Ensimmäinen komeetan ilmestyminen, joka kirjattiin kronikoihin, juontaa juurensa 2296 eKr. Ja tämän teki nainen, keisari Yaon vaimo, joka synnytti pojan, josta myöhemmin tuli keisari Ta-Yu, Khia-dynastian perustaja. Tästä hetkestä lähtien kiinalaiset tähtitieteilijät seurasivat yötaivasta, ja vain heidän ansiostaan tiedämme tästä päivämäärästä. Komeetan tähtitieteen historia alkaa siitä. Kiinalaiset eivät vain kuvailleet komeettoja, vaan myös piirtivät komeettojen polut tähtikartalle, jonka avulla nykyaikaiset tähtitieteilijät pystyivät tunnistamaan niistä kirkkaimmat, jäljittämään niiden kiertoradan kehitystä ja hankkimaan muuta hyödyllistä tietoa.
On mahdotonta olla huomaamatta niin harvinaista spektaakkelia taivaalla, kun taivaalla näkyy sumuinen ruumis, joskus niin kirkas, että se voi kimaltaa pilvien läpi (1577), varjostaen jopa kuun. Aristoteles 400-luvulla eKr selitti komeetan ilmiön seuraavasti: kevyt, lämmin, "kuiva pneuma" (Maan kaasut) nousee ilmakehän rajoihin, putoaa taivaallisen tulen alueelle ja syttyy - näin "pyrstötähdet" muodostuvat . Aristoteles väitti, että komeetat aiheuttavat kovia myrskyjä ja kuivuutta. Hänen ajatuksensa on yleisesti hyväksytty kaksituhatta vuotta. Keskiajalla komeettoja pidettiin sotien ja epidemioiden ennustajina. Siten normanien hyökkäys Etelä-Englantiin vuonna 1066 yhdistettiin Halleyn komeetan ilmestymiseen taivaalle. Konstantinopolin kukistuminen vuonna 1456 yhdistettiin myös komeetan ilmestymiseen taivaalle. Tutkiessaan komeetan ulkonäköä vuonna 1577, Tycho Brahe päätti, että se liikkui kauas Kuun kiertoradan ulkopuolelle. Komeettojen kiertoradan tutkimisen aika oli alkanut...
Ensimmäinen fanaatikko, joka halusi löytää komeettoja, oli Pariisin observatorion työntekijä Charles Messier. Hän tuli tähtitieteen historiaan sumujen ja tähtijoukkojen luettelon laatijana, jonka tarkoituksena oli etsiä komeettoja, jotta kaukaisia sumuisia esineitä ei sekoiteta uusiin komeetoihin. Yli 39 vuoden havaintojen aikana Messier löysi 13 uutta komeetta! 1800-luvun ensimmäisellä puoliskolla Jean Pons erottui erityisesti komeettojen "sieppaajista". Marseillen observatorion talonmies ja myöhemmin sen johtaja rakensi pienen amatööriteleskoopin ja aloitti maanmiehensä Messierin esimerkin mukaisesti komeettojen etsimisen. Asia osoittautui niin kiehtovaksi, että hän löysi 26 vuodessa 33 uutta komeetta! Ei ole sattumaa, että tähtitieteilijät antoivat sille lempinimen "komeettamagneetiksi". Ponsin ennätys on ylittämätön tähän päivään asti. Noin 50 komeetta on havainnoitavissa. Vuonna 1861 otettiin ensimmäinen valokuva komeetta. Kuitenkin arkistotietojen mukaan Harvardin yliopiston aikakirjoista löydettiin 28. syyskuuta 1858 päivätty tietue, jossa Georg Bond kertoi yrityksestä saada valokuvallinen kuva komeetta 15" refraktorissa! Sulkimen kohdalla. nopeudella 6", kooman kirkkain kohta, joka mittaa 15 kaarisekuntia, työstettiin. Valokuvaa ei ole säilynyt.
Vuoden 1999 komeettojen kiertorataluettelo sisältää 1 722 kiertorataa 1 688 komeetan esiintymiselle 1 036 eri komeetalta. Muinaisista ajoista nykypäivään noin 2000 komeetta on havaittu ja kuvattu. Newtonista kuluneiden 300 vuoden aikana niistä on laskettu yli 700 kiertoradat. Yleiset tulokset ovat seuraavat. Useimmat komeetat liikkuvat ellipsissä, kohtalaisen tai voimakkaasti pitkänomaisina. Encke-komeetta kulkee lyhimmän reitin - Merkuriuksen kiertoradalta Jupiteriin ja takaisin 3,3 vuodessa. Kaukaisin kahdesti havaituista on komeetta, jonka Caroline Herschel löysi vuonna 1788 ja palasi 154 vuotta myöhemmin 57 AU:n etäisyydeltä. Vuonna 1914 Delavanin komeetta teki matkaennätyksen. Se siirtyy pois 170 000 AU: ksi. ja "loppuu" 24 miljoonan vuoden kuluttua.
Tähän mennessä on löydetty yli 400 lyhytaikaista komeetta. Näistä noin 200 havaittiin useamman kuin yhden perihelion kulun aikana. Monet heistä kuuluvat niin kutsuttuihin perheisiin. Esimerkiksi noin 50 lyhimmän ajanjakson komeettoja (niiden täydellinen kierros Auringon ympärillä kestää 3-10 vuotta) muodostaa Jupiter-perheen. Hieman pienempiä ovat Saturnuksen, Uranuksen ja Neptunuksen perheet (jälkimmäiseen kuuluu erityisesti kuuluisa Halley-komeetta).
Monien komeettojen maanpäälliset havainnot ja Halley's Comet -tutkimusten tulokset avaruusaluksilla vuonna 1986 vahvistivat F. Whipplen vuonna 1949 ensimmäisen kerran esittämän hypoteesin, että komeettojen ytimet ovat "likaisia lumipalloja", joiden halkaisija on useita kilometrejä. Ne näyttävät koostuvan jäätyneestä vedestä, hiilidioksidista, metaanista ja ammoniakista, joiden sisällä on jäätynyttä pölyä ja kiviainesta. Kun komeetta lähestyy aurinkoa, jää alkaa haihtua auringon lämmön vaikutuksesta, ja poistuva kaasu muodostaa ytimen ympärille hajanaisen valopallon, jota kutsutaan koomaksi. Kooman halkaisija voi olla jopa miljoona kilometriä. Ydin itsessään on liian pieni nähtäväksi suoraan. Avaruusaluksista tehdyt ultraviolettispektrin havainnot ovat osoittaneet, että komeettoja ympäröivät valtavat, useiden miljoonien kilometrien kokoiset vetypilvet. Vetyä syntyy vesimolekyylien hajoamisesta auringon säteilyn vaikutuksesta. Vuonna 1996 havaittiin komeetan Hyakutake röntgensäteily, ja myöhemmin havaittiin, että muut komeetat ovat röntgensäteilyn lähteitä.
Vuonna 2001 tehdyt havainnot, jotka suoritettiin Subara-teleskoopin korkeadispersiivisellä spektrometrillä, antoivat tähtitieteilijöille mahdollisuuden mitata ensimmäistä kertaa jäätyneen ammoniakin lämpötilaa komeetan ytimessä. Lämpötila-arvo 28 + 2 Kelvin-astetta viittaa siihen, että komeetta LINEAR (C/1999 S4) muodostui Saturnuksen ja Uranuksen kiertoradan väliin. Tämä tarkoittaa, että tähtitieteilijät voivat nyt paitsi määrittää olosuhteet, joissa komeetat muodostuvat, myös löytää niiden alkuperän. Spektrianalyysin avulla komeettojen päistä ja pyrstistä löydettiin orgaanisia molekyylejä ja hiukkasia: atomi- ja molekyylihiili, hiilihybridi, hiilimonoksidi, hiilisulfidi, metyylisyanidi; epäorgaaniset komponentit: vety, happi, natrium, kalsium, kromi, koboltti, mangaani, rauta, nikkeli, kupari, vanadiini. Komeetoissa havaitut molekyylit ja atomit ovat useimmissa tapauksissa "fragmentteja" monimutkaisemmista lähtömolekyyleistä ja molekyylikomplekseista. Komeetan ytimien emomolekyylien alkuperän luonnetta ei ole vielä selvitetty. Toistaiseksi on vain selvää, että nämä ovat erittäin monimutkaisia molekyylejä ja yhdisteitä, kuten aminohappoja! Jotkut tutkijat uskovat, että tällainen kemiallinen koostumus voi toimia katalysaattorina elämän syntymiselle tai sen alkuperän alkuolosuhteille, kun nämä monimutkaiset yhdisteet tulevat ilmakehään tai planeettojen pinnalle, joissa on riittävän vakaat ja suotuisat olosuhteet.
Taivaalla putoavaa tähteä katsovat ihmiset saattavat ihmetellä, mikä on komeetta? Tämä kreikaksi käännetty sana tarkoittaa "pitkäkarvaista". Lähestyessään Aurinkoa asteroidi alkaa lämmetä ja saa tehokkaan ulkonäön: pölyä ja kaasua alkaa lentää pois komeetan pinnalta muodostaen kauniin, kirkkaan hännän.
Komeettojen ulkonäkö
Komeettojen ilmestymistä on lähes mahdotonta ennustaa. Tiedemiehet ja amatöörit ovat kiinnittäneet niihin huomiota muinaisista ajoista lähtien. Suuret taivaankappaleet lentävät harvoin Maan ohi, ja tällainen näky on kiehtova ja pelottava. Historia sisältää tietoa sellaisista kirkkaista kappaleista, jotka kimaltelevat pilvien läpi peittäen hehkullaan jopa Kuun. Ensimmäisen tällaisen kappaleen ilmestyessä (vuonna 1577) alettiin tutkia komeettojen liikettä. Ensimmäiset tutkijat onnistuivat löytämään kymmeniä erilaisia asteroideja: heidän lähestymisensä Jupiterin kiertoradalle alkaa heidän hännän hehkusta, ja mitä lähempänä kehomme on planeettaamme, sitä kirkkaammin se palaa.
Tiedetään, että komeetat ovat kappaleita, jotka liikkuvat tiettyjä lentoratoja pitkin. Yleensä sillä on pitkänomainen muoto, ja sille on ominaista sen sijainti suhteessa aurinkoon.
Komeetan kiertorata saattaa olla epätavallisin. Ajoittain jotkut heistä palaavat aurinkoon. Tiedemiehet sanovat, että tällaiset komeetat ovat säännöllisiä: ne lentävät planeettojen lähellä tietyn ajan kuluttua.
Komeetat
Muinaisista ajoista lähtien ihmiset ovat kutsuneet kaikkia valoisia kappaleita tähdiksi, ja niitä, joiden häntä on takanaan, on kutsuttu komeetoiksi. Myöhemmin tähtitieteilijät havaitsivat, että komeetat ovat valtavia kiinteitä kappaleita, jotka koostuvat suurista jääpalasista, jotka ovat sekoittuneet pölyyn ja kiviin. Ne tulevat syvästä avaruudesta ja voivat joko lentää Auringon ohi tai kiertää sitä, ilmestyen ajoittain taivaallemme. Tällaisten komeettojen tiedetään liikkuvan erikokoisilla elliptisellä kiertoradalla: jotkut palaavat kerran kahdessakymmenessä vuodessa, kun taas toiset ilmestyvät kerran sadoissa vuosissa.
Jaksottaiset komeetat
Tiedemiehet tietävät paljon tietoa jaksollisista komeetoista. Niiden kiertoradat ja paluuajat lasketaan. Tällaisten ruumiiden ilmestyminen ei ole odottamaton. Niiden joukossa on lyhyt- ja pitkäjaksoisia.
Lyhyen ajanjakson komeetoihin kuuluvat komeetat, jotka voidaan nähdä taivaalla useita kertoja elämänsä aikana. Muut eivät välttämättä ilmesty taivaalle vuosisatojen ajan. Yksi tunnetuimmista lyhytjaksoisista komeetoista on Halley's Comet. Se esiintyy lähellä Maata kerran 76 vuodessa. Tämän jättiläisen hännän pituus on useita miljoonia kilometrejä. Se lentää niin kauas meistä, että se näyttää raidalta taivaalla. Hänen viimeinen vierailunsa kirjattiin vuonna 1986.
Komeettojen putoaminen
Tiedemiehet tietävät monista tapauksista, joissa asteroidit putoavat planeetoille, ei vain Maahan. Vuonna 1992 Shoemaker-Levy jättiläinen tuli hyvin lähelle Jupiteria ja repeytyi lukuisiksi paloiksi painovoimansa vaikutuksesta. Sirpaleet venyivät ketjuksi ja siirtyivät sitten pois planeetan kiertoradalta. Kaksi vuotta myöhemmin asteroidien ketju palasi Jupiteriin ja putosi sen päälle.
Joidenkin tutkijoiden mukaan, jos asteroidi lentää aurinkokunnan keskustassa, se elää useita tuhansia vuosia, kunnes se haihtuu ja lensi jälleen lähellä aurinkoa.
Komeetta, asteroidi, meteoriitti
Tutkijat ovat tunnistaneet eron asteroidien, komeettojen ja meteoriittien merkityksessä. Tavalliset ihmiset kutsuvat näitä nimiä taivaalla nähdyiksi ruumiiksi, joilla on häntää, mutta tämä ei pidä paikkaansa. Tieteellisesti katsottuna asteroidit ovat valtavia kivikappaleita, jotka kelluvat avaruudessa tietyillä kiertoradoilla.
Komeetat ovat samanlaisia kuin asteroidit, mutta niissä on enemmän jäätä ja muita elementtejä. Lähestyessään lähellä aurinkoa komeetat kehittävät häntän.
Meteoriitit ovat pieniä kiviä ja muuta avaruusromua, kooltaan alle kiloa. Ne näkyvät yleensä ilmakehässä tähdenlentoina.
Kuuluisia komeettoja
1900-luvun kirkkain komeetta oli Hale-Bopp. Se löydettiin vuonna 1995, ja kaksi vuotta myöhemmin se tuli näkyviin taivaalla paljaalla silmällä. Sitä voitiin havaita taivaallisessa avaruudessa yli vuoden ajan. Tämä on paljon pidempi kuin muiden kehojen säteily.
Vuonna 2012 tutkijat löysivät komeetan ISONin. Ennusteiden mukaan siitä olisi pitänyt tulla kirkkain, mutta Aurinkoa lähestyessään se ei pystynyt täyttämään tähtitieteilijöiden odotuksia. Mediassa sitä kuitenkin kutsuttiin lempinimeksi "vuosisadan komeetta".
Tunnetuin on Halleyn komeetta. Hänellä oli tärkeä rooli tähtitieteen historiassa, mukaan lukien painovoimalain päättäminen. Ensimmäinen taivaankappaleita kuvaanut tiedemies oli Galileo. Hänen tietojaan käsiteltiin useammin kuin kerran, muutoksia tehtiin, uusia faktoja lisättiin. Eräänä päivänä Halley kiinnitti huomion hyvin epätavalliseen malliin kolmen taivaankappaleen ilmestymisestä 76 vuoden välein ja jotka liikkuvat melkein samalla radalla. Hän päätteli, että nämä eivät olleet kolme eri ruumista vaan yksi. Newton käytti myöhemmin laskelmiaan rakentaakseen painovoimateorian, jota kutsuttiin universaalin painovoiman teoriaksi. Halleyn komeetta nähtiin viimeksi taivaalla vuonna 1986, ja sen seuraava esiintyminen on vuonna 2061.
Vuonna 2006 Robert McNaught löysi samannimisen taivaankappaleen. Oletusten mukaan sen ei olisi pitänyt hehkua kirkkaasti, mutta kun se lähestyi aurinkoa, komeetta alkoi nopeasti saada kirkkautta. Vuotta myöhemmin se alkoi hehkua kirkkaammin kuin Venus. Maapallon lähellä lentävä taivaankappale loi maan asukkaille todellisen spektaakkelin: sen häntä kaartui taivaalla.
Komeetta,pieni taivaankappale (ydin), jolla on pidennetty harva kuori ja joka liikkuu erittäin pitkänomaisella kiertoradalla vapauttaen runsaasti kaasua lähestyessään aurinkoa. Komeetoihin liittyy erilaisia fysikaalisia prosesseja jään sublimaatiosta (kuivahaihduttaminen) plasmailmiöihin. Komeetat ovat jäänteitä aurinkokunnan muodostumisesta, siirtymävaiheesta tähtienväliseen aineeseen. Amatööritähtitieteilijät tekevät usein komeettojen havainnoinnin ja jopa niiden löytämisen. Joskus komeetat ovat niin kirkkaita, että ne houkuttelevat kaikkien huomion. Aiemmin kirkkaiden komeettojen ilmaantuminen aiheutti pelkoa ihmisten keskuudessa ja toimi inspiraation lähteenä taiteilijoille ja sarjakuvatekijöille.
Radan ominaisuudet
Komeetat liikkuvat pitkiä lentoratoja pitkin. Komeettojen kiertoradalle on ominaista parametrit, jotka kuvaavat kiertoradan kokoa, sen sijaintia aurinkoon nähden: perihelion etäisyys q(minimietäisyys auringosta) ja epäkeskisyys e(kiertoradan venymäaste), komeetan kiertoaika P, kiertoradan puolipääakseli A. Komeetan kiertorata ei välttämättä ole ekliptiikkatasossa. Siksi komeetan kiertorataa voidaan luonnehtia komeetan kiertoradan tason kaltevuuskulmalla i ekliptiikan tasoon.
Komeetan kiertorata ja komeetan Hale–Bopp pyrstöjen suunnan muutos
Komeetat voivat ajoittain palata aurinkoon. Tällaisia komeettoja kutsutaan jaksollisiksi. Jaksottaisilla komeetoilla on periheli määritetty q(minimietäisyys auringosta), aphelion K(maksimietäisyys Auringosta).
Komeettojen nimetKomeettoja löydetään melko usein. Komeettojen nimet heijastavat aikaa löydön jälkeen.
Monet komeetat on nimetty SIISTI ja sitten avausvuosi ja numerot. Tämä nimi on annettu komeetoille, jotka on löydetty osana havaintoja NEAT (Near Earth Asteroid Tracking) -ohjelmassa - ohjelmassa maapallon lähellä lentäviä asteroideja.
Komeetta NEAT S 2001 G 4
Komeettojen nimet on tulkittu seuraavasti: C/2004 R1: 2004 on kuluva vuosi, R on alkavan puolikuun kirjaintunnus 1 on komeetan numero tässä puolikuussa. P-kirjain sijoitetaan eteen, jos komeetta on jaksollinen, esimerkiksi P/2004 R1.
|
Kuukaudet |
tammikuu |
helmikuu |
maaliskuuta |
huhtikuu |
saattaa |
kesäkuuta |
|
1–15 |
||||||
|
16–30(31) |
||||||
|
Kuukaudet |
heinäkuu |
elokuu |
syyskuu |
lokakuu |
marraskuu |
joulukuu |
|
1–15 |
||||||
|
16–30(31) |
Lisäksi komeetoissa voi olla ne löytäneiden ihmisten nimiä, esimerkiksi Halley's Comet, Machholtz's Comet, Shoemaker-Levy 9 tai McNaught's Comet.
Liike ja tilajakauma
Kaikki komeetat ovat aurinkokunnan jäseniä. Ne, kuten planeetat, noudattavat painovoimalakeja, mutta ne liikkuvat hyvin ainutlaatuisella tavalla. Kaikki planeetat pyörivät Auringon ympäri samassa suunnassa (jota kutsutaan "eteenpäin" eikä "käänteeksi") lähes pyöreillä kiertoradoilla, jotka sijaitsevat suunnilleen samassa tasossa (ekliptika), ja komeetat liikkuvat sekä eteen- että taaksepäin pitkälle. pitkänomaiset (epäkeskiset) kiertoradat, jotka ovat kallistuneet eri kulmiin ekliptiikkaan nähden. Se on liikkeen luonne, joka antaa komeetan välittömästi pois.
Pitkäkestoiset komeetat (joiden kiertoradat ovat yli 200 vuotta) tulevat alueilta, jotka ovat tuhansia kertoja kauempana kuin kaukaisimmat planeetat, ja niiden kiertoradat ovat vinossa kaikenlaisissa kulmissa. Lyhytjaksoiset komeetat (alle 200 vuoden jaksot) tulevat ulompien planeettojen alueelta liikkuen eteenpäin ekliptiikkaa lähellä olevilla kiertoradoilla. Kaukana Auringosta komeetoilla ei yleensä ole "pyrstöä", mutta joskus "ydintä" ympäröi tuskin näkyvä "kooma"; yhdessä niitä kutsutaan komeetan "pääksi". Kun se lähestyy aurinkoa, pää suurenee ja häntä ilmestyy.
Häntätyypit
Venäläinen tähtitieteilijä F. A. Bredikhin tutki komeettojen häntätyyppejä. 1800-luvun lopulla hän jakoi komeettojen hännän kolmeen tyyppiin:
- Tyypin I komeetan pyrstö on suoria ja suunnattu poispäin Auringosta sädevektoria pitkin;
- Tyypin II hännät ovat leveitä, kaarevia;
- Tyypin III pyrstö on suunnattu komeetan kiertoradalle. Tällaiset hännät eivät ole leveitä.
On melko harvinaista löytää komeettoja, joiden hännät on suunnattu aurinkoon. Nämä ovat niin sanottuja poikkeavia häntäitä. Aurinkotuulen vaikutuksesta pölyhiukkaset lentävät Aurinkoa vastakkaiseen suuntaan muodostaen komeetan pölypyrstön. Komeetan pölyinen häntä on yleensä väriltään kellertävä ja hehkuu Auringosta heijastuvasta valosta.
Rakenne
Kooman keskellä on ydin - kiinteä runko tai kappaleiden konglomeraatti, jonka halkaisija on useita kilometrejä. Lähes kaikki komeetan massa on keskittynyt sen ytimeen; tämä massa on miljardeja kertoja pienempi kuin maan massa. F. Whipplen mallin mukaan komeetan ydin koostuu erilaisten jääten seoksesta, pääasiassa vesijäästä, johon on sekoitettu jäätynyttä hiilidioksidia, ammoniakkia ja pölyä. Tämän mallin vahvistavat sekä tähtitieteelliset havainnot että suorat mittaukset avaruusaluksista lähellä Halley- ja Giacobini-Zinner-komeettojen ytimiä vuosina 1985–1986.
Kun komeetta lähestyy aurinkoa, sen ydin lämpenee ja jää sublimoituu, ts. haihtua sulamatta. Tuloksena oleva kaasu leviää ytimestä kaikkiin suuntiin, vie mukanaan pölyhiukkasia ja muodostaa kooman. Auringonvalon tuhoamat vesimolekyylit muodostavat valtavan vetykoronan komeetan ytimen ympärille. Auringon vetovoiman lisäksi hylkivät voimat vaikuttavat myös komeetan harvinaiseen aineeseen, minkä seurauksena häntä muodostuu. Auringonvalon paine vaikuttaa neutraaleihin molekyyleihin, atomeihin ja pölyhiukkasiin, kun taas ionisoituihin molekyyleihin ja atomeihin aurinkotuulen paine vaikuttaa voimakkaammin.
Jokaisella komeetalla on useita eri osia:
- Ydin: Suhteellisen kova ja vakaa, koostuu enimmäkseen jäästä ja kaasusta, johon on lisätty pieniä pölyä ja muita kiinteitä aineita.
- Pää (kooma): valovoimainen kaasukuori, joka syntyy Auringon sähkömagneettisen ja korpuskulaarisen säteilyn vaikutuksesta. Tiheä pilvi vesihöyryä, hiilidioksidia ja muita neutraaleja kaasuja, jotka sublimoituvat ytimestä.
- Pölypyrstö koostuu hyvin pienistä pölyhiukkasista, jotka kaasuvirtaus kuljettaa pois ytimestä. Tämä komeetan osa näkyy parhaiten paljaalla silmällä.
- Plasman (ioni) häntä koostuu plasmasta (ionisoiduista kaasuista) ja on intensiivisessä vuorovaikutuksessa aurinkotuulen kanssa.
Komeetat kiinnostavat monia ihmisiä. Nämä taivaankappaleet valloittavat nuoria ja vanhempia ihmisiä, naisia ja miehiä, ammattitähtitieteilijöitä ja yksinkertaisesti amatööritähtitieteilijöitä. Ja portaalimme verkkosivusto tarjoaa viimeisimmät uutiset viimeisimmistä löydöistä, valokuvia ja videoita komeetoista sekä paljon muuta hyödyllistä tietoa, jotka löydät tästä osiosta.
Komeetat ovat pieniä taivaankappaleita, jotka kiertävät Auringon ympäri kartiomaista osaa, jolla on melko pitkä kiertorata ja jotka näyttävät samealta. Kun komeetta lähestyy aurinkoa, se muodostaa kooman ja joskus pölyn ja kaasun hännän.
Tutkijat ehdottavat, että komeetat lentävät ajoittain aurinkokuntaan Oort-pilvistä, koska se sisältää monia komeetan ytimiä. Pääsääntöisesti aurinkokunnan laitamilla sijaitsevat kappaleet koostuvat haihtuvista aineista (metaanista, vedestä ja muista kaasuista), jotka haihtuvat lähestyessään Aurinkoa.
Tähän mennessä on tunnistettu yli neljäsataa lyhytaikaista komeetta. Lisäksi puolet heistä oli useammassa kuin yhdessä perihelion kulkureitissä. Suurin osa heistä kuuluu perheisiin. Esimerkiksi monet lyhytjaksoiset komeetat (ne kiertävät Aurinkoa 3-10 vuoden välein) muodostavat Jupiter-perheen. Uranuksen, Saturnuksen ja Neptunuksen perheet ovat pieniä (Halleyn kuuluisa komeetta kuuluu jälkimmäiseen).
Avaruuden syvyyksistä tulevat komeetat ovat sumuisia esineitä, joiden takana on häntä. Sen pituus on usein useita miljoonia kilometrejä. Mitä tulee komeetan ytimeen, se on kiinteiden hiukkasten runko, joka on verhottu koomaan (sumuinen kuori). Halkaisijaltaan 2 km:n ytimessä voi olla 80 000 km:n kooma. Auringon säteet syrjäyttävät kaasuhiukkasia koomasta ja heittävät ne takaisin vetäen ne savuiseen häntään, joka liikkuu hänen takanaan ulkoavaruudessa.
Komeettojen kirkkaus riippuu suurelta osin niiden etäisyydestä Auringosta. Kaikista komeetoista vain pieni osa lähestyy maata ja aurinkoa niin paljon, että ne voidaan nähdä paljaalla silmällä. Lisäksi huomattavimpia niistä kutsutaan yleensä "suuriksi (suuriksi) komeetoiksi".
Suurin osa havaitsemistamme "tähdistä" (meteoriiteista) on komeetta alkuperää. Nämä ovat komeetan kadottamia hiukkasia, jotka palavat tullessaan planeetan ilmakehään.
Komeettojen nimikkeistö
Vuosien komeettojen tutkimisen aikana niiden nimeämissääntöjä on selvennetty ja muutettu monta kertaa. 1900-luvun alkuun asti monet komeetat nimettiin yksinkertaisesti niiden löytämisvuoden mukaan, usein lisäselvityksellä vuodenajan tai kirkkauden suhteen, jos samana vuonna oli useita komeettoja. Esimerkiksi "Syyskuun komeetta 1882", "Suuri tammikuun komeetta 1910", "Vuoden 1910 päiväkomeetta".
Sen jälkeen kun Halley pystyi todistamaan, että komeetat 1531, 1607 ja 1682 olivat sama komeetta, se nimettiin Halley's Comeetiksi. Hän ennusti myös hänen palaavan vuonna 1759. Toinen ja kolmas komeetta nimettiin Bela ja Encke niiden tiedemiesten kunniaksi, jotka laskivat komeettojen kiertoradan, huolimatta siitä, että Messier tarkkaili ensimmäistä komeetta ja Mechain toista. Vähän myöhemmin jaksolliset komeetat nimettiin niiden löytäjien mukaan. No, ne komeetat, jotka havaittiin vain yhden perihelion kulkureitin aikana, nimettiin, kuten ennenkin, esiintymisvuoden mukaan.
1900-luvun alussa, kun komeettoja alettiin löytää useammin, tehtiin päätös komeettojen lopullisesta nimeämisestä, joka on säilynyt tähän päivään asti. Vasta kun kolme riippumatonta tarkkailijaa tunnisti komeetan, se sai nimen. Viime vuosina on löydetty monia komeettoja kokonaisten tutkijaryhmien löytämien instrumenttien avulla. Komeetat on tällaisissa tapauksissa nimetty niiden instrumenttien mukaan. Esimerkiksi IRAS-satelliitti George Alcock ja Genichi Araki löysivät komeetan C/1983 H1 (IRAS - Araki - Alcock). Aiemmin toinen tähtitieteilijöiden ryhmä löysi jaksollisia komeettoja, joihin lisättiin lukuisia, esimerkiksi Shoemaker-Levy 1 - 9 -komeettoja. Nykyään useilla instrumenteilla löydetään valtava määrä planeettoja, mikä teki tästä järjestelmästä epäkäytännöllisen. . Siksi päätettiin turvautua erityiseen komeettojen nimeämisjärjestelmään.
Vuoteen 1994 asti komeetoilla annettiin väliaikaisia nimityksiä, jotka koostuivat löytövuodesta sekä latinalaisesta pienestä kirjaimesta, joka osoitti järjestyksen, jossa ne löydettiin kyseisenä vuonna (esimerkiksi komeetta 1969i oli 9. komeetta, joka löydettiin vuonna 1969). Kun komeetta ohitti perihelin, sen kiertorata muodostettiin ja se sai pysyvän merkinnän, nimittäin perihelionin kulumisvuoden sekä roomalaisen numeron, joka osoittaa perihelion kulkemisen järjestyksen kyseisenä vuonna. Esimerkiksi komeetta 1969i sai pysyvän nimen 1970 II (eli se oli toinen komeetta, joka ohitti perihelin vuonna 1970).
Kun löydettyjen komeettojen määrä lisääntyi, tämä menettely muuttui erittäin hankalaksi. Siksi Kansainvälinen tähtitieteellinen liitto otti käyttöön uuden järjestelmän komeettojen nimeämiseksi vuonna 1994. Nykyään komeettojen nimi sisältää löytövuoden, kirjaimen, joka ilmaisee sen kuukauden puoliskon, jolloin löytö tapahtui, ja itse löydön numeron kyseisellä kuukauden puoliskolla. Tämä järjestelmä on samanlainen kuin asteroidien nimeämiseen käytetty järjestelmä. Näin ollen neljäs komeetta, joka löydettiin vuonna 2006, helmikuun toisella puoliskolla, on nimetty 2006 D4:ksi. Myös etuliite sijoitetaan ennen nimitystä. Hän selittää komeetan luonteen. On tapana käyttää seuraavia etuliitteitä:
· C/ on pitkäjaksoinen komeetta.
· P/ - lyhytjaksoinen komeetta (komeetta, joka havaittiin kahdessa tai useammassa perihelion väylässä tai komeetta, jonka jakso on alle kaksisataa vuotta).
· X/ - komeetta, jolle ei ollut mahdollista laskea luotettavaa kiertorataa (useimmiten historiallisille komeetoille).
· A/ - esineet, jotka on erehdyksessä otettu komeetoiksi, mutta ne osoittautuivat asteroideiksi.
· D/ - komeetat katosivat tai tuhoutuivat.
Komeettojen rakenne
Komeettojen kaasukomponentit
Ydin
Ydin on komeetan kiinteä osa, johon lähes kaikki sen massa on keskittynyt. Tällä hetkellä komeettojen ytimet eivät ole tutkittavissa, koska ne ovat jatkuvasti muodostuvan valoaineen piilossa.
Ydin, yleisimmän Whipple-mallin mukaan, on sekoitus jäätä, jossa on meteorisen aineen hiukkasia. Tämän teorian mukaan jäätyneiden kaasujen kerros vuorottelee pölykerrosten kanssa. Kun kaasut kuumenevat, ne haihtuvat ja kuljettavat mukanaan pölypilviä. Siten pölyn ja kaasupyrstön muodostuminen komeetoissa voidaan selittää.
Mutta amerikkalaisella automaattiasemalla vuonna 2015 tehtyjen tutkimusten tulosten mukaan ydin koostuu irtonaisesta materiaalista. Tämä on pölypala, jonka huokoset vievät jopa 80 prosenttia sen tilavuudesta.
Kooma
Kooma on sydäntä ympäröivä kevyt, sumuinen kuori, joka koostuu pölystä ja kaasuista. Useimmiten se ulottuu 100 tuhannesta 1,4 miljoonaan kilometriin ytimestä. Korkeassa valopaineessa se vääristyy. Seurauksena se on pidentynyt antisolaarisuunnassa. Yhdessä ytimen kanssa kooma muodostaa komeetan pään. Tyypillisesti kooma koostuu 4 pääosasta:
- sisäinen (kemiallinen, molekyyli- ja fotokemiallinen) kooma;
- näkyvä kooma (tai kutsutaan myös radikaaliksi koomaksi);
- atomi (ultravioletti) kooma.
Häntä
Aurinkoa lähestyessään kirkkaat komeetat muodostavat hännän - heikon valoraidan, joka useimmiten auringonvalon vaikutuksesta on suunnattu poispäin auringosta vastakkaiseen suuntaan. Huolimatta siitä, että koomassa ja häntässä on alle miljoonasosa komeetan massasta, lähes 99,9 % hehkusta, jonka näemme komeetan kulkiessa taivaan läpi, koostuu kaasumuodostelmista. Tämä johtuu siitä, että ytimen albedo on alhainen ja se on itsessään erittäin kompakti.
Komeettojen hännät voivat vaihdella sekä muodoltaan että pituudeltaan. Joillekin ne ulottuvat koko taivaan poikki. Esimerkiksi vuonna 1944 nähdyn komeetan hännän pituus oli 20 miljoonaa kilometriä. Vielä vaikuttavampi on vuoden 1680 Suuren komeetan hännän pituus, joka oli 240 miljoonaa kilometriä. On myös ollut tapauksia, joissa häntä on erotettu komeetta.
Komeettojen hännät ovat melkein läpinäkyviä eikä niissä ole teräviä ääriviivoja - tähdet näkyvät selvästi niiden läpi, koska ne on muodostettu erittäin harvinaisesta aineesta (sen tiheys on paljon pienempi kuin sytyttimen kaasun tiheys). Mitä tulee koostumukseen, se on vaihteleva: pieniä pöly- tai kaasuhiukkasia tai molempien seos. Useimpien pölyrakeiden koostumus muistuttaa asteroidimateriaaleja, kuten Stardust-avaruusaluksen komeetta 81P/Wilda koskeva tutkimus paljasti. Voimme sanoa, että tämä on "näkyvää ei mitään": voimme nähdä komeettojen hännän vain siksi, että pöly ja kaasu hehkuvat. Lisäksi kaasun yhdistelmä liittyy suoraan sen ionisaatioon UV-säteiden ja hiukkasvirtojen vaikutuksesta, jotka sinkoutuvat auringon pinnalta, ja pöly hajottaa auringonvaloa.
1800-luvun lopulla tähtitieteilijä Fjodor Bredikhin kehitti muotojen ja pyrstöjen teorian. Hän loi myös komeettojen pyrstöjen luokituksen, jota käytetään edelleen tähtitieteessä. Hän ehdotti komeettojen pyrstöjen luokittelua kolmeen päätyyppiin: kapea ja suora, suunnattu poispäin auringosta; kaareva ja leveä, poikkeaa keskivalaistuksesta; lyhyt, voimakkaasti kallistettu Auringosta.
Tähtitieteilijät selittävät komeettojen pyrstöjen erilaiset muodot seuraavasti. Komeettojen ainesosilla on erilaiset ominaisuudet ja koostumus, ja ne reagoivat eri tavalla auringon säteilyyn. Siksi näiden hiukkasten polut avaruudessa "hajoavat", minkä seurauksena avaruusmatkustajien hännät saavat eri muotoja.
Tutkimus komeetoista
Ihmiskunta on osoittanut kiinnostusta komeettoja kohtaan muinaisista ajoista lähtien. Niiden odottamaton ulkonäkö ja epätavallinen ulkonäkö ovat toimineet useiden taikauskoiden lähteenä vuosisatojen ajan. Muinaiset yhdistivät näiden kosmisten kappaleiden ilmestymisen taivaalle kirkkaasti hehkuvaan häntään vaikeiden aikojen ja lähestyvien ongelmien alkamiseen.
Tycho Brahen ansiosta komeetat alettiin luokitella renessanssin aikana taivaankappaleiksi.
Ihmiset saivat tarkemman käsityksen komeetoista vuoden 1986 matkan ansiosta Halleyn komeetalle avaruusaluksilla, kuten Giottolla, sekä Vega-1:llä ja Vega-2:lla. Näihin laitteisiin asennetut instrumentit välittivät kuvia komeetan ytimestä ja erilaisia tietoja sen kuoresta Maahan. Kävi ilmi, että komeetan ydin koostuu pääasiassa yksinkertaisesta jäästä (jossa on pieniä metaani- ja hiilidioksidijäätä) ja kenttähiukkasia. Itse asiassa ne muodostavat komeetan kuoren, ja kun se lähestyy aurinkoa, osa niistä muuttuu aurinkotuulen ja auringonsäteiden paineen vaikutuksesta hännäksi.
Tiedemiesten mukaan Halley-komeetan ytimen mitat ovat useita kilometrejä: 7,5 km poikittaissuunnassa, 14 km pitkä.
Halley-komeetan ydin on muodoltaan epäsäännöllinen ja pyörii jatkuvasti akselin ympäri, joka Friedrich Besselin oletusten mukaan on lähes kohtisuorassa komeetan kiertoradan tasoon nähden. Kiertojakson osalta se oli 53 tuntia, mikä sopi hyvin laskelmien kanssa.
NASAn Deep Impact -avaruusalus pudotti luotain komeettaan Tempel 1 vuonna 2005, jolloin se pystyi kuvaamaan sen pintaa.
Komeettojen tutkimus Venäjällä
Ensimmäiset tiedot komeetoista ilmestyivät Tale of Gone Years -kirjassa. Oli selvää, että kronikot pitivät erityisen tärkeänä komeettojen esiintymistä, koska niitä pidettiin erilaisten onnettomuuksien - rutto, sotien jne. Mutta muinaisen Venäjän kielellä niille ei annettu erillistä nimeä, koska niitä pidettiin taivaalla liikkuvina pyrstöinä. Kun komeetan kuvaus ilmestyi kronikoiden sivuille (1066), tähtitieteellistä kohdetta kutsuttiin "suureksi tähdeksi; kopion tähtikuva; tähti... säteilee säteitä, jota kutsutaan myös timantiksi."
Käsite "komeetta" ilmestyi venäjäksi komeettoja käsittelevien eurooppalaisten teosten kääntämisen jälkeen. Varhaisin maininta nähtiin kokoelmassa "Golden Beads", joka on kuin kokonainen tietosanakirja maailmanjärjestyksestä. 1500-luvun alussa "Lucidarius" käännettiin saksasta. Koska sana oli venäläisille lukijoille uusi, kääntäjä selitti sen tutulla nimellä ”tähti”, nimittäin ”komitan tähti antaa itsestään kiiltoa kuin säde”. Mutta käsite "komeetta" tuli venäjän kieleen vasta 1660-luvun puolivälissä, kun komeetat todella ilmestyivät Euroopan taivaalla. Tämä tapahtuma herätti erityistä kiinnostusta. Käännetyistä teoksista venäläiset oppivat, että komeetat eivät ole kovinkaan samanlaisia kuin tähdet. 1700-luvun alkuun asti asenne komeettojen esiintymiseen merkkeinä säilyi sekä Euroopassa että Venäjällä. Mutta sitten ilmestyivät ensimmäiset teokset, jotka kielsivät komeettojen salaperäisen luonteen.
Venäläiset tutkijat hallitsivat eurooppalaisen tieteellisen tiedon komeetoista, mikä antoi heille mahdollisuuden osallistua merkittävästi tutkimukseensa. Tähtitieteilijä Fjodor Bredinich rakensi 1800-luvun jälkipuoliskolla teorian komeettojen luonteesta selittäen pyrstöiden alkuperän ja niiden oudon muotojen vaihtelun.
Kaikille niille, jotka haluavat tutustua komeetoihin tarkemmin ja ajankohtaisista uutisista, portaalimme verkkosivuilla kehotetaan seuraamaan tämän osion materiaaleja.
Komeetta (muinaisesta kreikasta karvainen, takkuinen) on pieni taivaankappale, jolla on utuinen ulkonäkö ja joka pyörii Auringon ympäri kartiomaista osaa pitkin, jolla on erittäin pitkä kiertorata. Kun komeetta lähestyy aurinkoa, se muodostaa kooman ja joskus kaasun ja pölyn hännän.
Komeetat on jaettu kiertoradansa mukaan:
1. Lyhyt ajanjakso
Tähän mennessä on löydetty yli 400 lyhytaikaista komeetta. Näistä noin 200 havaittiin useamman kuin yhden perihelion kulun aikana. Lyhytjaksoiset komeetat (alle 200 vuoden jaksot) tulevat ulompien planeettojen alueelta liikkuen eteenpäin ekliptiikkaa lähellä olevilla kiertoradoilla. Kaukana Auringosta komeetoilla ei yleensä ole "pyrstöä", mutta joskus "ydintä" ympäröi tuskin näkyvä "kooma"; yhdessä niitä kutsutaan komeetan "pääksi". Kun se lähestyy aurinkoa, pää suurenee ja häntä ilmestyy. Monet heistä kuuluvat niin kutsuttuihin perheisiin. Esimerkiksi useimmat lyhimmän ajanjakson komeetoista (niiden täydellinen kierros Auringon ympärillä kestää 3-10 vuotta) muodostavat Jupiter-perheen. Hieman pienempiä ovat Saturnuksen, Uranuksen ja Neptunuksen perheet (jälkimmäiseen kuuluu erityisesti kuuluisa Halley-komeetta).
Perheet:
- Jupiterin perhe
- Saturnus-perhe
- Uranus-perhe
- Neptunuksen perhe
Kun komeetta kulkee Auringon lähellä, sen ydin lämpenee ja jää haihtuu muodostaen kaasukooman ja hännän. Useiden satojen tai tuhansien tällaisten lentojen jälkeen ytimeen ei jää enää sulavia aineita, ja se lakkaa olemasta näkyvissä. Lyhyen ajanjakson komeettojen, jotka lähestyvät säännöllisesti aurinkoa, tämä tarkoittaa, että niiden populaatiot muuttuvat näkymättömiksi alle miljoonassa vuodessa. Mutta tarkkailemme niitä, joten täydennystä "tuoreista" komeetoista saapuu jatkuvasti.
Lyhytaikaisten komeettojen uusiutuminen tapahtuu planeettojen, pääasiassa Jupiterin, "vangitsemisen" seurauksena. Aikaisemmin ajateltiin, että Oort-pilvestä peräisin olevat pitkäkestoiset komeetat vangittiin, mutta nyt uskotaan, että niiden lähde on komeetta, jota kutsutaan "sisäiseksi Oort-pilveksi". Periaatteessa ajatus Oortin pilvestä ei ole muuttunut, mutta laskelmat ovat osoittaneet, että galaksin vuorovesivaikutuksen ja massiivisten tähtienvälisten kaasupilvien vaikutuksen pitäisi tuhota se melko nopeasti. Täydennyslähde tarvitaan. Tällaisena lähteenä pidetään nykyään sisäistä Oort-pilveä, joka kestää paljon vuorovesivaikutuksia ja sisältää suuruusluokkaa enemmän komeettoja kuin Oortin ennustama ulkopilvi. Jokaisen aurinkokunnan lähestymisen jälkeen massiiviseen tähtienväliseen pilveen ulomman Oort-pilven komeetat hajoavat tähtienväliseen avaruuteen, ja ne korvataan sisäisen pilven komeetoilla.
Komeetan siirtyminen lähes paraboliselta kiertoradalta lyhytjaksoiselle kiertoradalle tapahtuu, kun se saavuttaa planeetan takaapäin. Tyypillisesti komeetan vangitseminen uudelle kiertoradalle vaatii useita läpikulkuja planeettajärjestelmän läpi. Tuloksena olevalla komeetan kiertoradalla on tyypillisesti alhainen kaltevuus ja korkea epäkeskisyys. Komeetta liikkuu sitä pitkin eteenpäin, ja sen kiertoradan apheli (piste kauimpana Auringosta) on lähellä sen vangitseneen planeetan kiertorataa. Nämä teoreettiset näkökohdat vahvistavat täysin komeettojen kiertoratojen tilastot.
2. Pitkä aika
Oletettavasti pitkän ajanjakson komeetat tulevat meille Oortin pilvestä, joka sisältää valtavan määrän komeetan ytimiä. Aurinkokunnan laitamilla sijaitsevat kappaleet koostuvat pääsääntöisesti haihtuvista aineista (vesi, metaani ja muut jäät), jotka haihtuvat lähestyessään aurinkoa. Pitkäkestoiset komeetat (joiden kiertoradat ovat yli 200 vuotta) tulevat alueilta, jotka ovat tuhansia kertoja kauempana kuin kaukaisimmat planeetat, ja niiden kiertoradat ovat vinossa kaikenlaisissa kulmissa.
Monet komeetat kuuluvat tähän luokkaan. Koska niiden kiertoaika on miljoonia vuosia, vain kymmenes tuhannesosa niistä ilmestyy Auringon läheisyyteen vuosisadan kuluessa. Noin 250 tällaista komeetta havaittiin 1900-luvulla; siksi niitä on yhteensä miljoonia. Lisäksi kaikki komeetat eivät tule tarpeeksi lähelle aurinkoa tullakseen näkyviksi: jos komeetan kiertoradan periheli (lähin aurinkoa oleva piste) on Jupiterin kiertoradan ulkopuolella, sitä on lähes mahdotonta havaita.
Tämän huomioon ottaen Jan Oort ehdotti vuonna 1950, että Auringon ympärillä oleva avaruus on 20–100 tuhannen AU:n etäisyydellä. (tähtitieteelliset yksiköt: 1 AU = 150 milj. km, etäisyys Maasta Aurinkoon) on täynnä komeettojen ytimiä, joiden lukumääräksi on arvioitu 10 12 ja kokonaismassa on 1–100 Maan massaa. Oortin "komeettapilven" ulkoraja määräytyy sen perusteella, että tällä etäisyydellä Auringosta komeettojen liikkeeseen vaikuttaa merkittävästi viereisten tähtien ja muiden massiivisten esineiden vetovoima. Tähdet liikkuvat suhteessa aurinkoon, niiden häiritsevä vaikutus komeetoihin muuttuu, mikä johtaa komeettojen kiertoradan kehitykseen. Joten sattumalta komeetta voi päätyä Auringon läheltä kulkevalle kiertoradalle, mutta seuraavassa kierrossa sen kiertorata muuttuu hieman ja komeetta poistuu Auringosta. Sen sijaan Oortin pilvestä putoaa jatkuvasti "uusia" komeettoja Auringon läheisyyteen.
Syvästä avaruudesta saapuvat komeetat näyttävät sumuisilta esineiltä, joiden takana kulkee häntä, joskus useiden miljoonien kilometrien pituisia. Komeetan ydin on kiinteiden hiukkasten ja jään runko, joka on verhottu utuiseen kuoreen, jota kutsutaan koomaksi. Halkaisijaltaan usean kilometrin ytimen ympärillä voi olla halkaisijaltaan 80 tuhatta kilometriä kooma. Auringonvalovirrat lyövät kaasuhiukkasia ulos koomasta ja heittävät ne takaisin vetäen ne pitkäksi savuiseen häntään, joka liikkuu hänen takanaan avaruudessa.
Komeettojen kirkkaus riippuu suuresti niiden etäisyydestä Auringosta. Kaikista komeetoista vain hyvin pieni osa tulee tarpeeksi lähelle aurinkoa ja maata, jotta ne voidaan nähdä paljaalla silmällä. Näkyvimpiä näistä kutsutaan joskus "suuriksi komeetoiksi".
Monet havaitsemistamme meteoreista ("tähdet") ovat komeetan alkuperää. Nämä ovat komeetan kadottamia hiukkasia, jotka palavat tullessaan planeetan ilmakehään.
Rata ja nopeus
Komeetan ytimen liikkeen määrää täysin Auringon vetovoima. Komeetan kiertoradan muoto, kuten minkä tahansa muunkin aurinkokunnan kappaleen, riippuu sen nopeudesta ja etäisyydestä Auringosta. Kappaleen keskinopeus on kääntäen verrannollinen neliöjuureen sen keskimääräisestä etäisyydestä Auringosta (a). Jos nopeus on aina kohtisuorassa Auringosta kehoon suuntautuvaan sädevektoriin, niin rata on ympyrä, ja nopeutta kutsutaan ympyränopeudeksi (υc) etäisyydellä a. Pakonopeus Auringon gravitaatiokentästä parabolista kiertorataa pitkin (υp) on √2 kertaa suurempi kuin ympyränopeus tällä etäisyydellä. Jos komeetan nopeus on pienempi kuin υp, se liikkuu Auringon ympäri elliptisellä kiertoradalla eikä koskaan poistu aurinkokunnasta. Mutta jos nopeus ylittää υp, niin komeetta ohittaa Auringon kerran ja jättää sen ikuisesti liikkuen hyperbolista kiertorataa pitkin. Useimmilla komeetoilla on elliptiset radat, joten ne kuuluvat aurinkokuntaan. On totta, että monille komeetoille nämä ovat hyvin pitkänomaisia ellipsejä, lähellä paraabelia; niitä pitkin komeetat siirtyvät pois Auringosta hyvin kauas ja pitkäksi aikaa.
 |
|
KOMEET AURINKOJÄRJESTELMÄSSÄ |
|
Kuvassa on esitetty kahden komeetan elliptiset kiertoradat sekä planeettojen lähes pyöreät kiertoradat ja parabolinen kiertorata. Maan ja Auringon välisellä etäisyydellä ympyränopeus on 29,8 km/s ja parabolinen nopeus 42,2 km/s. Maata lähellä komeetan Encken nopeus on 37,1 km/s ja Halleyn komeetan nopeus on 41,6 km/s; Tästä syystä komeetta Halley menee paljon kauemmaksi Auringosta kuin komeetta Encke.
Kaasumaiset sublimaatiotuotteet kohdistavat reaktiivista painetta komeetan ytimeen (samanlainen kuin aseen rekyyli ammuttaessa), mikä johtaa kiertoradan kehittymiseen. Aktiivisin kaasun ulosvirtaus tapahtuu sydämen lämmitetyltä "iltapäivän" puolelta. Siksi ytimeen kohdistuvan painevoiman suunta ei ole sama kuin auringon säteiden ja auringon painovoiman suunta. Jos ytimen aksiaalinen pyöriminen ja sen kiertoradan kierto tapahtuvat samassa suunnassa, niin kaasun paine kokonaisuudessaan kiihdyttää ytimen liikettä, mikä johtaa kiertoradan kasvuun. Jos pyöriminen ja kierto tapahtuvat vastakkaisiin suuntiin, komeetan liike hidastuu ja kiertorata lyhenee. Jos Jupiter vangitsi tällaisen komeetan alun perin, niin jonkin ajan kuluttua sen kiertorata on kokonaan sisäplaneettojen alueella. Näin luultavasti tapahtui Enckelle.
Komeettojen nimikkeistö
Viime vuosisatojen aikana komeettojen nimeämissääntöjä on toistuvasti muutettu ja selkeytetty. 1900-luvun alkuun asti useimmat komeetat nimettiin niiden löytämisvuoden mukaan, joskus lisäselvityksellä kirkkaudesta tai vuodenajasta, jos komeettoja oli useita samana vuonna. Esimerkiksi "Suuri komeetta 1680", "Suuri syyskuun komeetta 1882", "Päiväkomeetta 1910" ("Suuri tammikuun komeetta 1910").
Sen jälkeen kun Halley osoitti, että vuosien 1531, 1607 ja 1682 komeetat olivat sama komeetta, ja ennusti sen paluuta vuonna 1759, tämä komeetta tuli tunnetuksi Halleyn komeetta. Myös toinen ja kolmas tunnettu jaksollinen komeetta saivat nimet Encke ja Biela niiden tiedemiesten kunniaksi, jotka laskivat komeettojen kiertoradan, huolimatta siitä, että ensimmäisen komeetan havaitsi Mechain ja toisen Messier 1700-luvulla. Myöhemmin jaksolliset komeetat nimettiin yleensä niiden löytäjien mukaan. Vain yhden periheliväylän aikana havaitut komeetat nimettiin edelleen niiden ilmestymisvuoden mukaan.
1900-luvun alussa, kun komeettojen löydöistä tuli yleinen tapahtuma, komeettojen nimeämiseen kehitettiin käytäntö, joka on voimassa tähän päivään asti. Komeetta on nimetty vasta sen jälkeen, kun kolme riippumatonta tarkkailijaa on löytänyt sen. Viime vuosina monia komeettoja on löydetty suurten tutkijaryhmien käyttämien instrumenttien avulla. Tällaisissa tapauksissa komeetat nimetään niiden instrumenttien mukaan. Esimerkiksi komeetan C/1983 H1 (IRAS - Araki - Alcock) löysivät itsenäisesti IRAS-satelliitti ja amatööritähtitieteilijät Genichi Araki ja George Alcock. Aikaisemmin, jos yksi tähtitieteilijöiden ryhmä löysi useita komeettoja, nimiin lisättiin numero (mutta vain jaksollisille komeetoille), kuten Comet Shoemaker-Levy 1-9. Monet komeetat ovat nyt löydettävissä useilla instrumenteilla, mikä tekee tällaisesta järjestelmästä epäkäytännöllisen. Sen sijaan käytetään erityistä järjestelmää komeettojen nimeämiseen.
Ennen vuotta 1994 komeetoille annettiin ensimmäisen kerran väliaikaiset nimitykset, jotka koostuivat niiden löytämisvuodesta ja latinalaisesta pienestä kirjaimesta, joka osoittaa järjestyksen, jossa ne löydettiin tiettynä vuonna (esimerkiksi komeetta 1969i oli yhdeksäs vuonna 1969 löydetty komeetta). Kun komeetta oli ohittanut perihelin, sen kiertorata määritettiin luotettavasti, minkä jälkeen komeetta sai pysyvän merkinnän, joka koostui perihelion kulumisvuodesta ja roomalaisesta numerosta, joka ilmaisee perihelion kulkujärjestyksen tiettynä vuonna. Joten komeetalle 1969i annettiin pysyvä nimitys 1970 II (toinen perihelion ohittanut komeetta vuonna 1970).
Kun löydettyjen komeettojen määrä kasvoi, tämä menettely muuttui erittäin hankalaksi. Vuonna 1994 Kansainvälinen tähtitieteellinen liitto hyväksyi uuden järjestelmän komeettojen nimeämiseen. Tällä hetkellä komeetan nimi sisältää löytövuoden, kirjaimen, joka ilmaisee sen kuukauden puoliskon, jonka aikana löytö tapahtui, ja löydön lukumäärän kyseisen puolen kuukauden aikana. Tämä järjestelmä on samanlainen kuin asteroidien nimeämiseen käytetty järjestelmä. Näin ollen neljäs komeetta, joka löydettiin helmikuun 2006 toisella puoliskolla, saa merkinnän 2006 D4. Komeetan nimeä edeltää etuliite, joka ilmaisee komeetan luonteen. Käytetään seuraavia etuliitteitä:
P/ - lyhytjaksoinen komeetta (eli komeetta, jonka jakso on alle 200 vuotta tai joka havaittiin kahdessa tai useammassa perihelion väylässä);
C/ - pitkän ajanjakson komeetta;
X/ - komeetta, jolle ei voitu laskea luotettavaa kiertorataa (yleensä historiallisille komeetoille);
D/ - komeetat ovat romahtaneet tai kadonneet;
A/ - esineet, jotka on erehdyksessä otettu komeetoiksi, mutta jotka todellisuudessa osoittautuivat asteroideiksi.
Esimerkiksi komeetta Hale-Bopp nimettiin C/1995 O1:ksi. Tyypillisesti toisen havaitun perihelionin kulkemisen jälkeen jaksolliset komeetat saavat sarjanumeron. Näin ollen Halley's Comet löydettiin ensimmäisen kerran vuonna 1682. Sen nimitys tuossa ulkonäössä nykyaikaisen järjestelmän mukaan on 1P/1682 Q1. Komeetat, jotka löydettiin ensin asteroideiksi, säilyttävät kirjainmerkinnän. Esimerkiksi P/2004 EW38 (Catalina-LINEAR).
Komeettojen rakenne
Komeetta koostuu:
1. Ydin
2. Kooma
3. Häntä
Kooman keskellä on ydin - kiinteä runko tai kappaleiden konglomeraatti, jonka halkaisija on useita kilometrejä. Lähes kaikki komeetan massa on keskittynyt sen ytimeen; tämä massa on miljardeja kertoja pienempi kuin maan massa. F. Whipplen mallin mukaan komeetan ydin koostuu erilaisten jääten seoksesta, pääasiassa vesijäästä, johon on sekoitettu jäätynyttä hiilidioksidia, ammoniakkia ja pölyä. Tämän mallin vahvistavat sekä tähtitieteelliset havainnot että suorat mittaukset avaruusaluksista lähellä Halley- ja Giacobini-Zinner-komeettojen ytimiä vuosina 1985–1986.
Komeettojen ytimet ovat jäänteitä aurinkokunnan primääriaineesta, joka muodosti protoplanetaarisen levyn. Siksi heidän tutkimuksensa auttaa palauttamaan kuvan planeettojen, mukaan lukien maan, muodostumisesta. Periaatteessa jotkut komeetat voisivat tulla meille tähtienvälisestä avaruudesta, mutta toistaiseksi yhtäkään tällaista komeetta ei ole tunnistettu luotettavasti.
Kun komeetta lähestyy aurinkoa, sen ydin lämpenee ja jää sublimoituu, ts. haihtua sulamatta. Tuloksena oleva kaasu leviää ytimestä kaikkiin suuntiin, vie mukanaan pölyhiukkasia ja muodostaa kooman. Auringonvalon tuhoamat vesimolekyylit muodostavat valtavan vetykoronan komeetan ytimen ympärille. Auringon vetovoiman lisäksi hylkivät voimat vaikuttavat myös komeetan harvinaiseen aineeseen, minkä seurauksena häntä muodostuu. Auringonvalon paine vaikuttaa neutraaleihin molekyyleihin, atomeihin ja pölyhiukkasiin, kun taas ionisoituihin molekyyleihin ja atomeihin aurinkotuulen paine vaikuttaa voimakkaammin.
Häntä muodostavien hiukkasten käyttäytyminen tuli paljon selvemmäksi komeettojen suoran tutkimuksen jälkeen vuosina 1985–1986. Plasman hännän, joka koostuu varautuneista hiukkasista, on monimutkainen magneettinen rakenne, jossa on kaksi eri napaisuutta. Kooman aurinkoon päin olevalle puolelle muodostuu frontaalinen shokkiaalto, jolla on korkea plasmaaktiivisuus.
Vaikka häntä ja kooma sisältävät alle miljoonasosan komeetan massasta, 99,9 % valosta tulee näistä kaasumuodostelmista ja vain 0,1 % ytimestä. Tosiasia on, että ydin on erittäin kompakti ja sillä on myös alhainen heijastuskerroin (albedo).
Komeettojen tärkeimmät kaasukomponentit on lueteltu niiden sisällön mukaan laskevassa järjestyksessä. Kaasun liike komeettojen pyrstöissä osoittaa, että siihen vaikuttavat voimakkaasti ei-gravitaatiovoimat. Kaasun hehku kiihtyy auringon säteilyllä. |
||
Atomit |
Molekyylit |
ionit |
KOMETAN KAASUN OSAT |
||
Komeetan kadottamat hiukkaset liikkuvat kiertoradoillaan ja joutuessaan planeettojen ilmakehään aiheuttavat meteorien ("lentotähtien") muodostumista. Suurin osa havaitsemistamme meteoreista liittyy komeettahiukkasiin. Joskus komeettojen tuhoutuminen on katastrofaalisempaa. Vuonna 1826 löydetty komeetta Bijela jakautui kahteen osaan tarkkailijoiden edessä vuonna 1845. Kun tämä komeetta nähtiin viimeksi vuonna 1852, sen ytimen palaset olivat miljoonien kilometrien päässä toisistaan. Ydinfissio merkitsee yleensä komeetan täydellistä hajoamista. Vuosina 1872 ja 1885, kun Bijelan komeetta, jos sille ei olisi tapahtunut mitään, olisi ylittänyt Maan kiertoradan, havaittiin epätavallisen voimakkaita meteorisuihkuja.
Kerromme sinulle yksityiskohtaisemmin jokaisesta komeetan rakenteen elementistä:
YDIN
Ydin on komeetan kiinteä osa, johon lähes kaikki sen massa on keskittynyt. Komeettojen ytimet eivät tällä hetkellä ole teleskooppisten havaintojen ulottuvilla, koska ne ovat jatkuvasti muodostuvan valoaineen piilossa.
Yleisimmän Whipple-mallin mukaan ydin on seos jäätä, johon on sekoitettu meteorisen aineen hiukkasia ("likaisen lumipallon" teoria). Tässä rakenteessa jääkaasukerrokset vuorottelevat pölykerrosten kanssa. Kun kaasut kuumenevat, ne haihtuvat ja kuljettavat mukanaan pölypilviä. Tämä selittää kaasu- ja pölypyrstöjen muodostumisen komeetoissa.
Vuonna 2005 lanseeratulla amerikkalaisella Deep Impact -automaattiasemalla tehtyjen tutkimusten mukaan ydin koostuu erittäin löysästä materiaalista ja on pölypala, jonka tilavuudesta 80 % on huokoset.
Komeetan ytimet koostuvat jäästä, johon on lisätty kosmista pölyä ja jäätyneitä haihtuvia yhdisteitä: hiilimonoksidia ja -dioksidia, metaania, ammoniakkia.
 |
|
KOMEET AURINKOJÄRJESTELMÄSSÄ |
|
Ytimen albedo on melko alhainen, noin 4%. Päähypoteesin mukaan tämä selittyy jään haihtumisen aikana muodostuneen pölymatriisin läsnäololla ja pölyhiukkasten kerääntymisellä pinnalle, samalla tavalla kuin pintamoreenikerros kasvaa jäätiköiden vetäytyessä Maahan. Giotto-luotaimen tekemässä komeetta Halley -tutkimuksessa havaittiin, että se heijasti vain 4 % siihen osuvasta valosta, ja Deep Space 1 mittasi komeetta Borellin albedon, joka oli vain 2,5-3,0 %. On myös ehdotuksia, että pintaa ei peitä pölymatriisi, vaan monimutkaisten orgaanisten yhdisteiden matriisi, tumma kuten terva tai bitumi. Hypoteettisesti joidenkin komeettojen aktiivisuus voi hiipua ajan myötä sublimoitumisen lakkaamisen myötä.
Tähän mennessä on vain vähän komeettoja, joiden ytimiä on havaittu suoraan. Avaruusalusten käyttö mahdollisti heidän koomiensa ja ytimiensä tutkimisen suoraan ja lähikuvien saamisen.
TAPAAMINEN KOMEETAN KANSSA |
- Halley's Comet siitä tuli ensimmäinen avaruusalusten tutkima komeetta. 6. ja 9. maaliskuuta 1986 Vega-1 ja Vega-2 kulkivat 8890 ja 8030 kilometrin etäisyydellä komeetan ytimestä. He lähettivät 1 500 kuvaa sisähalosta ja ensimmäistä kertaa historiassa valokuvia ytimestä ja suorittivat useita instrumentaalisia havaintoja. Heidän havaintojensa ansiosta oli mahdollista säätää seuraavan avaruusaluksen, Euroopan avaruusjärjestön Giotto-luotaimen, kiertorata, joka mahdollisti lennon vielä lähemmäksi 14. maaliskuuta 605 kilometrin etäisyydelle. Myös kaksi japanilaista avaruusalusta osallistui komeetan tutkimukseen: Suisei (lento 8. maaliskuuta 150 tuhatta km) ja Sakigake (10. maaliskuuta 7 miljoonaa km, käytettiin ohjaamaan edellistä avaruusalusta). Kaikki nämä viisi avaruusalusta, jotka tutkivat Halleyn komeetta sen kulkiessa vuonna 1986, saivat epävirallisen nimen "Halley's Armada". |
TAPAAMINEN KOMEETAN KANSSA |
Komeetan ytimen koko voidaan arvioida havaintojen perusteella aikana, jolloin se on kaukana Auringosta eikä ole verhottu kaasu- ja pölyverhoon. Tässä tapauksessa valo heijastuu vain ytimen kiinteältä pinnalta ja sen näennäinen kirkkaus riippuu poikkileikkausalasta ja heijastuskyvystä (albedo).
Sublimaatio - aineen siirtyminen kiinteästä tilasta kaasumaiseen on tärkeä komeettojen fysiikan kannalta. Komeettojen kirkkaus- ja emissiospektrien mittaukset ovat osoittaneet, että pääjään sulaminen alkaa 2,5–3,0 AU:n etäisyydeltä, kuten sen pitäisi tapahtua, jos jää on pääasiassa vettä. Tämä vahvistettiin tutkimalla komeettoja Halley ja Giacobini-Zinner. Kaasut, jotka havaitaan ensin komeetan lähestyessä aurinkoa (CN, C 2), ovat todennäköisesti liuenneet vesijäähän ja muodostavat kaasuhydraatteja (klatraatteja). Kuinka tämä "komposiitti" jää sublimoituu, riippuu suurelta osin vesijään termodynaamisista ominaisuuksista. Pöly-jää-seoksen sublimoituminen tapahtuu useissa vaiheissa. Kaasuvirrat ja niiden keräämät pienet ja pörröiset pölyhiukkaset poistuvat ytimestä, koska vetovoima sen pinnalla on erittäin heikko. Mutta kaasuvirtaus ei kuljeta pois tiheitä tai toisiinsa liittyviä raskaita pölyhiukkasia, vaan muodostuu pölykuori. Sitten auringonsäteet lämmittävät pölykerroksen, lämpö siirtyy sisään, jää sublimoituu ja kaasuvirrat murtautuvat läpi murtaen pölykuoren. Nämä vaikutukset ilmenivät Halleyn komeetan havainnon aikana vuonna 1986: sublimaatiota ja kaasun ulosvirtausta tapahtui vain muutamilla Auringon valaisemilla alueilla komeetan ytimen. On todennäköistä, että jää oli paljastunut näillä alueilla, kun taas muu pinta oli peitetty kuorella. Vapautunut kaasu ja pöly muodostavat havaittavia rakenteita komeetan ytimen ympärille.
KOOMA
Neutraalien molekyylien pölyjyvät ja kaasu muodostavat komeetan lähes pallomaisen kooman. Yleensä kooma ulottuu 100 tuhannesta 1 miljoonaan kilometriin ytimestä. Kevyt paine voi muuttaa kooman muotoa ja venyttää sitä aurinkoa vastaan.
Kooma on kevyt, sumuinen, kupin muotoinen kuori, joka koostuu kaasuista ja pölystä. Kooma yhdessä ytimen kanssa muodostaa komeetan pään. Useimmiten kooma koostuu kolmesta pääosasta:
- Sisäinen kooma(molekyyli-, kemiallinen ja fotokemiallinen). Täällä tapahtuu voimakkaimmat fysikaaliset ja kemialliset prosessit.
- Näkyvä kooma(radikaali kooma).
- Ultravioletti kooma(atomi).
 |
|
Kuva Comet C/2001 Q4 (NEAT) |
|
KOMEET AURINKOJÄRJESTELMÄSSÄ |
|
Koska ydinjäät ovat enimmäkseen vettä, koomassa on pääasiassa H 2 O -molekyylejä. Fotodissosiaatio hajottaa H 2 O:n H:ksi ja OH:ksi ja sitten OH:n O:ksi ja H:ksi. Nopeat vetyatomit lentävät kauas ytimestä ennen kuin ne ionisoituvat, ja muodostavat vetykoronan, jonka näennäinen koko ylittää usein aurinkokiekon.
HÄNTÄ
Komeetan häntä on pitkänomainen komeetan pölyn ja kaasun jälki, joka muodostuu komeetan lähestyessä Aurinkoa ja näkyy sen pinnalle leviävän auringonvalon vuoksi. Yleensä suunnattu poispäin auringosta.
Komeetan lähestyessä Aurinkoa alhaisten kiehumispisteiden haihtuvat aineet, kuten vesi, monooksidi, hiilimonoksidi, metaani, typpi ja mahdollisesti muut jäätyneet kaasut, alkavat sublimoitua sen ytimen pinnalta. Tämä prosessi johtaa kooman muodostumiseen. Tämän likaisen jään haihtuminen vapauttaa pölyhiukkasia, jotka kaasutetaan ytimestä. Koomassa olevat kaasumolekyylit absorboivat auringonvaloa ja lähettävät sen sitten uudelleen eri aallonpituuksilla (tätä ilmiötä kutsutaan fluoresenssiksi), ja pölyhiukkaset sirottavat auringonvaloa eri suuntiin muuttamatta aallonpituutta. Molemmat prosessit johtavat siihen, että kooma tulee näkyväksi ulkopuoliselle tarkkailijalle.
Huolimatta siitä, että alle miljoonasosa komeetan massasta on keskittynyt häntään ja koomaan, lähes 99,9 % komeetan kulkiessa taivaalla havaitsemastamme hehkusta tulee näistä kaasumuodostelmista. Tosiasia on, että ydin on erittäin kompakti ja sillä on alhainen heijastuskerroin (albedo).
Komeetan hännät vaihtelevat pituudeltaan ja muodoltaan. Joillakin komeetoilla ne ulottuvat koko taivaalla. Esimerkiksi vuonna 1944 ilmestyneen komeetan häntä oli 20 miljoonaa kilometriä pitkä. Ja komeetan C/1680 V1 häntä ulottui 240 miljoonaa kilometriä. Myös komeetan hännän irtoamistapauksia on kirjattu (C/2007 N3 (Lulin)).
Komeettojen pyrstillä ei ole teräviä ääriviivoja ja ne ovat melkein läpinäkyviä - tähdet näkyvät selvästi niiden läpi - koska ne on muodostettu erittäin harvinaisesta aineesta (sen tiheys on paljon pienempi kuin sytyttimestä vapautuvan kaasun tiheys). Sen koostumus vaihtelee: kaasua tai pieniä pölyhiukkasia tai molempien seos. Useimpien pölyrakeiden koostumus on samanlainen kuin aurinkokunnan asteroidimateriaali, kuten Stardust-avaruusaluksen komeetta 81P/Wilda tekemä tutkimus paljasti. Pohjimmiltaan tämä on "näkyvää ei mitään": ihminen voi tarkkailla komeettojen häntää vain siksi, että kaasu ja pöly hehkuvat. Tässä tapauksessa kaasun hehku liittyy sen ionisaatioon ultraviolettisäteillä ja auringon pinnalta sinkoutuneilla hiukkasvirroilla, ja pöly yksinkertaisesti hajottaa auringonvaloa.
Teorian komeettojen pyrstistä ja muodoista kehitti 1800-luvun lopulla venäläinen tähtitieteilijä Fjodor Bredikhin. Hän kuuluu myös komeettojen pyrstöjen luokitukseen, jota käytetään nykyaikaisessa tähtitiedessä.
Bredikhin ehdotti komeettojen pyrstöjen luokittelua kolmeen päätyyppiin:
- Tyyppi I Suora ja kapea, suunnattu suoraan auringosta;
- II tyyppi. Leveä ja hieman kaareva, kääntyy poispäin Auringosta;
- III tyyppi. Lyhyt, poikkesi voimakkaasti keskivalaistuksesta.
Tähtitieteilijät selittävät nämä komeettojen pyrstöjen erilaiset muodot seuraavasti. Komeettoja muodostavilla hiukkasilla on erilainen koostumus ja ominaisuudet, ja ne reagoivat eri tavalla auringon säteilyyn. Siten näiden hiukkasten polut "erottuvat" avaruudessa ja avaruusmatkustajien hännän muotoutuu eri tavalla.
Komeetan ytimestä säteilevän hiukkasen nopeus muodostuu Auringon toiminnan tuloksena saadusta nopeudesta - se on suunnattu Auringosta hiukkaseen ja komeetan liikenopeudesta, jonka vektori on tangentti sen kiertoradalle, joten tietyllä hetkellä emittoidut hiukkaset eivät yleensä sijaitse suoralla, vaan syndynamiaksi kutsutulla käyrällä. Syndina edustaa komeetan hännän sijaintia sillä hetkellä. Yksittäisten terävien ulostyöntöjen aikana hiukkaset muodostavat syndyneen segmenttejä tai viivoja siihen nähden kulmassa, joita kutsutaan synkroneiksi. Se, kuinka paljon komeetan häntä eroaa suunnasta Auringosta komeettaan, riippuu hiukkasten massasta ja Auringon toiminnasta.
Auringon säteilyn vaikutus koomaan johtaa komeetan hännän muodostumiseen. Mutta myös täällä pöly ja kaasu käyttäytyvät eri tavalla. Auringon ultraviolettisäteily ionisoi osan kaasumolekyylistä, ja aurinkotuulen, joka on Auringon lähettämien varautuneiden hiukkasten virta, paine työntää ionit venyttäen kooman pitkäksi pyrstöksi, joka voi ulottua yli 100 miljoonaan. kilometriä. Muutokset aurinkotuulen virtauksessa voivat johtaa havaittaviin nopeisiin muutoksiin hännän ulkonäössä ja jopa täydelliseen tai osittaiseen katkeamiseen. Aurinkotuuli kiihdyttää ioneja kymmenien ja satojen kilometrien sekunnissa nopeuksiin, jotka ovat paljon suuremmat kuin komeetan kiertoradan nopeus. Siksi niiden liike on suunnattu lähes täsmälleen Auringosta tulevaan suuntaan, samoin kuin niiden muodostama tyypin I häntä. Ionipyrstöillä on sinertävä hehku fluoresenssin vuoksi. Aurinkotuuli ei juurikaan vaikuta komeettojen pölyyn, vaan se työntyy ulos koomasta auringonvalon paineen vaikutuksesta. Pölyä kiihdyttää aurinkotuulen ioneja paljon heikompi valo, joten sen liikkeen määrää liikkeen alkunopeus ja kiihtyvyys kevyen paineen vaikutuksesta. Pöly jää jäljessä ionipyrstöstä ja muodostaa tyypin II tai III pyrstöjä, jotka ovat kaarevia kiertoradan suuntaan. Tyypin II rikastushiekka muodostuu tasaisesta pölyvirtauksesta pinnalta. Tyypin III hännät ovat seurausta suuren pölypilven lyhytaikaisesta vapautumisesta. Kevyen paineen vaikutuksesta erikokoisten pölyjyvien saamien kiihtyvyyksien leviämisen vuoksi myös alkupilvi venyy pyrstöksi, joka on yleensä jopa voimakkaammin kaareva kuin tyypin II häntä. Pölypyrstö hehkuu hajanaisella punertavalla valolla.
Pölypyrstö on yleensä yhtenäinen ja ulottuu miljoonia ja kymmeniä miljoonia kilometrejä. Se muodostuu pölyrakeista, jotka auringonvalon paineen vaikutuksesta sinkoutuvat pois ytimestä antisolaarisuunnassa, ja sen väri on kellertävä, koska pölyrakeet yksinkertaisesti sirottavat auringonvaloa. Pölypyrstön rakenteet selittyvät pölyn epätasaisella purkautumisella ytimestä tai pölyrakeiden tuhoutumisesta.
Kymmeniä tai jopa satoja miljoonia kilometrejä pitkä plasmapyrstö on näkyvä osoitus komeetan ja aurinkotuulen monimutkaisesta vuorovaikutuksesta. Jotkut ytimestä poistuvat molekyylit ionisoituvat auringonsäteilyn vaikutuksesta, jolloin muodostuu molekyyli-ioneja (H 2 O +, OH +, CO +, CO 2 +) ja elektroneja. Tämä plasma estää aurinkotuulen liikkeen, jonka magneettikenttä läpäisee. Kun komeetta osuu komeettaan, kenttäviivat kietoutuvat sen ympärille, ottavat hiusneulan muodon ja muodostavat kaksi vastakkaista napaisuutta. Molekyyli-ionit vangitaan tähän magneettiseen rakenteeseen ja muodostavat näkyvän plasmapyrstön sen keskiosassa, tiheimmässä osassa, jonka väri on sininen CO+:n spektrikaistojen vuoksi. L. Biermann ja H. Alfven määrittelivät aurinkotuulen roolin plasmapyrstöjen muodostumisessa 1950-luvulla. Heidän laskelmat vahvistivat mittaukset avaruusaluksista, jotka lensivät komeettojen Giacobini–Zinner ja Halley pyrstöjen läpi vuosina 1985 ja 1986.
Muitakin vuorovaikutusilmiöitä aurinkotuulen kanssa, joka osuu komeettaan noin 400 km/s nopeudella ja muodostaa sen eteen shokkiaallon, jossa tuulen aine ja komeetan pää tiivistyvät. plasman pyrstössä. "Kaappaus" -prosessilla on merkittävä rooli; sen ydin on, että komeetan neutraalit molekyylit tunkeutuvat vapaasti aurinkotuulen virtaukseen, mutta heti ionisaation jälkeen ne alkavat olla aktiivisesti vuorovaikutuksessa magneettikentän kanssa ja kiihtyvät merkittäviin energioihin. Totta, joskus havaitaan erittäin energisiä molekyyli-ioneja, jotka ovat selittämättömiä esitetyn mekanismin kannalta. Sieppausprosessi herättää myös plasma-aaltoja ytimen ympärillä olevassa valtavassa avaruudessa. Näiden ilmiöiden havainnointi on plasmafysiikan perustavanlaatuista mielenkiintoa.
"Häntätauko" on upea näky. Kuten tiedetään, normaalitilassa plasmapyrstö on yhdistetty komeetan päähän magneettikentän avulla. Usein häntä kuitenkin irtoaa päästä ja jää jälkeen, ja sen tilalle muodostuu uusi. Tämä tapahtuu, kun komeetta kulkee aurinkotuulen alueiden rajan läpi päinvastaisella magneettikentällä. Tällä hetkellä hännän magneettinen rakenne on järjestetty uudelleen, mikä näyttää katkeamiselta ja uuden hännän muodostumiselta. Magneettikentän monimutkainen topologia johtaa varautuneiden hiukkasten kiihtymiseen; Tämä saattaa selittää yllä mainittujen nopeiden ionien esiintymisen.
Anti-Tail on termi, jota käytetään tähtitieteessä kuvaamaan yhtä kolmesta pyrstötyypistä, jotka ilmestyvät komeetalle sen lähestyessä aurinkoa. Tämän hännän erikoisuus on, että toisin kuin kaksi muuta häntää, pöly ja kaasu, se on suunnattu aurinkoon, ei poispäin siitä, joten se on geometrisesti vastapäätä muita pyrstöjä. Antipyrstö koostuu suurista pölyhiukkasista, joihin aurinkotuulen massasta ja koosta johtuen heikosti vaikuttaa ja jotka pysyvät pääsääntöisesti komeetan kiertoradan tasossa ja ottavat lopulta kiekon muodon. Melko alhaisen pölyhiukkasten pitoisuuden vuoksi tätä levyä on lähes mahdotonta nähdä normaaleissa olosuhteissa. Siksi se voidaan havaita vain reunasta, kun se on tarpeeksi kirkas havaittavaksi. Tämä tulee mahdolliseksi lyhyessä ajassa, kun Maa ylittää komeetan kiertoradan tason. Tämän seurauksena levy tulee näkyviin pienen hännän muodossa, joka on suunnattu poispäin auringosta.
Koska pölyhiukkaset ovat kiekon muotoisia, on aivan luonnollista, että vastahäntä ei ole olemassa vain komeetan edessä, vaan myös takana ja sivuilla. Mutta komeetan sivuilla se ei ole näkyvissä komeetan ytimen takia, ja sen taakse se katoaa tiheämmän ja kirkkaamman pölyn ja kaasupyrstön taakse.
Useimmat ohi kulkevista komeetoista ovat liian pieniä havaitsemaan vastahäntä, mutta jotkut komeetat ovat riittävän suuria havaitsemaan niin, kuten komeetta C/1995 O1 (Hale-Bopp) vuonna 1997.
Degeneroitunut komeetta
Degeneroitunut komeetta on sellainen, joka on menettänyt suurimman osan haihtuvista aineistaan eikä sen vuoksi enää muodosta häntää tai koomaa lähestyessään aurinkoa. Kaikki haihtuvat aineet ovat jo haihtuneet komeetan ytimestä, ja jäljelle jääneet kivet koostuvat pääasiassa suhteellisen raskaista haihtumattomista alkuaineista, jotka ovat samanlaisia kuin asteroidien pinnalla. Kuolleet kuolleet komeetat ovat pieniä, tummia taivaankappaleita, joita on erittäin vaikea havaita jopa tehokkaimmilla kaukoputkilla.
Jotta komeetta kuolisi sukupuuttoon, sen ei tarvitse menettää kaikkia haihtuvia aineitaan: riittää, että ne tiivistyvät sedimenttisten haihtumattomien yhdisteiden kerroksen alle. Tällaisia kerroksia voi muodostua, jos komeetan pinta sisältää haihtumattomia yhdisteitä. Kaasujen ja muiden haihtuvien aineiden haihtuessa haihtumattomat yhdisteet laskeutuvat ja kerääntyvät muodostaen useiden senttimetrien paksuisen kuoren, joka lopulta estää kokonaan aurinkoenergian pääsyn syviin kerroksiin. Tämän seurauksena auringon lämpö ei voi enää murtautua tämän kuoren läpi ja lämmittää niitä lämpötilaan, jossa ne alkaisivat haihtua - komeetta sammuu sukupuuttoon. Tämän tyyppisiä komeettoja kutsutaan joskus myös piilotetuiksi tai lepotilaksi. Esimerkki tällaisesta kappaleesta on asteroidi (14827) Hypnos.
Termiä uinuva komeetta käytetään myös kuvaamaan passiivisia komeettoja, jotka voivat aktivoitua, jos ne ovat riittävän lähellä aurinkoa. Esimerkiksi perihelionin läpikulun aikana vuonna 2008 asteroidin (52872) Okiroyan komeetan aktiivisuus voimistui merkittävästi. Ja asteroidi (60558) Echeclus sai myös komeetan tunnuksen 174P/Echeclus sen jälkeen, kun kooman ilmaantuminen kirjattiin.
Kun asteroidit ja komeetat jaettiin kahteen eri luokkaan, tärkeimpiä eroja näiden luokkien välillä ei muotoiltu pitkään aikaan. Tämä ongelma ratkaistiin vasta vuonna 2006 Prahan 26. yleiskokouksessa. Suurin ero asteroidin ja komeetan välillä tunnistettiin siinä, että komeetta lähestyessään aurinkoa muodostaa kooman ympärilleen johtuen auringon säteilyn vaikutuksesta pinnan lähellä olevan jään sublimoitumisesta, kun taas asteroidi ei koskaan muodosta kooma. Tämän seurauksena jotkin kohteet saivat kaksi nimitystä kerralla, koska aluksi ne luokiteltiin asteroideiksi, mutta sitten, kun niissä havaittiin komeetan aktiivisuus, ne saivat myös komeettamerkinnän. Toinen ero on se, että komeetoilla on taipumus olla pitkänomaisemmat kiertoradat kuin useimmilla asteroideilla – näin ollen "asteroidit", joilla on suuri kiertoradan epäkeskisyys, ovat todennäköisemmin sukupuuttoon kuolleiden komeettojen ytimiä. Toinen tärkeä indikaattori on kiertoradan läheisyys Auringon kanssa: oletetaan, että useimmat Aurinkoa lähellä olevilla kiertoradoilla liikkuvat kohteet ovat myös sukupuuttoon kuolleita komeettoja. Noin 6 % kaikista Maan lähiasteroideista on sukupuuttoon kuolleita komeettoja, jotka ovat jo käyttäneet kokonaan haihtuvien aineiden reservinsä. On täysin mahdollista, että kaikki komeetat menettävät ennemmin tai myöhemmin kaikki haihtuvat aineensa ja muuttuvat asteroideiksi.
