Das erste in den Chroniken dokumentierte Erscheinen eines Kometen geht auf das Jahr 2296 v. Chr. zurück. Und dies geschah durch eine Frau, die Frau von Kaiser Yao, die einen Sohn zur Welt brachte, der später Kaiser Ta-Yu wurde, der Gründer der Khia-Dynastie. Von diesem Moment an überwachten chinesische Astronomen den Nachthimmel und nur dank ihnen wissen wir von diesem Datum. Damit beginnt die Geschichte der Kometenastronomie. Die Chinesen beschrieben nicht nur Kometen, sondern zeichneten auch die Bahnen der Kometen auf einer Sternkarte auf, was es modernen Astronomen ermöglichte, die hellsten von ihnen zu identifizieren, die Entwicklung ihrer Umlaufbahnen zu verfolgen und andere nützliche Informationen zu erhalten.
Es ist unmöglich, ein solch seltenes Schauspiel am Himmel nicht zu bemerken, wenn ein nebliger Körper am Himmel sichtbar ist, der manchmal so hell ist, dass er durch die Wolken funkeln kann (1577) und sogar den Mond verdunkelt. Aristoteles im 4. Jahrhundert v. Chr erklärte das Phänomen eines Kometen wie folgt: Leichte, warme, „trockene Pneuma“ (Gase der Erde) steigen an die Grenzen der Atmosphäre, fallen in die Sphäre des himmlischen Feuers und entzünden sich – so entstehen „Schwanzsterne“. . Aristoteles argumentierte, dass Kometen schwere Stürme und Dürren verursachen. Seine Ideen sind seit zweitausend Jahren allgemein anerkannt. Im Mittelalter galten Kometen als Vorboten von Kriegen und Epidemien. So war die normannische Invasion Südenglands im Jahr 1066 mit dem Erscheinen des Halleyschen Kometen am Himmel verbunden. Der Fall von Konstantinopel im Jahr 1456 war auch mit dem Erscheinen eines Kometen am Himmel verbunden. Als Tycho Brahe 1577 das Erscheinen eines Kometen untersuchte, stellte er fest, dass er sich weit über die Umlaufbahn des Mondes hinaus bewegte. Die Zeit, die Umlaufbahnen von Kometen zu studieren, hatte begonnen ...
Der erste Fanatiker, der Kometen entdecken wollte, war ein Mitarbeiter des Pariser Observatoriums, Charles Messier. Er ging in die Geschichte der Astronomie ein, als er einen Katalog von Nebeln und Sternhaufen zusammenstellte, mit dem Ziel, nach Kometen zu suchen, um entfernte Nebelobjekte nicht mit neuen Kometen zu verwechseln. In 39 Beobachtungsjahren entdeckte Messier 13 neue Kometen! In der ersten Hälfte des 19. Jahrhunderts profilierte sich insbesondere Jean Pons unter den „Fängern“ von Kometen. Der Hausmeister des Observatoriums von Marseille und später dessen Direktor baute ein kleines Amateurteleskop und begann nach dem Vorbild seines Landsmanns Messier mit der Suche nach Kometen. Die Sache erwies sich als so faszinierend, dass er in 26 Jahren 33 neue Kometen entdeckte! Es ist kein Zufall, dass Astronomen ihm den Spitznamen „Kometenmagnet“ gaben. Der von Pons aufgestellte Rekord ist bis heute unübertroffen. Zur Beobachtung stehen etwa 50 Kometen zur Verfügung. Im Jahr 1861 wurde das erste Foto eines Kometen aufgenommen. Archivdaten zufolge wurde jedoch in den Annalen der Harvard University eine Aufzeichnung vom 28. September 1858 entdeckt, in der Georg Bond von einem Versuch berichtete, ein fotografisches Bild des Kometen im Fokus eines 15-Zoll-Refraktors zu erhalten! An einem Verschluss Bei einer Geschwindigkeit von 6" wurde der hellste Teil der Koma mit einer Länge von 15 Bogensekunden ermittelt. Das Foto ist nicht erhalten.
Der Kometenbahnkatalog von 1999 enthält 1.722 Umlaufbahnen für 1.688 Kometenerscheinungen von 1.036 verschiedenen Kometen. Von der Antike bis heute wurden etwa 2000 Kometen beobachtet und beschrieben. In den 300 Jahren seit Newton wurden die Umlaufbahnen von mehr als 700 von ihnen berechnet. Die allgemeinen Ergebnisse sind wie folgt. Die meisten Kometen bewegen sich in mäßig oder stark verlängerten Ellipsen. Komet Encke nimmt den kürzesten Weg – von der Umlaufbahn des Merkur zum Jupiter und zurück in 3,3 Jahren. Der am weitesten entfernte Komet, der zweimal beobachtet wurde, ist ein Komet, der 1788 von Caroline Herschel entdeckt wurde und 154 Jahre später aus einer Entfernung von 57 AE zurückkehrte. Im Jahr 1914 stellte der Delavan-Komet den Distanzrekord auf. Es wird sich auf 170.000 AU bewegen. und „endet“ nach 24 Millionen Jahren.
Bisher wurden mehr als 400 kurzperiodische Kometen entdeckt. Davon wurden etwa 200 während mehr als einer Perihelpassage beobachtet. Viele von ihnen gehören sogenannten Familien an. Beispielsweise bilden etwa 50 der Kometen mit der kürzesten Periode (ihr vollständiger Umlauf um die Sonne dauert 3–10 Jahre) die Jupiterfamilie. Etwas kleiner sind die Familien Saturn, Uranus und Neptun (zu letzterem gehört insbesondere der berühmte Komet Halley).
Erdbeobachtungen vieler Kometen und die Ergebnisse von Untersuchungen des Halleyschen Kometen mit Raumfahrzeugen im Jahr 1986 bestätigten die erstmals 1949 von F. Whipple geäußerte Hypothese, dass die Kerne von Kometen so etwas wie „schmutzige Schneebälle“ mit mehreren Kilometern Durchmesser seien. Sie scheinen aus gefrorenem Wasser, Kohlendioxid, Methan und Ammoniak zu bestehen, mit darin gefrorenem Staub und Gesteinsmaterial. Wenn sich der Komet der Sonne nähert, beginnt das Eis unter dem Einfluss der Sonnenwärme zu verdampfen und das austretende Gas bildet eine diffuse leuchtende Kugel um den Kern, die Koma genannt wird. Die Koma kann einen Durchmesser von bis zu einer Million Kilometern haben. Der Kern selbst ist zu klein, um direkt gesehen zu werden. Beobachtungen im ultravioletten Bereich des Spektrums von Raumfahrzeugen aus haben gezeigt, dass Kometen von riesigen Wasserstoffwolken mit einer Größe von vielen Millionen Kilometern umgeben sind. Wasserstoff entsteht durch die Zersetzung von Wassermolekülen unter dem Einfluss von Sonnenstrahlung. Im Jahr 1996 wurde die Röntgenemission des Kometen Hyakutake entdeckt, und anschließend wurde entdeckt, dass andere Kometen Quellen für Röntgenstrahlung sind.
Beobachtungen im Jahr 2001, die mit dem hochdispersiven Spektrometer des Subara-Teleskops durchgeführt wurden, ermöglichten es Astronomen erstmals, die Temperatur von gefrorenem Ammoniak im Kometenkern zu messen. Temperaturwert bei 28 + 2 Grad Kelvin deuten darauf hin, dass sich der Komet LINEAR (C/1999 S4) zwischen den Umlaufbahnen von Saturn und Uranus gebildet hat. Damit können Astronomen nun nicht nur die Bedingungen bestimmen, unter denen Kometen entstehen, sondern auch herausfinden, wo sie entstehen. Mithilfe der Spektralanalyse wurden organische Moleküle und Partikel in den Köpfen und Schweifen von Kometen entdeckt: atomarer und molekularer Kohlenstoff, Kohlenstoffhybrid, Kohlenmonoxid, Schwefelkohlenstoff, Methylcyanid; anorganische Bestandteile: Wasserstoff, Sauerstoff, Natrium, Calcium, Chrom, Kobalt, Mangan, Eisen, Nickel, Kupfer, Vanadium. Die in Kometen beobachteten Moleküle und Atome sind in den meisten Fällen „Fragmente“ komplexerer Ausgangsmoleküle und Molekülkomplexe. Die Herkunft der Ausgangsmoleküle in Kometenkernen ist noch nicht geklärt. Bisher ist nur klar, dass es sich um sehr komplexe Moleküle und Verbindungen wie beispielsweise Aminosäuren handelt! Einige Forscher glauben, dass eine solche chemische Zusammensetzung als Katalysator für die Entstehung von Leben oder als Ausgangsbedingung für seine Entstehung dienen kann, wenn diese komplexen Verbindungen unter ausreichend stabilen und günstigen Bedingungen in die Atmosphäre oder auf die Oberfläche von Planeten gelangen.
Wer eine Sternschnuppe am Himmel beobachtet, fragt sich vielleicht: Was ist ein Komet? Dieses aus dem Griechischen übersetzte Wort bedeutet „langhaarig“. Wenn er sich der Sonne nähert, beginnt sich der Asteroid zu erwärmen und nimmt ein eindrucksvolles Aussehen an: Staub und Gas beginnen von der Oberfläche des Kometen wegzufliegen und bilden einen schönen, hellen Schweif.
Das Erscheinen von Kometen
Das Erscheinen von Kometen ist kaum vorhersehbar. Wissenschaftler und Amateure haben ihnen seit der Antike Aufmerksamkeit geschenkt. Große Himmelskörper fliegen selten an der Erde vorbei und ein solcher Anblick ist faszinierend und erschreckend. Die Geschichte enthält Informationen über solche hellen Körper, die durch die Wolken funkeln und mit ihrem Glanz sogar den Mond in den Schatten stellen. Mit dem Erscheinen des ersten solchen Körpers (1577) begann die Erforschung der Bewegung von Kometen. Die ersten Wissenschaftler konnten Dutzende verschiedener Asteroiden entdecken: Ihre Annäherung an die Umlaufbahn des Jupiter beginnt mit dem Leuchten ihres Schweifs, und je näher der Körper unserem Planeten ist, desto heller brennt er.
Es ist bekannt, dass Kometen Körper sind, die sich auf bestimmten Flugbahnen bewegen. Normalerweise hat es eine längliche Form und wird durch seine Position relativ zur Sonne charakterisiert.
Die Umlaufbahn des Kometen dürfte die ungewöhnlichste sein. Von Zeit zu Zeit kehren einige von ihnen zur Sonne zurück. Wissenschaftler sagen, dass solche Kometen periodisch sind: Sie fliegen nach einer bestimmten Zeitspanne in die Nähe von Planeten.
Kometen
Seit der Antike nannten die Menschen jeden leuchtenden Körper einen Stern, und diejenigen, die einen Schweif hinter sich hatten, nannten sie Kometen. Später entdeckten Astronomen, dass Kometen riesige Festkörper sind, die aus großen Eisfragmenten, vermischt mit Staub und Steinen, bestehen. Sie kommen aus dem Weltraum und können entweder an der Sonne vorbeifliegen oder sie umkreisen, wobei sie regelmäßig an unserem Himmel auftauchen. Es ist bekannt, dass sich solche Kometen auf elliptischen Bahnen unterschiedlicher Größe bewegen: Einige kehren alle zwanzig Jahre zurück, während andere alle hundert Jahre einmal auftauchen.
Periodische Kometen
Wissenschaftler wissen viele Informationen über periodische Kometen. Ihre Umlaufbahnen und Rückkehrzeiten werden berechnet. Das Erscheinen solcher Körper ist nicht unerwartet. Unter ihnen gibt es Kurzzeit- und Langzeitperioden.
Zu den kurzperiodischen Kometen zählen Kometen, die mehrmals im Leben am Himmel zu sehen sind. Andere erscheinen möglicherweise jahrhundertelang nicht am Himmel. Einer der bekanntesten kurzperiodischen Kometen ist der Halleysche Komet. Er erscheint alle 76 Jahre einmal in der Nähe der Erde. Die Länge des Schwanzes dieses Riesen beträgt mehrere Millionen Kilometer. Es fliegt so weit von uns weg, dass es wie ein Streifen am Himmel erscheint. Ihr letzter Besuch wurde 1986 aufgezeichnet.
Fall von Kometen
Wissenschaftler kennen viele Fälle von Asteroideneinschlägen auf Planeten, nicht nur auf der Erde. Im Jahr 1992 kam der Shoemaker-Levy-Riese dem Jupiter sehr nahe und wurde durch seine Schwerkraft in zahlreiche Stücke gerissen. Die Fragmente bildeten eine Kette und entfernten sich dann von der Umlaufbahn des Planeten. Zwei Jahre später kehrte die Asteroidenkette zum Jupiter zurück und fiel auf ihn.
Nach Ansicht einiger Wissenschaftler wird ein Asteroid, der im Zentrum des Sonnensystems fliegt, viele tausend Jahre leben, bis er verdampft und wieder in der Nähe der Sonne fliegt.
Komet, Asteroid, Meteorit
Wissenschaftler haben den Unterschied in der Bedeutung von Asteroiden, Kometen und Meteoriten erkannt. Gewöhnliche Menschen nennen diese Namen alle am Himmel sichtbaren Körper mit Schweifen, aber das ist nicht korrekt. Aus wissenschaftlicher Sicht sind Asteroiden riesige Steinblöcke, die auf bestimmten Umlaufbahnen im Weltraum schweben.
Kometen ähneln Asteroiden, enthalten jedoch mehr Eis und andere Elemente. Wenn Kometen sich der Sonne nähern, entwickeln sie einen Schweif.
Meteoriten sind kleine Steine und anderer Weltraummüll mit einer Größe von weniger als einem Kilogramm. Sie sind in der Atmosphäre meist als Sternschnuppen sichtbar.
Berühmte Kometen
Der hellste Komet des 20. Jahrhunderts war der Komet Hale-Bopp. Es wurde 1995 entdeckt und zwei Jahre später mit bloßem Auge am Himmel sichtbar. Es konnte mehr als ein Jahr lang im Himmelsraum beobachtet werden. Dies ist viel länger als die Strahlung anderer Körper.
Im Jahr 2012 entdeckten Wissenschaftler den Kometen ISON. Prognosen zufolge hätte es das hellste werden sollen, aber als es sich der Sonne näherte, konnte es die Erwartungen der Astronomen nicht erfüllen. In den Medien wurde er jedoch als „Komet des Jahrhunderts“ bezeichnet.
Der bekannteste ist der Halleysche Komet. Sie spielte eine wichtige Rolle in der Geschichte der Astronomie und half unter anderem bei der Ableitung des Gesetzes der Schwerkraft. Der erste Wissenschaftler, der Himmelskörper beschrieb, war Galileo. Seine Informationen wurden mehr als einmal verarbeitet, Änderungen vorgenommen, neue Fakten hinzugefügt. Einmal machte Halley auf ein sehr ungewöhnliches Muster des Erscheinens von drei Himmelskörpern aufmerksam, die sich im Abstand von 76 Jahren fast auf derselben Flugbahn bewegten. Er kam zu dem Schluss, dass es sich nicht um drei verschiedene Körper handelte, sondern um einen. Newton nutzte seine Berechnungen später, um eine Theorie der Schwerkraft zu entwickeln, die als Theorie der universellen Gravitation bezeichnet wurde. Der Halleysche Komet wurde zuletzt 1986 am Himmel gesehen und sein nächstes Erscheinen wird im Jahr 2061 sein.
Im Jahr 2006 entdeckte Robert McNaught den gleichnamigen Himmelskörper. Vermutungen zufolge hätte er nicht hell leuchten sollen, aber als er sich der Sonne näherte, begann der Komet schnell an Helligkeit zu gewinnen. Ein Jahr später begann es heller zu leuchten als die Venus. Als der Himmelskörper in der Nähe der Erde flog, bot er den Erdbewohnern ein wahres Spektakel: Sein Schweif krümmte sich in den Himmel.
Komet,ein kleiner Himmelskörper (Kern), der eine ausgedehnte, dünne Hülle hat und sich auf einer stark verlängerten Umlaufbahn bewegt, wobei er reichlich Gas freisetzt, wenn er sich der Sonne nähert. Mit Kometen sind eine Vielzahl physikalischer Prozesse verbunden, von der Sublimation (Trockenverdampfung) von Eis bis hin zu Plasmaphänomenen. Kometen sind die Überreste der Entstehung des Sonnensystems, einer Übergangsphase zur interstellaren Materie. Die Beobachtung von Kometen und sogar ihre Entdeckung werden oft von Amateurastronomen durchgeführt. Manchmal sind Kometen so hell, dass sie die Aufmerksamkeit aller auf sich ziehen. In der Vergangenheit löste das Erscheinen heller Kometen bei den Menschen Angst aus und diente als Inspirationsquelle für Künstler und Cartoonisten.
Eigenschaften von Umlaufbahnen
Kometen bewegen sich auf langgestreckten Flugbahnen. Die Umlaufbahn von Kometen wird durch Parameter charakterisiert, die die Größe der Umlaufbahn, ihre Position relativ zur Sonne und den Perihelabstand beschreiben Q(Mindestabstand von der Sonne) und Exzentrizität e(Grad der Bahnverlängerung), Umlaufzeit des Kometen P, große Halbachse der Umlaufbahn A. Die Umlaufbahn des Kometen liegt möglicherweise nicht in der Ekliptikebene. Daher kann die Umlaufbahn des Kometen durch den Neigungswinkel der Ebene der Kometenbahn charakterisiert werden ich zur Ebene der Ekliptik.
Die Umlaufbahn des Kometen und die Richtungsänderung der Schweife des Kometen Hale-Bopp
Kometen können regelmäßig zur Sonne zurückkehren. Solche Kometen nennt man periodisch. Bei periodischen Kometen ist das Perihel bestimmt Q(Mindestabstand von der Sonne), Aphel Q(maximale Entfernung von der Sonne).
KometennamenKometen werden ziemlich oft entdeckt. Die Namen der Kometen spiegeln die Zeit seit ihrer Entdeckung wider.
Viele Kometen sind benannt SAUBER, und dann das Eröffnungsjahr und die Zahlen. So werden Kometen bezeichnet, die im Rahmen von Beobachtungen im Rahmen des NEAT-Programms (Near Earth Asteroid Tracking) entdeckt wurden – einem Programm zur Verfolgung erdnah fliegender Asteroiden.
Komet NEAT S 2001 G 4
Die Bezeichnungen der Kometen werden wie folgt entschlüsselt: C/2004 R1: 2004 ist das aktuelle Jahr, R ist die Buchstabenbezeichnung der sich öffnenden Sichel, 1 ist die Nummer des Kometen in dieser Sichel. Der Buchstabe P wird vorangestellt, wenn der Komet periodisch ist, zum Beispiel P/2004 R1.
|
Monate |
Januar |
Februar |
Marsch |
April |
Mai |
Juni |
|
1–15 |
||||||
|
16–30(31) |
||||||
|
Monate |
Juli |
August |
September |
Oktober |
November |
Dezember |
|
1–15 |
||||||
|
16–30(31) |
Darüber hinaus können Kometen die Namen der Menschen tragen, die sie entdeckt haben, zum Beispiel der Halleysche Komet, der Machholtz-Komet, der Shoemaker-Levy 9 oder der McNaught-Komet.
Bewegung und räumliche Verteilung
Alle Kometen sind Mitglieder des Sonnensystems. Sie gehorchen wie die Planeten den Gesetzen der Schwerkraft, bewegen sich jedoch auf ganz einzigartige Weise. Alle Planeten umkreisen die Sonne in der gleichen Richtung (die man „vorwärts“ und nicht „rückwärts“ nennt) auf fast kreisförmigen Bahnen, die ungefähr in derselben Ebene (der Ekliptik) liegen, und Kometen bewegen sich entlang der Höhe sowohl in Vorwärts- als auch in Rückwärtsrichtung längliche (exzentrische) Bahnen, die in verschiedenen Winkeln zur Ekliptik geneigt sind. Es ist die Natur der Bewegung, die den Kometen sofort verrät.
Langperiodische Kometen (mit Umlaufzeiten von mehr als 200 Jahren) stammen aus Regionen, die tausende Male weiter entfernt sind als die entferntesten Planeten, und ihre Umlaufbahnen sind in allen möglichen Winkeln geneigt. Kurzperiodische Kometen (Perioden von weniger als 200 Jahren) kommen aus der Region der äußeren Planeten und bewegen sich auf Bahnen nahe der Ekliptik vorwärts. Kometen, die weit von der Sonne entfernt sind, haben normalerweise keinen „Schwanz“, aber manchmal eine kaum sichtbare „Koma“, die den „Kern“ umgibt; zusammen werden sie als „Kopf“ des Kometen bezeichnet. Wenn es sich der Sonne nähert, vergrößert sich der Kopf und ein Schwanz erscheint.
Arten von Schwänzen
Die Arten von Kometenschweifen wurden vom russischen Astronomen F. A. Bredikhin untersucht. Ende des 19. Jahrhunderts teilte er Kometenschweife in drei Typen ein:
- Kometenschweife vom Typ I sind gerade und entlang des Radiusvektors von der Sonne weg gerichtet;
- Die Schwänze vom Typ II sind breit und gebogen;
- Schweife vom Typ III sind entlang der Umlaufbahn des Kometen ausgerichtet. Solche Schwänze sind nicht breit.
Es ist ziemlich selten, Kometen zu finden, deren Schweif zur Sonne gerichtet ist. Dies sind die sogenannten anomalen Schwänze. Unter dem Einfluss des Sonnenwinds werden Staubpartikel in die der Sonne entgegengesetzte Richtung geschleudert und bilden den Staubschweif eines Kometen. Der staubige Schweif eines Kometen hat normalerweise eine gelbliche Farbe und leuchtet im von der Sonne reflektierten Licht.
Struktur
Im Zentrum der Koma befindet sich ein Kern – ein fester Körper oder ein Konglomerat von Körpern mit einem Durchmesser von mehreren Kilometern. Fast die gesamte Masse des Kometen ist in seinem Kern konzentriert; Diese Masse ist milliardenfach kleiner als die der Erde. Nach dem Modell von F. Whipple besteht der Kern des Kometen aus einer Mischung verschiedener Eissorten, hauptsächlich Wassereis mit einer Beimischung von gefrorenem Kohlendioxid, Ammoniak und Staub. Dieses Modell wird sowohl durch astronomische Beobachtungen als auch durch direkte Messungen von Raumfahrzeugen in der Nähe der Kerne der Kometen Halley und Giacobini-Zinner in den Jahren 1985–1986 bestätigt.
Wenn sich ein Komet der Sonne nähert, erwärmt sich sein Kern und das Eis sublimiert, d. h. verdampfen, ohne zu schmelzen. Das entstehende Gas streut vom Kern in alle Richtungen, nimmt Staubpartikel mit und erzeugt eine Koma. Durch Sonnenlicht zerstörte Wassermoleküle bilden eine riesige Wasserstoffkorona um den Kometenkern. Neben der Sonnenanziehung wirken auch abstoßende Kräfte auf die verdünnte Materie eines Kometen, wodurch sich ein Schweif bildet. Neutrale Moleküle, Atome und Staubpartikel werden vom Druck des Sonnenlichts beeinflusst, während ionisierte Moleküle und Atome stärker vom Druck des Sonnenwinds betroffen sind.
Jeder Komet besteht aus mehreren verschiedenen Teilen:
- Kern: Relativ hart und stabil, besteht hauptsächlich aus Eis und Gas mit geringen Zusätzen von Staub und anderen Feststoffen.
- Kopf (Koma): eine leuchtende Gashülle, die unter dem Einfluss elektromagnetischer und korpuskulärer Strahlung der Sonne entsteht. Eine dichte Wolke aus Wasserdampf, Kohlendioxid und anderen neutralen Gasen, die aus dem Kern sublimiert.
- Ein Staubschweif besteht aus sehr kleinen Staubpartikeln, die durch einen Gasstrom vom Kern weggetragen werden. Dieser Teil des Kometen ist am besten mit bloßem Auge sichtbar.
- Der Plasma-(Ionen-)Schwanz besteht aus Plasma (ionisierten Gasen) und interagiert intensiv mit dem Sonnenwind.
Kometen interessieren viele Menschen. Diese Himmelskörper faszinieren junge und ältere Menschen, Frauen und Männer, professionelle Astronomen und einfache Amateurastronomen. Und auf unserer Portal-Website finden Sie aktuelle Nachrichten zu den neuesten Entdeckungen, Fotos und Videos von Kometen sowie viele weitere nützliche Informationen, die Sie in diesem Bereich finden.
Kometen sind kleine Himmelskörper, die auf einem konischen Abschnitt mit einer ziemlich ausgedehnten Umlaufbahn um die Sonne kreisen und ein verschwommenes Aussehen haben. Wenn sich ein Komet der Sonne nähert, bildet er eine Koma und manchmal einen Schweif aus Staub und Gas.
Wissenschaftler vermuten, dass Kometen regelmäßig aus der Oortschen Wolke in das Sonnensystem fliegen, da sie viele Kometenkerne enthält. Körper am Rande des Sonnensystems bestehen in der Regel aus flüchtigen Stoffen (Methan, Wasser und anderen Gasen), die bei Annäherung an die Sonne verdampfen.
Bis heute wurden mehr als vierhundert kurzperiodische Kometen identifiziert. Darüber hinaus befand sich die Hälfte von ihnen in mehr als einer Perihelpassage. Die meisten von ihnen gehören Familien. Beispielsweise bilden viele kurzperiodische Kometen (sie umkreisen die Sonne alle 3–10 Jahre) die Jupiterfamilie. Die Familien von Uranus, Saturn und Neptun sind zahlreich klein (zu letzteren gehört Halleys berühmter Komet).
Kometen, die aus den Tiefen des Weltraums kommen, sind nebulöse Objekte mit einem Schweif, der hinter ihnen herzieht. Es erreicht oft eine Länge von mehreren Millionen Kilometern. Der Kern des Kometen ist ein Körper aus festen Partikeln, der in eine Koma (Nebelhülle) gehüllt ist. Ein Kern mit einem Durchmesser von 2 km kann eine Koma mit einem Durchmesser von 80.000 km haben. Die Sonnenstrahlen lösen Gaspartikel aus der Koma, werfen sie zurück und ziehen sie zu einem rauchigen Schweif zusammen, der sich hinter ihr im Weltraum bewegt.
Die Helligkeit von Kometen hängt maßgeblich von ihrer Entfernung von der Sonne ab. Von allen Kometen nähert sich nur ein kleiner Teil der Erde und der Sonne so weit, dass sie mit bloßem Auge sichtbar sind. Darüber hinaus werden die auffälligsten von ihnen üblicherweise als „große (große) Kometen“ bezeichnet.
Die meisten der von uns beobachteten „Sternschnuppen“ (Meteoriten) sind kometenähnlichen Ursprungs. Dabei handelt es sich um von einem Kometen verlorene Teilchen, die verglühen, wenn sie in die Atmosphäre eines Planeten gelangen.
Nomenklatur der Kometen
Im Laufe der Jahre der Erforschung von Kometen wurden die Regeln für ihre Benennung mehrfach geklärt und geändert. Bis zum Beginn des 20. Jahrhunderts wurden viele Kometen einfach nach dem Jahr ihrer Entdeckung benannt, oft mit zusätzlicher Erläuterung der Jahreszeit oder der Helligkeit, wenn es in diesem Jahr mehrere Kometen gab. Zum Beispiel „Großer Septemberkomet von 1882“, „Großer Januarkomet von 1910“, „Tageskomet von 1910“.
Nachdem Halley nachweisen konnte, dass es sich bei den Kometen 1531, 1607 und 1682 um denselben Kometen handelte, erhielt er den Namen Halleyscher Komet. Er sagte auch voraus, dass sie 1759 zurückkehren würde. Der zweite und dritte Komet wurden zu Ehren der Wissenschaftler, die die Umlaufbahn der Kometen berechnet hatten, Bela und Encke genannt, obwohl der erste Komet von Messier und der zweite von Mechain beobachtet wurde. Kurze Zeit später wurden periodische Kometen nach ihren Entdeckern benannt. Nun, diejenigen Kometen, die nur während eines Periheldurchgangs beobachtet wurden, wurden wie zuvor nach dem Jahr ihres Erscheinens benannt.
Zu Beginn des 20. Jahrhunderts, als Kometen häufiger entdeckt wurden, wurde eine Entscheidung über die endgültige Benennung der Kometen getroffen, die bis heute erhalten ist. Erst als der Komet von drei unabhängigen Beobachtern identifiziert wurde, erhielt er einen Namen. Viele Kometen wurden in den letzten Jahren mit Instrumenten entdeckt, die von ganzen Wissenschaftlerteams entdeckt wurden. Kometen werden in solchen Fällen nach ihren Instrumenten benannt. Beispielsweise wurde der Komet C/1983 H1 (IRAS – Araki – Alcock) vom IRAS-Satelliten George Alcock und Genichi Araki entdeckt. In der Vergangenheit entdeckte ein anderes Team von Astronomen periodische Kometen, denen eine Reihe hinzugefügt wurde, beispielsweise die Kometen Shoemaker-Levy 1–9. Heutzutage wird eine große Anzahl von Planeten mit einer Vielzahl von Instrumenten entdeckt, was dieses System unpraktisch machte . Daher wurde beschlossen, auf ein spezielles System zur Benennung von Kometen zurückzugreifen.
Bis Anfang 1994 erhielten Kometen vorübergehende Bezeichnungen, die aus dem Entdeckungsjahr und einem lateinischen Kleinbuchstaben bestanden, der die Reihenfolge angab, in der sie in diesem Jahr entdeckt wurden (Komet 1969i war beispielsweise der 9. Komet, der 1969 entdeckt wurde). Sobald der Komet das Perihel passierte, wurde seine Umlaufbahn festgelegt und er erhielt eine dauerhafte Bezeichnung, nämlich das Jahr des Periheldurchgangs plus einer römischen Zahl, die die Reihenfolge des Periheldurchgangs in diesem Jahr angibt. Beispielsweise erhielt der Komet 1969i die dauerhafte Bezeichnung 1970 II (was bedeutet, dass er 1970 der zweite Komet war, der sein Perihel passierte).
Als die Zahl der entdeckten Kometen zunahm, wurde dieses Verfahren sehr umständlich. Daher hat die Internationale Astronomische Union 1994 ein neues System zur Benennung von Kometen eingeführt. Heutzutage enthält der Name von Kometen das Jahr der Entdeckung, den Buchstaben, der die Monatshälfte angibt, in der die Entdeckung stattfand, und die Nummer der Entdeckung selbst in dieser Monatshälfte. Dieses System ähnelt dem zur Benennung von Asteroiden. So wird der vierte Komet, der 2006 in der zweiten Februarhälfte entdeckt wurde, als 2006 D4 bezeichnet. Der Bezeichnung wird zusätzlich ein Präfix vorangestellt. Er erklärt die Natur des Kometen. Es ist üblich, die folgenden Präfixe zu verwenden:
· C/ ist ein langperiodischer Komet.
· P/ – Komet mit kurzer Periode (ein Komet, der bei zwei oder mehr Periheldurchgängen beobachtet wurde, oder ein Komet, dessen Periode weniger als zweihundert Jahre beträgt).
· X/ – ein Komet, für den es nicht möglich war, eine zuverlässige Umlaufbahn zu berechnen (am häufigsten bei historischen Kometen).
· A/ – Objekte, die fälschlicherweise für Kometen gehalten wurden, sich aber als Asteroiden herausstellten.
· D/ - Kometen gingen verloren oder wurden zerstört.
Der Aufbau von Kometen
Gasbestandteile von Kometen
Kern
Der Kern ist der feste Teil des Kometen, in dem fast seine gesamte Masse konzentriert ist. Derzeit stehen die Kerne von Kometen nicht zur Untersuchung zur Verfügung, da sie von der sich ständig bildenden leuchtenden Materie verdeckt werden.
Der Kern ist nach dem gängigsten Whipple-Modell eine Mischung aus Eis mit Einschluss von Partikeln meteorischer Materie. Die Schicht aus gefrorenen Gasen wechselt dieser Theorie zufolge mit Staubschichten ab. Wenn sich die Gase erhitzen, verdampfen sie und tragen Staubwolken mit sich. Damit lässt sich die Entstehung von Staub- und Gasschweifen in Kometen erklären.
Doch nach den Ergebnissen von Untersuchungen, die 2015 an einer amerikanischen Automatikstation durchgeführt wurden, besteht der Kern aus losem Material. Dabei handelt es sich um einen Staubklumpen, dessen Poren bis zu 80 Prozent seines Volumens ausmachen.
Koma
Koma ist eine leichte, neblige Hülle, die den Kern umgibt und aus Staub und Gasen besteht. Meistens erstreckt es sich zwischen 100.000 und 1,4 Millionen km vom Kern entfernt. Unter hohem Lichtdruck verformt es sich. Dadurch wird es in antisolarer Richtung verlängert. Zusammen mit dem Kern bildet die Koma den Kopf des Kometen. Typischerweise besteht ein Koma aus 4 Hauptteilen:
- inneres (chemisches, molekulares und photochemisches) Koma;
- sichtbares Koma (oder auch radikales Koma genannt);
- atomares (ultraviolettes) Koma.
Schwanz
Bei ihrer Annäherung an die Sonne bilden helle Kometen einen Schweif – einen schwach leuchtenden Streifen, der durch die Einwirkung des Sonnenlichts meist in die entgegengesetzte Richtung von der Sonne weg gerichtet ist. Obwohl die Koma und der Schweif weniger als ein Millionstel der Masse des Kometen enthalten, bestehen fast 99,9 % des Leuchtens, das wir sehen, wenn der Komet am Himmel vorbeizieht, aus Gasformationen. Dies liegt daran, dass der Kern eine niedrige Albedo hat und selbst sehr kompakt ist.
Die Schweife von Kometen können sich sowohl in ihrer Form als auch in ihrer Länge unterscheiden. Für manche erstrecken sie sich über den gesamten Himmel. Beispielsweise hatte der Schweif des Kometen, der 1944 gesehen wurde, eine Länge von 20 Millionen Kilometern. Noch beeindruckender ist die Schweiflänge des Großen Kometen von 1680, die 240 Millionen km betrug. Es gab auch Fälle, in denen der Schweif vom Kometen getrennt wurde.
Die Schweife von Kometen sind fast transparent und haben keine scharfen Umrisse – Sterne sind durch sie deutlich sichtbar, da sie aus superverdünnter Materie bestehen (ihre Dichte ist viel geringer als die Dichte von Gas aus einem Feuerzeug). Die Zusammensetzung ist vielfältig: winzige Staub- oder Gaspartikel oder eine Mischung aus beidem. Die Zusammensetzung der meisten Staubkörner ähnelt Asteroidenmaterialien, wie die Studie des Kometen 81P/Wilda durch die Raumsonde Stardust ergab. Wir können sagen, dass dies „sichtbares Nichts“ ist: Wir können die Schweife von Kometen nur sehen, weil Staub und Gas leuchten. Darüber hinaus steht die Verbindung des Gases in direktem Zusammenhang mit seiner Ionisierung durch UV-Strahlen und Partikelströme, die von der Sonnenoberfläche ausgestoßen werden, und Staub streut das Sonnenlicht.
Ende des 19. Jahrhunderts entwickelte der Astronom Fjodor Bredichin die Theorie der Formen und Schweife. Er erstellte auch eine Klassifizierung der Kometenschweife, die noch heute in der Astronomie verwendet wird. Er schlug vor, Kometenschweife in drei Haupttypen einzuteilen: schmal und gerade, von der Sonne weg gerichtet; gebogen und breit, abweichend von der zentralen Leuchte; kurz, stark von der Sonne geneigt.
Astronomen erklären solche unterschiedlichen Formen von Kometenschweifen wie folgt. Die Teilchen, aus denen Kometen bestehen, haben unterschiedliche Eigenschaften und Zusammensetzungen und reagieren unterschiedlich auf Sonnenstrahlung. Daher „divergieren“ die Bahnen dieser Teilchen im Weltraum, wodurch die Schweife von Raumfahrern unterschiedliche Formen annehmen.
Studium der Kometen
Die Menschheit interessiert sich seit der Antike für Kometen. Ihr unerwartetes Aussehen und ihr ungewöhnliches Aussehen dienen seit vielen Jahrhunderten als Quelle verschiedener Aberglauben. Die Alten verbanden das Erscheinen dieser kosmischen Körper am Himmel mit einem hell leuchtenden Schweif mit dem Beginn schwieriger Zeiten und drohender Probleme.
Dank Tycho Brahe begann man in der Renaissance, Kometen als Himmelskörper einzustufen.
Dank der Reise zum Halleyschen Kometen im Jahr 1986 mit Raumsonden wie Giotto sowie Vega-1 und Vega-2 erlangten die Menschen ein detaillierteres Verständnis über Kometen. Auf diesen Geräten installierte Instrumente übermittelten Bilder des Kometenkerns und verschiedene Informationen über seine Hülle zur Erde. Es stellte sich heraus, dass der Kern des Kometen hauptsächlich aus einfachem Eis (mit geringen Einschlüssen von Methan- und Kohlendioxideis) und Feldpartikeln besteht. Tatsächlich bilden sie die Hülle des Kometen, und wenn er sich der Sonne nähert, verwandeln sich einige von ihnen unter dem Einfluss des Drucks des Sonnenwinds und der Sonnenstrahlen in den Schweif.
Laut Wissenschaftlern beträgt die Größe des Kerns des Halleyschen Kometen mehrere Kilometer: 7,5 km in Querrichtung, 14 km lang.
Der Kern des Halleyschen Kometen hat eine unregelmäßige Form und dreht sich ständig um eine Achse, die nach Friedrich Bessels Annahmen fast senkrecht zur Ebene der Kometenbahn steht. Die Rotationsdauer betrug 53 Stunden, was gut mit den Berechnungen übereinstimmte.
Die NASA-Raumsonde „Deep Impact“ warf 2005 eine Sonde auf den Kometen Tempel 1 und ermöglichte so die Aufnahme seiner Oberfläche.
Untersuchung von Kometen in Russland
Die ersten Informationen über Kometen erschienen in der Tale of Bygone Years. Es war klar, dass die Chronisten dem Erscheinen von Kometen besondere Bedeutung beimaßen, da sie als Vorboten verschiedener Unglücke galten – Pest, Kriege usw. In der Sprache des alten Russland erhielten sie jedoch keinen eigenen Namen, da sie als Sterne mit Schwanz galten, die sich über den Himmel bewegten. Als die Beschreibung des Kometen auf den Seiten der Chroniken erschien (1066), wurde das astronomische Objekt „ein großer Stern; Sternbild einer Kopie; Stern ... der Strahlen aussendet, der auch Wunderkerze genannt wird.“
Der Begriff „Komet“ erschien im Russischen nach der Übersetzung europäischer Werke, die sich mit Kometen befassten. Die früheste Erwähnung findet sich in der Sammlung „Goldene Perlen“, die so etwas wie eine ganze Enzyklopädie über die Weltordnung darstellt. Zu Beginn des 16. Jahrhunderts wurde „Lucidarius“ aus dem Deutschen übersetzt. Da das Wort für russische Leser neu war, erklärte der Übersetzer es mit dem bekannten Namen „Stern“, nämlich „Der Stern der Komita strahlt wie ein Strahl aus sich heraus.“ Der Begriff „Komet“ gelangte jedoch erst Mitte der 1660er Jahre in die russische Sprache, als tatsächlich Kometen am europäischen Himmel auftauchten. Diese Veranstaltung stieß auf besonderes Interesse. Aus übersetzten Werken erfuhren die Russen, dass Kometen nicht viel mit Sternen zu tun haben. Bis zum Beginn des 18. Jahrhunderts blieb die Haltung gegenüber dem Auftreten von Kometen als Zeichen sowohl in Europa als auch in Russland erhalten. Doch dann erschienen die ersten Arbeiten, die die mysteriöse Natur der Kometen leugneten.
Russische Wissenschaftler beherrschten europäische wissenschaftliche Erkenntnisse über Kometen, wodurch sie einen wesentlichen Beitrag zu ihrer Erforschung leisten konnten. Der Astronom Fjodor Bredinich entwickelte in der zweiten Hälfte des 19. Jahrhunderts eine Theorie über die Natur von Kometen und erklärte den Ursprung der Schweife und ihre bizarre Formenvielfalt.
Für alle, die Kometen genauer kennenlernen und sich über aktuelle Neuigkeiten informieren möchten, lädt unsere Portal-Website ein, den Materialien in diesem Abschnitt zu folgen.
Komet (von altgriechisch haarig, zottelig) ist ein kleiner Himmelskörper mit verschwommenem Aussehen, der sich entlang eines konischen Abschnitts mit einer sehr ausgedehnten Umlaufbahn um die Sonne dreht. Wenn sich der Komet der Sonne nähert, bildet er eine Koma und manchmal einen Schweif aus Gas und Staub.
Kometen werden nach ihrer Umlaufzeit eingeteilt in:
1. Kurzfristig
Bisher wurden mehr als 400 kurzperiodische Kometen entdeckt. Davon wurden etwa 200 während mehr als einer Perihelpassage beobachtet. Kurzperiodische Kometen (Perioden von weniger als 200 Jahren) kommen aus der Region der äußeren Planeten und bewegen sich auf Bahnen nahe der Ekliptik vorwärts. Kometen, die weit von der Sonne entfernt sind, haben normalerweise keinen „Schwanz“, aber manchmal eine kaum sichtbare „Koma“, die den „Kern“ umgibt; zusammen werden sie als „Kopf“ des Kometen bezeichnet. Wenn es sich der Sonne nähert, vergrößert sich der Kopf und ein Schwanz erscheint. Viele von ihnen gehören sogenannten Familien an. Beispielsweise bilden die meisten Kometen mit der kürzesten Periode (ihr vollständiger Umlauf um die Sonne dauert 3–10 Jahre) die Jupiterfamilie. Etwas kleiner sind die Familien Saturn, Uranus und Neptun (zu letzterem gehört insbesondere der berühmte Komet Halley).
Familien:
- Familie von Jupiter
- Saturn-Familie
- Uranus-Familie
- Neptun-Familie
Wenn ein Komet in der Nähe der Sonne vorbeizieht, erwärmt sich sein Kern und das Eis verdunstet, wodurch eine Gaskoma und ein Schweif entstehen. Nach mehreren Hundert oder Tausend solcher Flüge sind im Kern keine schmelzbaren Substanzen mehr vorhanden und er ist nicht mehr sichtbar. Für kurzperiodische Kometen, die sich regelmäßig der Sonne nähern, bedeutet dies, dass ihre Populationen in weniger als einer Million Jahren unsichtbar werden dürften. Aber wir beobachten sie, deshalb kommt ständig Nachschub aus „frischen“ Kometen.
Die Wiederauffüllung kurzperiodischer Kometen erfolgt durch ihre „Einfangnahme“ durch Planeten, hauptsächlich Jupiter. Früher ging man davon aus, dass langperiodische Kometen, die aus der Oortschen Wolke kommen, eingefangen wurden. Mittlerweile geht man jedoch davon aus, dass ihre Quelle eine Kometenscheibe ist, die „innere Oortsche Wolke“ genannt wird. Im Prinzip hat sich an der Idee der Oort-Wolke nichts geändert, aber Berechnungen haben gezeigt, dass der Gezeiteneinfluss der Galaxie und der Einfluss massiver Wolken aus interstellarem Gas sie recht schnell zerstören dürften. Es wird eine Nachschubquelle benötigt. Eine solche Quelle gilt heute als die innere Oort-Wolke, die viel widerstandsfähiger gegen Gezeiteneinflüsse ist und eine Größenordnung mehr Kometen enthält als die von Oort vorhergesagte äußere Wolke. Nach jeder Annäherung des Sonnensystems an eine massive interstellare Wolke zerstreuen sich Kometen aus der äußeren Oort-Wolke in den interstellaren Raum und werden durch Kometen aus der inneren Wolke ersetzt.
Der Übergang eines Kometen von einer nahezu parabolischen Umlaufbahn zu einer kurzperiodischen Umlaufbahn erfolgt, wenn er den Planeten von hinten einholt. Um einen Kometen in eine neue Umlaufbahn zu bringen, sind normalerweise mehrere Durchgänge durch das Planetensystem erforderlich. Die resultierende Umlaufbahn eines Kometen weist typischerweise eine geringe Neigung und eine hohe Exzentrizität auf. Der Komet bewegt sich in Vorwärtsrichtung an ihm entlang, und das Aphel seiner Umlaufbahn (der Punkt, der am weitesten von der Sonne entfernt ist) liegt nahe an der Umlaufbahn des Planeten, der ihn eingefangen hat. Diese theoretischen Überlegungen werden durch die Statistik der Kometenbahnen vollständig bestätigt.
2. Langfristig
Vermutlich kommen langperiodische Kometen aus der Oortschen Wolke zu uns, die eine große Anzahl von Kometenkernen enthält. Körper am Rande des Sonnensystems bestehen in der Regel aus flüchtigen Substanzen (Wasser, Methan und anderem Eis), die bei Annäherung an die Sonne verdampfen. Langperiodische Kometen (mit Umlaufzeiten von mehr als 200 Jahren) stammen aus Regionen, die tausende Male weiter entfernt sind als die entferntesten Planeten, und ihre Umlaufbahnen sind in allen möglichen Winkeln geneigt.
Viele Kometen gehören zu dieser Klasse. Da ihre Umlaufzeit Millionen von Jahren beträgt, erscheint im Laufe eines Jahrhunderts nur ein Zehntausendstel von ihnen in der Nähe der Sonne. Im 20. Jahrhundert wurden etwa 250 solcher Kometen beobachtet; Daher gibt es insgesamt Millionen davon. Darüber hinaus kommen nicht alle Kometen der Sonne nahe genug, um sichtbar zu werden: Wenn das Perihel (der sonnennächste Punkt) der Kometenbahn jenseits der Jupiterbahn liegt, ist es fast unmöglich, ihn zu bemerken.
Unter Berücksichtigung dieser Tatsache schlug Jan Oort 1950 vor, dass der Raum um die Sonne in einer Entfernung von 20–100.000 AE liegt. (Astronomische Einheiten: 1 AE = 150 Millionen km, Entfernung von der Erde zur Sonne) ist mit Kometenkernen gefüllt, deren Anzahl auf 10 12 geschätzt wird und deren Gesamtmasse 1–100 Erdmassen beträgt. Die äußere Grenze der Oortschen „Kometenwolke“ wird dadurch bestimmt, dass die Bewegung der Kometen in dieser Entfernung von der Sonne maßgeblich durch die Anziehung benachbarter Sterne und anderer massiver Objekte beeinflusst wird. Sterne bewegen sich relativ zur Sonne, ihr störender Einfluss auf Kometen ändert sich, und dies führt zur Entwicklung von Kometenbahnen. Es kann also sein, dass ein Komet zufällig auf einer Umlaufbahn landet, die nahe an der Sonne vorbeizieht, aber bei der nächsten Umdrehung wird sich seine Umlaufbahn leicht ändern und der Komet wird sich von der Sonne entfernen. Stattdessen werden jedoch ständig „neue“ Kometen aus der Oortschen Wolke in die Nähe der Sonne fallen.
Kometen, die aus dem Weltraum ankommen, sehen aus wie nebulöse Objekte mit einem hinter ihnen herziehenden Schweif, der manchmal eine Länge von mehreren Millionen Kilometern erreicht. Der Kern des Kometen ist ein Körper aus festen Partikeln und Eis, der von einer trüben Hülle namens Koma umgeben ist. Ein Kern mit einem Durchmesser von mehreren Kilometern kann von einer Koma mit einem Durchmesser von 80.000 km umgeben sein. Sonnenstrahlen schleudern Gaspartikel aus der Koma, schleudern sie zurück und ziehen sie zu einem langen, rauchigen Schweif, der sich hinter ihr im Weltraum bewegt.
Die Helligkeit von Kometen hängt stark von ihrer Entfernung von der Sonne ab. Von allen Kometen kommt nur ein sehr kleiner Teil der Sonne und der Erde nahe genug, um mit bloßem Auge gesehen zu werden. Die bekanntesten davon werden manchmal „Große Kometen“ genannt.
Viele der Meteore („Sternschnuppen“), die wir beobachten, sind kometenhaften Ursprungs. Dabei handelt es sich um von einem Kometen verlorene Teilchen, die verglühen, wenn sie in die Atmosphäre eines Planeten gelangen.
Umlaufbahn und Geschwindigkeit
Die Bewegung des Kometenkerns wird vollständig durch die Anziehungskraft der Sonne bestimmt. Die Form der Umlaufbahn eines Kometen hängt wie bei jedem anderen Körper im Sonnensystem von seiner Geschwindigkeit und Entfernung von der Sonne ab. Die Durchschnittsgeschwindigkeit eines Körpers ist umgekehrt proportional zur Quadratwurzel seiner durchschnittlichen Entfernung zur Sonne (a). Wenn die Geschwindigkeit immer senkrecht zum Radiusvektor ist, der von der Sonne zum Körper gerichtet ist, dann ist die Umlaufbahn kreisförmig und die Geschwindigkeit wird Kreisgeschwindigkeit (υc) im Abstand a genannt. Die Fluchtgeschwindigkeit aus dem Gravitationsfeld der Sonne entlang einer Parabelbahn (υp) ist √2-mal größer als die Kreisgeschwindigkeit in dieser Entfernung. Beträgt die Geschwindigkeit des Kometen weniger als υp, dann bewegt er sich auf einer elliptischen Umlaufbahn um die Sonne und verlässt das Sonnensystem nie. Wenn die Geschwindigkeit jedoch υp überschreitet, passiert der Komet einmal die Sonne und verlässt sie für immer, wobei er sich auf einer hyperbolischen Umlaufbahn bewegt. Die meisten Kometen haben elliptische Bahnen und gehören daher zum Sonnensystem. Für viele Kometen handelt es sich zwar um sehr langgestreckte Ellipsen, die einer Parabel ähneln; Auf ihnen bewegen sich Kometen sehr weit und für lange Zeit von der Sonne weg.
 |
|
Kometen im Sonnensystem |
|
Die Abbildung zeigt die elliptischen Bahnen der beiden Kometen sowie die nahezu kreisförmigen Bahnen der Planeten und eine Parabelbahn. In der Entfernung zwischen der Erde und der Sonne beträgt die Kreisgeschwindigkeit 29,8 km/s und die Parabelgeschwindigkeit 42,2 km/s. In Erdnähe beträgt die Geschwindigkeit des Kometen Encke 37,1 km/s und die Geschwindigkeit des Kometen Halley 41,6 km/s; Aus diesem Grund entfernt sich Komet Halley viel weiter von der Sonne als Komet Encke.
Gasförmige Sublimationsprodukte üben einen reaktiven Druck auf den Kometenkern aus (ähnlich dem Rückstoß einer abgefeuerten Waffe), was zur Entwicklung der Umlaufbahn führt. Der aktivste Gasaustritt erfolgt von der erhitzten „Nachmittags“-Seite des Kerns. Daher stimmt die Richtung der Druckkraft auf den Kern nicht mit der Richtung der Sonnenstrahlen und der Sonnengravitation überein. Erfolgen die axiale Rotation des Kerns und seine Umlaufbahn in die gleiche Richtung, beschleunigt der Druck des gesamten Gases die Bewegung des Kerns und führt zu einer Vergrößerung der Umlaufbahn. Erfolgen Rotation und Umlauf gegenläufig, verlangsamt sich die Bewegung des Kometen und die Umlaufbahn verkürzt sich. Wenn ein solcher Komet zunächst von Jupiter eingefangen wurde, liegt seine Umlaufbahn nach einiger Zeit vollständig im Bereich der inneren Planeten. Dies ist wahrscheinlich dem Kometen Encke passiert.
Nomenklatur der Kometen
Im Laufe der letzten Jahrhunderte wurden die Regeln zur Benennung von Kometen immer wieder geändert und präzisiert. Bis zum Beginn des 20. Jahrhunderts wurden die meisten Kometen nach dem Jahr ihrer Entdeckung benannt, manchmal mit zusätzlichen Erläuterungen zur Helligkeit oder Jahreszeit, wenn es in diesem Jahr mehrere Kometen gab. Zum Beispiel „Großer Komet von 1680“, „Großer Septemberkomet von 1882“, „Tageskomet von 1910“ („Großer Januarkomet von 1910“).
Nachdem Halley bewiesen hatte, dass es sich bei den Kometen von 1531, 1607 und 1682 um denselben Kometen handelte, und seine Rückkehr im Jahr 1759 vorhergesagt hatte, wurde dieser Komet als Halleyscher Komet bekannt. Auch der zweite und dritte bekannte periodische Komet erhielten die Namen Encke und Biela zu Ehren der Wissenschaftler, die die Umlaufbahn der Kometen berechneten, obwohl der erste Komet von Mechain und der zweite von Messier im 18. Jahrhundert beobachtet wurde. Später wurden periodische Kometen meist nach ihren Entdeckern benannt. Kometen, die nur während eines Periheldurchgangs beobachtet wurden, wurden weiterhin nach dem Jahr ihres Erscheinens benannt.
Zu Beginn des 20. Jahrhunderts, als Kometenentdeckungen zu einem häufigen Ereignis wurden, wurde eine Konvention zur Benennung von Kometen entwickelt, die bis heute gültig ist. Ein Komet erhält seinen Namen erst, nachdem er von drei unabhängigen Beobachtern entdeckt wurde. In den letzten Jahren wurden viele Kometen mit Instrumenten großer Wissenschaftlerteams entdeckt. In solchen Fällen werden Kometen nach ihren Instrumenten benannt. Beispielsweise wurde der Komet C/1983 H1 (IRAS – Araki – Alcock) unabhängig vom IRAS-Satelliten und den Amateurastronomen Genichi Araki und George Alcock entdeckt. Wenn in der Vergangenheit eine Gruppe von Astronomen mehrere Kometen entdeckte, wurde den Namen eine Zahl hinzugefügt (jedoch nur für periodische Kometen), wie zum Beispiel Komet Shoemaker-Levy 1-9. Viele Kometen werden mittlerweile von einer Reihe von Instrumenten entdeckt, was ein solches System unpraktisch macht. Stattdessen wird ein spezielles System zur Benennung von Kometen verwendet.
Vor 1994 erhielten Kometen erstmals vorläufige Bezeichnungen, die aus dem Jahr ihrer Entdeckung und einem lateinischen Kleinbuchstaben bestanden, der die Reihenfolge angab, in der sie in einem bestimmten Jahr entdeckt wurden (z. B. war Komet 1969i der neunte Komet, der 1969 entdeckt wurde). Nachdem der Komet das Perihel passiert hatte, wurde seine Umlaufbahn zuverlässig bestimmt, woraufhin der Komet eine dauerhafte Bezeichnung erhielt, die aus dem Jahr des Periheldurchgangs und einer römischen Zahl bestand, die die Reihenfolge des Periheldurchgangs in einem bestimmten Jahr angab. Daher erhielt der Komet 1969i die dauerhafte Bezeichnung 1970 II (der zweite Komet, der 1970 sein Perihel passierte).
Als die Zahl der entdeckten Kometen zunahm, wurde dieses Verfahren sehr umständlich. 1994 genehmigte die Internationale Astronomische Union ein neues System zur Benennung von Kometen. Derzeit enthält der Name eines Kometen das Jahr der Entdeckung, einen Buchstaben, der die Monatshälfte angibt, in der die Entdeckung stattfand, und die Anzahl der Entdeckungen in dieser Monatshälfte. Dieses System ähnelt dem zur Benennung von Asteroiden. So erhält der in der zweiten Februarhälfte 2006 entdeckte vierte Komet die Bezeichnung 2006 D4. Dem Namen eines Kometen ist ein Präfix vorangestellt, das die Art des Kometen angibt. Folgende Präfixe werden verwendet:
P/ – Komet mit kurzer Periode (d. h. ein Komet, dessen Periode weniger als 200 Jahre beträgt oder der bei zwei oder mehr Periheldurchgängen beobachtet wurde);
C/ – langperiodischer Komet;
X/ – ein Komet, für den keine zuverlässige Umlaufbahn berechnet werden konnte (normalerweise für historische Kometen);
D/ – Kometen sind zusammengebrochen oder verloren gegangen;
A/ – Objekte, die fälschlicherweise für Kometen gehalten wurden, sich aber tatsächlich als Asteroiden herausstellten.
Beispielsweise wurde der Komet Hale-Bopp als C/1995 O1 bezeichnet. Normalerweise erhalten periodische Kometen nach dem zweiten beobachteten Periheldurchgang eine Seriennummer. So wurde der Halleysche Komet erstmals 1682 entdeckt. Seine Bezeichnung in diesem Erscheinungsbild lautet nach dem modernen System 1P/1682 Q1. Kometen, die zuerst als Asteroiden entdeckt wurden, behalten eine Buchstabenbezeichnung. Zum Beispiel P/2004 EW38 (Catalina-LINEAR).
Der Aufbau von Kometen
Der Komet besteht aus:
1. Kern
2. Koma
3. Schwanz
Im Zentrum der Koma befindet sich ein Kern – ein fester Körper oder ein Konglomerat von Körpern mit einem Durchmesser von mehreren Kilometern. Fast die gesamte Masse des Kometen ist in seinem Kern konzentriert; Diese Masse ist milliardenfach kleiner als die der Erde. Nach dem Modell von F. Whipple besteht der Kern des Kometen aus einer Mischung verschiedener Eissorten, hauptsächlich Wassereis mit einer Beimischung von gefrorenem Kohlendioxid, Ammoniak und Staub. Dieses Modell wird sowohl durch astronomische Beobachtungen als auch durch direkte Messungen von Raumfahrzeugen in der Nähe der Kerne der Kometen Halley und Giacobini-Zinner in den Jahren 1985–1986 bestätigt.
Kometenkerne sind die Überreste der Primärmaterie des Sonnensystems, aus der die protoplanetare Scheibe besteht. Daher trägt ihre Studie dazu bei, das Bild der Entstehung von Planeten, einschließlich der Erde, wiederherzustellen. Prinzipiell könnten einige Kometen aus dem interstellaren Raum zu uns kommen, doch bislang konnte kein einziger solcher Komet sicher identifiziert werden.
Wenn sich ein Komet der Sonne nähert, erwärmt sich sein Kern und das Eis sublimiert, d. h. verdampfen, ohne zu schmelzen. Das entstehende Gas streut vom Kern in alle Richtungen, nimmt Staubpartikel mit und erzeugt eine Koma. Durch Sonnenlicht zerstörte Wassermoleküle bilden eine riesige Wasserstoffkorona um den Kometenkern. Neben der Sonnenanziehung wirken auch abstoßende Kräfte auf die verdünnte Materie eines Kometen, wodurch sich ein Schweif bildet. Neutrale Moleküle, Atome und Staubpartikel werden vom Druck des Sonnenlichts beeinflusst, während ionisierte Moleküle und Atome stärker vom Druck des Sonnenwinds betroffen sind.
Das Verhalten der schweifbildenden Partikel wurde nach der direkten Untersuchung von Kometen in den Jahren 1985–1986 viel klarer. Der aus geladenen Teilchen bestehende Plasmaschweif weist eine komplexe magnetische Struktur mit zwei Bereichen unterschiedlicher Polarität auf. Auf der der Sonne zugewandten Seite der Koma bildet sich eine frontale Stoßwelle mit hoher Plasmaaktivität.
Obwohl Schweif und Koma weniger als ein Millionstel der Kometenmasse enthalten, stammen 99,9 % des Lichts von diesen Gasformationen und nur 0,1 % vom Kern. Tatsache ist, dass der Kern sehr kompakt ist und zudem einen geringen Reflexionskoeffizienten (Albedo) aufweist.
Die Hauptgasbestandteile von Kometen sind in absteigender Reihenfolge ihres Inhalts aufgeführt. Die Bewegung des Gases in den Schweifen von Kometen zeigt, dass sie stark von nichtgravitativen Kräften beeinflusst wird. Das Leuchten des Gases wird durch Sonnenstrahlung angeregt. |
||
Atome |
Moleküle |
Ionen |
GASKOMPONENTEN EINES KOMETS |
||
Die vom Kometen verlorenen Teilchen bewegen sich auf ihren Umlaufbahnen und verursachen beim Eindringen in die Atmosphäre der Planeten die Bildung von Meteoren („Sternschnuppen“). Die meisten Meteore, die wir beobachten, sind mit Kometenpartikeln verbunden. Manchmal ist die Zerstörung von Kometen katastrophaler. Der 1826 entdeckte Komet Bijela teilte sich 1845 vor den Augen der Beobachter in zwei Teile. Als dieser Komet 1852 das letzte Mal gesehen wurde, waren die Teile seines Kerns Millionen Kilometer voneinander entfernt. Die Kernspaltung kündigt normalerweise den vollständigen Zerfall eines Kometen an. In den Jahren 1872 und 1885, als Bijelas Komet, wenn ihm nichts passiert wäre, die Erdumlaufbahn gekreuzt hätte, wurden ungewöhnlich starke Meteoritenschauer beobachtet.
Lassen Sie uns Ihnen die einzelnen Elemente der Kometenstruktur genauer erläutern:
KERN
Der Kern ist der feste Teil des Kometen, in dem fast seine gesamte Masse konzentriert ist. Die Kerne von Kometen sind derzeit für Teleskopbeobachtungen unzugänglich, da sie von der sich ständig bildenden leuchtenden Materie verdeckt werden.
Nach dem gängigsten Whipple-Modell ist der Kern eine Mischung aus Eis, durchsetzt mit Partikeln meteorischer Materie (Theorie des „schmutzigen Schneeballs“). Bei dieser Struktur wechseln sich Schichten aus gefrorenen Gasen mit Staubschichten ab. Wenn sich die Gase erhitzen, verdampfen sie und tragen Staubwolken mit sich. Dies erklärt die Entstehung von Gas- und Staubschweifen in Kometen.
Nach Untersuchungen der 2005 gestarteten amerikanischen Automatikstation Deep Impact besteht der Kern aus sehr lockerem Material und ist ein Staubklumpen, dessen Poren 80 % seines Volumens einnehmen.
Kometenkerne bestehen aus Eis mit Zusatz von kosmischem Staub und gefrorenen flüchtigen Verbindungen: Kohlenmonoxid und -dioxid, Methan, Ammoniak.
 |
|
Kometen im Sonnensystem |
|
Der Kern hat eine relativ niedrige Albedo, etwa 4 %. Nach der Haupthypothese wird dies durch das Vorhandensein einer Staubmatrix erklärt, die sich bei der Verdunstung von Eis und der Ansammlung von Staubpartikeln an der Oberfläche bildet, ähnlich wie eine Schicht Oberflächenmoräne beim Rückzug von Gletschern auf der Erde wächst. Eine Untersuchung des Kometen Halley durch die Giotto-Sonde ergab, dass er nur 4 % des auf ihn einfallenden Lichts reflektierte, und Deep Space 1 maß die Albedo des Kometen Borelli, die nur 2,5–3,0 % betrug. Es gibt auch Hinweise darauf, dass die Oberfläche nicht mit einer Staubmatrix bedeckt ist, sondern mit einer Matrix aus komplexen organischen Verbindungen, dunkel wie Teer oder Bitumen. Hypothetisch kann es bei manchen Kometen mit der Zeit zu einem Nachlassen der Aktivität und einem Aufhören der Sublimation kommen.
Bisher gibt es nur wenige Kometen, deren Kerne direkt beobachtet wurden. Der Einsatz von Raumfahrzeugen ermöglichte es, ihre Komas und Kerne direkt zu untersuchen und Nahaufnahmen zu machen.
BEGEGNUNG MIT EINEM KOMET |
- Der Halleysche Komet war der erste Komet, der von einer Raumsonde erforscht wurde. Am 6. und 9. März 1986 passierten Vega-1 und Vega-2 in einer Entfernung von 8890 bzw. 8030 km den Kometenkern. Sie übermittelten 1.500 Bilder des inneren Halos und zum ersten Mal in der Geschichte Fotos des Kerns und führten eine Reihe instrumenteller Beobachtungen durch. Dank ihrer Beobachtungen war es möglich, die Umlaufbahn der nächsten Raumsonde, der Giotto-Sonde der Europäischen Weltraumorganisation, anzupassen, was am 14. März einen noch näheren Flug auf eine Entfernung von 605 km ermöglichte. Auch zwei japanische Raumsonden trugen zur Erforschung des Kometen bei: Suisei (Flug am 8. März, 150.000 km) und Sakigake (10. März, 7 Millionen km, dienten der Führung der vorherigen Raumsonde). Alle diese 5 Raumschiffe, die den Halleyschen Kometen während seiner Passage im Jahr 1986 erkundeten, erhielten den inoffiziellen Namen „Halleys Armada“. |
BEGEGNUNG MIT EINEM KOMET |
Die Größe des Kometenkerns kann aus Beobachtungen zu einem Zeitpunkt geschätzt werden, zu dem er weit von der Sonne entfernt und nicht von einer Gas- und Staubhülle umgeben ist. In diesem Fall wird Licht nur von der festen Oberfläche des Kerns reflektiert und seine scheinbare Helligkeit hängt von der Querschnittsfläche und dem Reflexionsgrad (Albedo) ab.
Sublimation – der Übergang einer Substanz vom festen in den gasförmigen Zustand ist wichtig für die Physik von Kometen. Messungen der Helligkeits- und Emissionsspektren von Kometen haben gezeigt, dass das Schmelzen des Haupteises in einer Entfernung von 2,5–3,0 AE beginnt, wie es sein sollte, wenn das Eis hauptsächlich aus Wasser besteht. Dies wurde durch die Untersuchung der Kometen Halley und Giacobini-Zinner bestätigt. Die bei der Annäherung des Kometen an die Sonne zuerst beobachteten Gase (CN, C 2) sind wahrscheinlich im Wassereis gelöst und bilden Gashydrate (Clathrate). Wie dieses „zusammengesetzte“ Eis sublimiert, hängt weitgehend von den thermodynamischen Eigenschaften des Wassereises ab. Die Sublimation des Staub-Eis-Gemisches erfolgt in mehreren Stufen. Von ihnen aufgenommene Gasströme und kleine, flockige Staubpartikel verlassen den Kern, da die Anziehungskraft an seiner Oberfläche äußerst schwach ist. Der Gasstrom trägt jedoch keine dichten oder miteinander verbundenen schweren Staubpartikel mit, es bildet sich eine Staubkruste. Dann erhitzen die Sonnenstrahlen die Staubschicht, die Wärme dringt ein, das Eis sublimiert und Gasströme brechen durch und brechen die Staubkruste auf. Diese Effekte wurden bei der Beobachtung des Halleyschen Kometen im Jahr 1986 deutlich: Nur in wenigen von der Sonne beleuchteten Regionen des Kometenkerns kam es zu Sublimation und Gasaustritt. Es ist wahrscheinlich, dass in diesen Bereichen Eis freigelegt war, während der Rest der Oberfläche mit Kruste bedeckt war. Das freigesetzte Gas und der Staub bilden die beobachtbaren Strukturen um den Kometenkern.
KOMA
Staubkörner und Gas neutraler Moleküle bilden eine nahezu kugelförmige Koma des Kometen. Normalerweise erstreckt sich die Koma 100.000 bis 1 Million km vom Kern entfernt. Leichter Druck kann die Koma verformen und sie in eine antisolare Richtung dehnen.
Koma ist eine leichte, neblige, becherförmige Hülle, die aus Gasen und Staub besteht. Die Koma bildet zusammen mit dem Kern den Kopf des Kometen. Am häufigsten besteht ein Koma aus drei Hauptteilen:
- Inneres Koma(molekular, chemisch und photochemisch). Hier finden die intensivsten physikalischen und chemischen Prozesse statt.
- Sichtbares Koma(radikales Koma).
- Ultraviolettes Koma(atomar).
 |
|
Bild des Kometen C/2001 Q4 (NEAT) |
|
Kometen im Sonnensystem |
|
Da das Kerneis größtenteils aus Wasser besteht, enthält die Koma hauptsächlich H 2 O-Moleküle. Durch Photodissoziation wird H 2 O in H und OH und dann OH in O und H zerlegt. Schnelle Wasserstoffatome fliegen weit vom Kern weg, bevor sie ionisiert werden, und bilden eine Wasserstoffkorona, deren scheinbare Größe oft die Sonnenscheibe übersteigt.
SCHWANZ
Der Schweif eines Kometen ist eine längliche Spur aus Staub und Gas aus Kometenmaterie, die sich bildet, wenn sich der Komet der Sonne nähert, und die durch die Streuung des Sonnenlichts an der Sonne sichtbar ist. Normalerweise von der Sonne weggerichtet.
Wenn sich ein Komet der Sonne nähert, beginnen flüchtige Substanzen mit niedrigem Siedepunkt wie Wasser, Monoxid, Kohlenmonoxid, Methan, Stickstoff und möglicherweise andere gefrorene Gase von der Oberfläche seines Kerns zu sublimieren. Dieser Prozess führt zur Bildung eines Komas. Durch die Verdunstung dieses schmutzigen Eises werden Staubpartikel freigesetzt, die aus dem Kern vergast werden. Gasmoleküle in einer Koma absorbieren Sonnenlicht und geben es dann mit unterschiedlichen Wellenlängen wieder ab (dieses Phänomen wird Fluoreszenz genannt), und Staubpartikel streuen Sonnenlicht in verschiedene Richtungen, ohne die Wellenlänge zu ändern. Beide Prozesse führen dazu, dass das Koma für einen Außenstehenden sichtbar wird.
Obwohl weniger als ein Millionstel der Masse des Kometen im Schweif und in der Koma konzentriert sind, stammen fast 99,9 % des Leuchtens, das wir beobachten, wenn der Komet am Himmel vorbeizieht, von diesen Gasformationen. Tatsache ist, dass der Kern sehr kompakt ist und einen niedrigen Reflexionskoeffizienten (Albedo) aufweist.
Kometenschweife variieren in Länge und Form. Bei einigen Kometen erstrecken sie sich über den gesamten Himmel. Beispielsweise war der Schweif des 1944 erschienenen Kometen 20 Millionen Kilometer lang. Und der Schweif des Kometen C/1680 V1 erstreckte sich über 240 Millionen Kilometer. Es wurden auch Fälle der Schweifablösung von einem Kometen registriert (C/2007 N3 (Lulin)).
Die Schweife von Kometen haben keine scharfen Umrisse und sind fast transparent – Sterne sind durch sie deutlich sichtbar –, da sie aus extrem verdünnter Materie bestehen (ihre Dichte ist viel geringer als die Dichte von Gas, das aus einem Feuerzeug freigesetzt wird). Seine Zusammensetzung ist vielfältig: Gas oder winzige Staubpartikel oder eine Mischung aus beidem. Die Zusammensetzung der meisten Staubkörner ähnelt der von Asteroiden im Sonnensystem, wie die Studie der Raumsonde Stardust am Kometen 81P/Wilda ergab. Im Wesentlichen ist dies „sichtbares Nichts“: Ein Mensch kann die Schweife von Kometen nur beobachten, weil das Gas und der Staub leuchten. In diesem Fall ist das Leuchten des Gases mit seiner Ionisierung durch ultraviolette Strahlen und Partikelströme verbunden, die von der Sonnenoberfläche ausgestoßen werden, und Staub streut einfach das Sonnenlicht.
Die Theorie der Kometenschweife und -formen wurde Ende des 19. Jahrhunderts vom russischen Astronomen Fjodor Bredichin entwickelt. Er gehört auch zur Klassifikation der Kometenschweife, die in der modernen Astronomie verwendet wird.
Bredikhin schlug vor, Kometenschweife in drei Haupttypen einzuteilen:
- Tippe I Gerade und schmal, direkt von der Sonne gerichtet;
- Typ II. Breit und leicht gebogen, von der Sonne abgewandt;
- Typ III. Kurz, stark vom zentralen Leuchtkörper abweichend.
Astronomen erklären diese unterschiedlichen Formen der Kometenschweife wie folgt. Die Partikel, aus denen Kometen bestehen, haben unterschiedliche Zusammensetzungen und Eigenschaften und reagieren unterschiedlich auf Sonnenstrahlung. Dadurch „divergieren“ die Bahnen dieser Teilchen im Raum und die Schweife von Raumfahrern nehmen unterschiedliche Formen an.
Die Geschwindigkeit eines vom Kometenkern emittierten Teilchens besteht aus der Geschwindigkeit, die durch die Einwirkung der Sonne entsteht – sie wird von der Sonne auf das Teilchen gerichtet – und der Bewegungsgeschwindigkeit des Kometen, dessen Vektor tangential ist Daher befinden sich die zu einem bestimmten Zeitpunkt emittierten Teilchen im Allgemeinen nicht auf einer geraden Linie, sondern auf einer Kurve, die Syndynamie genannt wird. Syndina wird die Position des Kometenschweifs zu diesem Zeitpunkt darstellen. Bei einzelnen scharfen Auswürfen bilden Partikel auf dem Syndyne in einem Winkel dazu Segmente oder Linien, sogenannte Synchrons. Wie stark der Schweif des Kometen von der Richtung von der Sonne zum Kometen abweicht, hängt von der Masse der Teilchen und der Wirkung der Sonne ab.
Die Einwirkung der Sonnenstrahlung auf eine Koma führt zur Bildung eines Kometenschweifs. Aber auch hier verhalten sich Staub und Gas unterschiedlich. Die ultraviolette Strahlung der Sonne ionisiert einige der Gasmoleküle, und der Druck des Sonnenwinds, einem Strom geladener Teilchen, der von der Sonne emittiert wird, drückt die Ionen und dehnt die Koma zu einem langen Schweif aus, der sich über mehr als 100 Millionen erstrecken kann Kilometer. Veränderungen in der Sonnenwindströmung können zu beobachteten schnellen Veränderungen im Aussehen des Schweifs und sogar zu einem vollständigen oder teilweisen Bruch führen. Die Ionen werden durch den Sonnenwind auf Geschwindigkeiten von mehreren zehn und hundert Kilometern pro Sekunde beschleunigt, viel höher als die Geschwindigkeit der Umlaufbahn des Kometen. Daher ist ihre Bewegung fast genau in die Richtung der Sonne gerichtet, ebenso wie der Typ-I-Schwanz, den sie bilden. Ionenschweife leuchten aufgrund der Fluoreszenz bläulich. Auf Kometenstaub hat der Sonnenwind nahezu keinen Einfluss; er wird durch den Druck des Sonnenlichts aus der Koma gedrückt. Staub wird durch Licht beschleunigt, das viel schwächer ist als Ionen durch den Sonnenwind, daher wird seine Bewegung durch die anfängliche Umlaufgeschwindigkeit und Beschleunigung unter dem Einfluss von Lichtdruck bestimmt. Der Staub bleibt hinter dem Ionenschweif zurück und bildet in Richtung der Umlaufbahn gekrümmte Schwänze vom Typ II oder III. Rückstände vom Typ II entstehen durch einen gleichmäßigen Staubstrom von der Oberfläche. Schweife vom Typ III sind das Ergebnis einer kurzfristigen Freisetzung einer großen Staubwolke. Aufgrund der Ausbreitung der Beschleunigungen, die Staubkörner unterschiedlicher Größe unter dem Einfluss von Lichtdruck erhalten, wird die anfängliche Wolke auch zu einem Schweif gestreckt, der normalerweise noch stärker gekrümmt ist als der Schweif vom Typ II. Staubschweife leuchten in einem diffusen rötlichen Licht.
Der Staubschweif ist normalerweise gleichmäßig und erstreckt sich über Millionen und Abermillionen Kilometer. Es wird durch Staubkörner gebildet, die durch den Druck des Sonnenlichts in antisolarer Richtung vom Kern weggeschleudert werden, und hat eine gelbliche Farbe, weil die Staubkörner das Sonnenlicht einfach streuen. Die Strukturen des Staubschweifs können durch den ungleichmäßigen Staubaustritt aus dem Kern oder die Zerstörung von Staubkörnern erklärt werden.
Der mehrere zehn oder sogar hunderte Millionen Kilometer lange Plasmaschweif ist ein sichtbarer Ausdruck der komplexen Wechselwirkung zwischen dem Kometen und dem Sonnenwind. Einige Moleküle, die den Kern verlassen, werden durch Sonnenstrahlung ionisiert und bilden Molekülionen (H 2 O +, OH +, CO +, CO 2 +) und Elektronen. Dieses Plasma verhindert die Bewegung des Sonnenwinds, der von einem Magnetfeld durchdrungen ist. Wenn der Komet auf den Kometen trifft, umwickeln ihn die Feldlinien, nehmen die Form einer Haarnadel an und erzeugen zwei Bereiche mit entgegengesetzter Polarität. In dieser magnetischen Struktur werden Molekülionen eingefangen und bilden in ihrem zentralen, dichtesten Teil einen sichtbaren Plasmaschweif, der aufgrund der Spektralbänder von CO+ eine blaue Farbe aufweist. Die Rolle des Sonnenwinds bei der Bildung von Plasmaschweifen wurde in den 1950er Jahren von L. Biermann und H. Alfven festgestellt. Ihre Berechnungen bestätigten Messungen von Raumfahrzeugen, die 1985 und 1986 durch die Schweife der Kometen Giacobini-Zinner und Halley flogen.
Hinzu kommen weitere Phänomene der Wechselwirkung mit dem Sonnenwind, der mit einer Geschwindigkeit von etwa 400 km/s auf den Kometen trifft und vor ihm eine Stoßwelle bildet, in der die Materie des Windes und des Kometenkopfes verdichtet wird im Plasmaschweif. Der Prozess der „Erfassung“ spielt eine bedeutende Rolle; Sein Wesen besteht darin, dass die neutralen Moleküle des Kometen ungehindert in den Sonnenwindstrom eindringen, aber unmittelbar nach der Ionisierung beginnen, aktiv mit dem Magnetfeld zu interagieren und auf erhebliche Energien beschleunigt zu werden. Zwar werden manchmal sehr energiereiche Molekülionen beobachtet, die aus Sicht des angegebenen Mechanismus unerklärlich sind. Der Einfangprozess regt auch Plasmawellen im riesigen Raumvolumen um den Kern an. Die Beobachtung dieser Phänomene ist für die Plasmaphysik von grundlegendem Interesse.
Der „Tail Break“ ist ein wunderbarer Anblick. Bekanntermaßen ist der Plasmaschweif im Normalzustand durch ein Magnetfeld mit dem Kopf des Kometen verbunden. Oftmals löst sich jedoch der Schwanz vom Kopf und bleibt zurück, und an seiner Stelle bildet sich ein neuer. Dies geschieht, wenn ein Komet die Grenze von Regionen des Sonnenwinds mit entgegengesetzt gerichtetem Magnetfeld passiert. In diesem Moment wird die magnetische Struktur des Schwanzes neu geordnet, was wie ein Bruch und die Bildung eines neuen Schwanzes aussieht. Die komplexe Topologie des Magnetfeldes führt zur Beschleunigung geladener Teilchen; Dies könnte das Auftreten der oben erwähnten schnellen Ionen erklären.
Anti-Tail ist ein Begriff, der in der Astronomie verwendet wird, um eine der drei Arten von Schweifen zu beschreiben, die auf einem Kometen erscheinen, wenn er sich der Sonne nähert. Die Besonderheit dieses Schweifs besteht darin, dass er im Gegensatz zu den beiden anderen Schweifen Staub und Gas auf die Sonne gerichtet ist und nicht von ihr weg, sodass er den anderen Schweifen geometrisch entgegengesetzt ist. Der Gegenschweif besteht aus großen Staubpartikeln, die aufgrund ihrer Masse und Größe vom Sonnenwind nur schwach beeinflusst werden und in der Regel in der Ebene der Kometenbahn verbleiben und letztendlich die Form einer Scheibe annehmen. Aufgrund der eher geringen Konzentration an Staubpartikeln ist es unter normalen Bedingungen nahezu unmöglich, diese Scheibe zu sehen. Daher kann es nur dann von der Kante erkannt werden, wenn es hell genug ist, um beobachtet zu werden. Dies wird in kurzer Zeit möglich, wenn die Erde die Ebene der Kometenbahn kreuzt. Dadurch wird die Scheibe in Form eines kleinen, von der Sonne weggerichteten Schweifs sichtbar.
Da die Staubpartikel die Form einer Scheibe annehmen, ist es ganz natürlich, dass der Gegenschweif nicht nur vor, sondern auch hinter und an den Seiten des Kometen existiert. Aber an den Seiten des Kometen ist er aufgrund des Kometenkerns nicht sichtbar und dahinter verschwindet er hinter dichteren und helleren Staub- und Gasschweifen.
Die meisten vorbeiziehenden Kometen sind zu klein, um einen Gegenschweif zu erkennen, aber einige Kometen sind groß genug, um dies zu erkennen, wie zum Beispiel der Komet C/1995 O1 (Hale-Bopp) im Jahr 1997.
Entarteter Komet
Ein entarteter Komet ist ein Komet, der die meisten seiner flüchtigen Bestandteile verloren hat und daher bei seiner Annäherung an die Sonne keinen Schweif oder keine Koma mehr bildet. Alle flüchtigen Stoffe sind bereits aus dem Kometenkern verdampft und die verbleibenden Gesteine bestehen hauptsächlich aus relativ schweren, nichtflüchtigen Elementen, ähnlich denen, die auf der Oberfläche von Asteroiden häufig vorkommen. Ausgestorbene Kometen sind kleine, dunkle Himmelskörper, die selbst mit den stärksten Teleskopen nur sehr schwer zu entdecken sind.
Damit ein Komet ausstirbt, muss er nicht alle seine flüchtigen Substanzen verlieren: Es reicht aus, dass sie unter einer Schicht sedimentärer nichtflüchtiger Verbindungen eingeschlossen sind. Solche Schichten können sich bilden, wenn die Oberfläche des Kometen nichtflüchtige Verbindungen enthält. Während Gase und andere flüchtige Substanzen verdampfen, setzen sich nichtflüchtige Verbindungen ab und sammeln sich zu einer mehrere Zentimeter dicken Kruste an, die schließlich den Zugang der Sonnenenergie zu den tieferen Schichten vollständig blockiert. Dadurch kann die Sonnenwärme diese Kruste nicht mehr durchbrechen und sie auf eine Temperatur erhitzen, bei der sie zu verdampfen beginnen würden – der Komet stirbt aus. Diese Arten von Kometen werden manchmal auch als verborgene oder ruhende Kometen bezeichnet. Ein Beispiel für einen solchen Körper ist der Asteroid (14827) Hypnos.
Der Begriff ruhender Komet wird auch verwendet, um inaktive Kometen zu beschreiben, die aktiv werden können, wenn sie nahe genug an der Sonne sind. Während des Periheldurchgangs im Jahr 2008 nahm beispielsweise die Kometenaktivität des Asteroiden (52872) Okiroya deutlich zu. Und der Asteroid (60558) Echeclus erhielt, nachdem das Erscheinen einer Koma registriert wurde, ebenfalls die Kometenbezeichnung 174P/Echeclus.
Als Asteroiden und Kometen in zwei verschiedene Klassen eingeteilt wurden, wurden die wesentlichen Unterschiede zwischen diesen Klassen lange Zeit nicht formuliert. Dieses Problem wurde erst 2006 auf der 26. Generalversammlung in Prag gelöst. Man erkannte, dass der Hauptunterschied zwischen einem Asteroiden und einem Kometen darin besteht, dass ein Komet, wenn er sich der Sonne nähert, aufgrund der Sublimation von Eis nahe der Oberfläche unter dem Einfluss der Sonnenstrahlung eine Koma um sich herum bildet, während ein Asteroid niemals eine Koma bildet Koma. Infolgedessen erhielten einige Objekte gleichzeitig zwei Bezeichnungen, da sie zunächst als Asteroiden klassifiziert wurden, dann aber, als bei ihnen Kometenaktivität festgestellt wurde, auch eine Kometenbezeichnung erhielten. Ein weiterer Unterschied besteht darin, dass Kometen tendenziell längere Umlaufbahnen haben als die meisten Asteroiden – daher sind „Asteroiden“ mit hoher Umlaufexzentrizität eher die Kerne erloschener Kometen. Ein weiterer wichtiger Indikator ist die Nähe der Umlaufbahn zur Sonne: Man geht davon aus, dass es sich bei den meisten Objekten, die sich in sonnennahen Umlaufbahnen bewegen, ebenfalls um ausgestorbene Kometen handelt. Etwa 6 % aller erdnahen Asteroiden sind ausgestorbene Kometen, deren Reserven an flüchtigen Stoffen bereits vollständig erschöpft sind. Es ist durchaus möglich, dass alle Kometen früher oder später alle flüchtigen Bestandteile verlieren und sich in Asteroiden verwandeln.
