так що час її життя не може перевищувати сотні або тисячі зворотів біля Сонця; цей час надзвичайний мало з точки космогонії зору. Оскільки, проте, До. спостерігаються і в сучасну епоху, повинні існувати ті або інші джерела поповнення їх кількості. Згідно з однією гіпотезою, що розробляється радянським астрономом С. До. Всехсвятським, До. є результатами потужних вулканічних вивержень на великих планетах і їх супутниках. По іншій гіпотезі, запропонованій голландським астрономом Я. Оортом, нині спостережувані До. приходять в околиці Сонця з гігантського кометної хмари, що оточує Сонячну систему і що тягнеться до відстаней в 150 тис. астрономічних одиниць, яке утворилося в епоху формування планет-гігантів. Під впливом обурень від тяжіння зірок деякі До. цієї хмари можуть переходити на орбіти з малими перігелійнимі відстанями і ставати таким чином спостережуваними.

  Літ.: Бредіхин Ф. А., Про хвости комет, М. — Л., 1934; Орлів С. Ст, Про природу комет М., 1958; Всехсвятський С. До., Фізичні характеристики комет, М., 1958; Добровольський О. Ст, Комети, М., 1966; Фесенков Ст Р., Сонячна кометна хмара і міжзоряний простір, «Земля і Всесвіт», 1965 № 4; Richter N. Ст, Statistik und Physik der Kometen, Lpz., 1954 (English translation: The Nature of Comets, L., 1963); The Moon, Meteorites and Comets, ed B. М. Middle-hurst and G. P. Kuiper, Chi. — L., 1963, ch. 15—20; Nature et originc des cometés, Liege 1966.

  О. Ст Добровольський.

Комета Ікея 1963 I: злегка турбулізірованний хвіст 1-го типа.

Комета Аренда — Ролана 1957 III: хвіст 2-го типа і списоподібний псевдоаномальний хвіст.

Комета Мркоса 1957 V: широкий зігнутий хвіст 2-го типа з поперечними смугами і вузький прямий хвіст 1-го типа.

Комета Ікея — Січи 1965 VIII: веретеноподібна структура в хвості 2-го типа.

Комета Донаті 1858 VI: оболонки в голові (зарисовка).