Prima apariție a unei comete, care a fost înregistrată în cronici, datează din 2296 î.Hr. Și asta a fost făcut de o femeie, soția împăratului Yao, care a născut un fiu care mai târziu a devenit împăratul Ta-Yu, fondatorul dinastiei Khia. Din acest moment astronomii chinezi au monitorizat cerul nopții și doar datorită lor, știm despre această dată. Istoria astronomiei cometare începe cu ea. Chinezii nu numai că au descris cometele, ci au trasat și traseele cometelor pe o hartă a stelelor, ceea ce a permis astronomilor moderni să le identifice pe cele mai strălucitoare dintre ele, să urmărească evoluția orbitelor lor și să obțină alte informații utile.
Este imposibil să nu remarci un spectacol atât de rar pe cer când pe cer este vizibil un corp cețos, uneori atât de strălucitor încât poate străluci printre nori (1577), eclipsând chiar și Luna. Aristotel în secolul al IV-lea î.Hr a explicat fenomenul unei comete astfel: ușoară, caldă, „pneuma uscată” (gaze ale Pământului) se ridică la limitele atmosferei, cade în sfera focului ceresc și se aprinde - așa se formează „stelele cu coadă” . Aristotel a susținut că cometele provoacă furtuni severe și secetă. Ideile lui au fost în general acceptate de două mii de ani. În Evul Mediu, cometele erau considerate vestigii de războaie și epidemii. Astfel, invazia normandă din sudul Angliei din 1066 a fost asociată cu apariția cometei Halley pe cer. Căderea Constantinopolului în 1456 a fost asociată și cu apariția unei comete pe cer. În timp ce studia apariția unei comete în 1577, Tycho Brahe a stabilit că aceasta se deplasa cu mult dincolo de orbita Lunii. Începuse vremea studierii orbitelor cometelor...
Primul fanatic dornic să descopere comete a fost un angajat al Observatorului din Paris, Charles Messier. A intrat în istoria astronomiei ca compilator al unui catalog de nebuloase și clustere de stele, destinat să caute comete, pentru a nu confunda obiectele nebuloase îndepărtate cu comete noi. Peste 39 de ani de observații, Messier a descoperit 13 comete noi! În prima jumătate a secolului al XIX-lea, Jean Pons s-a remarcat în special printre „prindetorii” de comete. Îngrijitorul Observatorului din Marsilia, și mai târziu directorul acestuia, a construit un mic telescop de amatori și, urmând exemplul compatriotului său Messier, a început să caute comete. Problema s-a dovedit a fi atât de fascinantă încât în 26 de ani a descoperit 33 de comete noi! Nu este o coincidență că astronomii l-au poreclit „Magnetul cometă”. Recordul stabilit de Pons rămâne de nedepășit până în prezent. Aproximativ 50 de comete sunt disponibile pentru observare. În 1861, a fost făcută prima fotografie a unei comete. Cu toate acestea, conform datelor de arhivă, în analele Universității Harvard a fost descoperită o înregistrare datată 28 septembrie 1858, în care Georg Bond a raportat o încercare de a obține o imagine fotografică a cometei la focalizarea unui refractor de 15 inchi! La un obturator viteza de 6", a fost elaborată cea mai strălucitoare parte a comei, care măsoară 15 secunde de arc. Fotografia nu a fost păstrată.
Catalogul Orbitelor Cometelor din 1999 conține 1.722 de orbite pentru 1.688 de apariții de comete de la 1.036 de comete diferite. Din cele mai vechi timpuri și până în prezent, aproximativ 2000 de comete au fost observate și descrise. În cei 300 de ani de la Newton, au fost calculate orbitele a peste 700 dintre ei. Rezultatele generale sunt următoarele. Majoritatea cometelor se deplasează în elipse, moderat sau puternic alungite. Cometa Encke ia cea mai scurtă rută - de la orbita lui Mercur la Jupiter și înapoi în 3,3 ani. Cea mai îndepărtată dintre cele observate de două ori este o cometă descoperită în 1788 de Caroline Herschel și care s-a întors 154 de ani mai târziu de la o distanță de 57 UA. În 1914, cometa lui Delavan a stabilit recordul de distanță. Se va îndepărta la 170.000 UA. și „termină” după 24 de milioane de ani.
Până acum, au fost descoperite peste 400 de comete cu perioadă scurtă. Dintre acestea, aproximativ 200 au fost observate în timpul a mai mult de un pasaj periheliu. Mulți dintre ei aparțin așa-ziselor familii. De exemplu, aproximativ 50 dintre cometele cu cea mai scurtă perioadă (revoluția lor completă în jurul Soarelui durează 3-10 ani) formează familia Jupiter. Puțin mai mic ca număr sunt familiile lui Saturn, Uranus și Neptun (cel din urmă, în special, include celebra cometă Halley).
Observațiile terestre ale multor comete și rezultatele studiilor cometei Halley folosind nave spațiale în 1986 au confirmat ipoteza exprimată pentru prima dată de F. Whipple în 1949 că nucleele cometelor sunt ceva ca „bulgări de zăpadă murdari” de câțiva kilometri diametru. Ele par să fie formate din apă înghețată, dioxid de carbon, metan și amoniac, cu praf și materii stâncoase înghețate în interior. Pe măsură ce cometa se apropie de Soare, gheața începe să se evapore sub influența căldurii solare, iar gazul care scapă formează o sferă luminoasă difuză în jurul nucleului, numită comă. Coma poate avea o lungime de până la un milion de kilometri. Nucleul în sine este prea mic pentru a fi văzut direct. Observațiile din gama ultravioletă a spectrului efectuate de la navele spațiale au arătat că cometele sunt înconjurate de nori uriași de hidrogen, de multe milioane de kilometri. Hidrogenul este produs prin descompunerea moleculelor de apă sub influența radiației solare. În 1996, a fost descoperită emisia de raze X de la cometa Hyakutake, iar ulterior s-a descoperit că alte comete sunt surse de radiație de raze X.
Observațiile din 2001, efectuate cu ajutorul spectrometrului de mare dispersie al telescopului Subara, au permis astronomilor să măsoare pentru prima dată temperatura amoniacului înghețat din nucleul cometei. Valoarea temperaturii la 28 + 2 grade Kelvin sugerează că cometa LINEAR (C/1999 S4) s-a format între orbitele lui Saturn și Uranus. Aceasta înseamnă că acum astronomii pot determina nu numai condițiile în care se formează cometele, ci și de unde își au originea. Cu ajutorul analizei spectrale, în capetele și cozile cometelor au fost descoperite molecule și particule organice: carbon atomic și molecular, hibrid de carbon, monoxid de carbon, sulfură de carbon, cianura de metil; componente anorganice: hidrogen, oxigen, sodiu, calciu, crom, cobalt, mangan, fier, nichel, cupru, vanadiu. Moleculele și atomii observați în comete, în cele mai multe cazuri, sunt „fragmente” de molecule părinte mai complexe și complexe moleculare. Natura originii moleculelor părinte din nucleele cometare nu a fost încă rezolvată. Până acum este clar doar că acestea sunt molecule și compuși foarte complexe precum aminoacizii! Unii cercetători consideră că o astfel de compoziție chimică poate servi drept catalizator pentru apariția vieții sau condiția inițială pentru originea acesteia atunci când acești compuși complecși intră în atmosferă sau pe suprafața planetelor cu condiții suficient de stabile și favorabile.
Oamenii care privesc o stea căzătoare pe cer se pot întreba ce este o cometă? Acest cuvânt tradus din greacă înseamnă „cu păr lung”. Pe măsură ce se apropie de Soare, asteroidul începe să se încălzească și capătă un aspect eficient: praful și gazul încep să zboare departe de suprafața cometei, formând o coadă frumoasă și strălucitoare.
Apariția cometelor
Apariția cometelor este aproape imposibil de prezis. Oamenii de știință și amatorii le acordă atenție încă din cele mai vechi timpuri. Corpurile cerești mari zboară rar pe lângă Pământ, iar o astfel de priveliște este fascinantă și terifiantă. Istoria conține informații despre astfel de corpuri strălucitoare care scânteie printre nori, eclipsând chiar și Luna cu strălucirea lor. Odată cu apariția primului astfel de corp (în 1577) a început studiul mișcării cometelor. Primii oameni de știință au reușit să descopere zeci de asteroizi diferiți: apropierea lor de orbita lui Jupiter începe cu strălucirea cozii, iar cu cât corpul este mai aproape de planeta noastră, cu atât arde mai strălucitor.
Se știe că cometele sunt corpuri care se mișcă pe anumite traiectorii. De obicei, are o formă alungită și se caracterizează prin poziția sa față de Soare.
Orbita cometei poate fi cea mai neobișnuită. Din când în când, unii dintre ei se întorc la Soare. Oamenii de știință spun că astfel de comete sunt periodice: zboară lângă planete după o anumită perioadă de timp.
Comete
Încă din cele mai vechi timpuri, oamenii au numit orice corp luminos o stea, iar cei cu cozi în spatele lor au fost numiți comete. Mai târziu, astronomii au descoperit că cometele sunt corpuri solide uriașe, formate din fragmente mari de gheață amestecate cu praf și pietre. Ele provin din spațiul adânc și pot fie să zboare pe lângă Soare, fie să orbiteze în jurul Soarelui, apărând periodic pe cerul nostru. Se știe că astfel de comete se mișcă pe orbite eliptice de dimensiuni diferite: unele revin o dată la douăzeci de ani, în timp ce altele apar o dată la sute de ani.
Comete periodice
Oamenii de știință cunosc o mulțime de informații despre cometele periodice. Se calculează orbitele și timpii de întoarcere ale acestora. Apariția unor astfel de corpuri nu este neașteptată. Printre acestea se numără perioada scurtă și perioada lungă.
Cometele cu perioadă scurtă includ comete care pot fi văzute pe cer de mai multe ori pe parcursul vieții. Alții s-ar putea să nu apară pe cer de secole. Una dintre cele mai cunoscute comete cu perioadă scurtă este Cometa Halley. Apare lângă Pământ o dată la 76 de ani. Lungimea cozii acestui gigant ajunge la câteva milioane de kilometri. Zboară atât de departe de noi încât pare o dungă pe cer. Ultima ei vizită a fost înregistrată în 1986.
Căderea cometelor
Oamenii de știință cunosc multe cazuri de asteroizi care au căzut pe planete și nu numai pe Pământ. În 1992, gigantul Shoemaker-Levy s-a apropiat foarte mult de Jupiter și a fost sfâșiat în numeroase bucăți de gravitația sa. Fragmentele s-au întins într-un lanț și apoi s-au îndepărtat de orbita planetei. Doi ani mai târziu, lanțul de asteroizi s-a întors pe Jupiter și a căzut peste el.
Potrivit unor oameni de știință, dacă un asteroid zboară în centrul sistemului solar, va trăi multe mii de ani până se evaporă, zburând din nou lângă Soare.
Cometă, asteroid, meteorit
Oamenii de știință au identificat diferența în sensul asteroizilor, cometelor și meteoriților. Oamenii obișnuiți numesc aceste nume oricăror corpuri văzute pe cer și care au cozi, dar acest lucru nu este corect. Din punct de vedere științific, asteroizii sunt blocuri uriașe de piatră care plutesc în spațiu pe anumite orbite.
Cometele sunt asemănătoare cu asteroizii, dar au mai multă gheață și alte elemente. Când se apropie de Soare, cometele dezvoltă o coadă.
Meteoriții sunt roci mici și alte resturi spațiale, cu dimensiunea mai mică de un kilogram. Ele sunt de obicei vizibile în atmosferă ca stele căzătoare.
Comete celebre
Cea mai strălucitoare cometă a secolului XX a fost cometa Hale-Bopp. A fost descoperită în 1995, iar doi ani mai târziu a devenit vizibilă pe cer cu ochiul liber. Ar putea fi observată în spațiul ceresc mai mult de un an. Aceasta este mult mai lungă decât strălucirea altor corpuri.
În 2012, oamenii de știință au descoperit cometa ISON. Potrivit prognozelor, ar fi trebuit să devină cel mai strălucitor, dar, apropiindu-se de Soare, nu a putut răspunde așteptărilor astronomilor. Cu toate acestea, a fost poreclit în mass-media „cometa secolului”.
Cea mai cunoscută este cometa Halley. Ea a jucat un rol important în istoria astronomiei, inclusiv ajutând la deducerea legii gravitației. Primul om de știință care a descris corpurile cerești a fost Galileo. Informațiile sale au fost prelucrate de mai multe ori, s-au făcut modificări, s-au adăugat fapte noi. Într-o zi, Halley a atras atenția asupra unui model foarte neobișnuit al apariției a trei corpuri cerești cu un interval de 76 de ani și care se mișcă aproape pe aceeași traiectorie. El a concluzionat că acestea nu erau trei corpuri diferite, ci unul singur. Ulterior, Newton și-a folosit calculele pentru a construi o teorie a gravitației, care a fost numită teoria gravitației universale. Cometa Halley a fost văzută ultima dată pe cer în 1986, iar următoarea sa apariție va avea loc în 2061.
În 2006, Robert McNaught a descoperit corpul ceresc cu același nume. Conform ipotezelor, nu ar fi trebuit să strălucească puternic, dar pe măsură ce se apropia de Soare, cometa a început să câștige rapid luminozitate. Un an mai târziu, a început să strălucească mai strălucitor decât Venus. Zburând în apropierea Pământului, corpul ceresc a creat un adevărat spectacol pentru pământeni: coada sa curbată pe cer.
Cometă,un mic corp ceresc (nucleu) care are o înveliș rară extinsă și se mișcă pe o orbită foarte alungită, eliberând gaz din abundență atunci când se apropie de Soare. O varietate de procese fizice sunt asociate cu cometele, de la sublimarea (evaporarea uscată) a gheții până la fenomenele plasmatice. Cometele sunt rămășițele formării Sistemului Solar, o etapă de tranziție către materia interstelară. Observarea cometelor și chiar descoperirea lor sunt adesea efectuate de astronomi amatori. Uneori, cometele sunt atât de strălucitoare încât atrag atenția tuturor. În trecut, apariția cometelor strălucitoare a provocat teamă în rândul oamenilor și a servit drept sursă de inspirație pentru artiști și desenatori.
Caracteristicile orbitelor
Cometele se deplasează pe traiectorii alungite. Orbita cometelor este caracterizată de parametri care descriu dimensiunea orbitei, poziția acesteia față de Soare: distanța periheliului q(distanta minima de la Soare) si excentricitate e(gradul de alungire a orbitei), perioada orbitală a cometei P, semiaxa mare a orbitei A. Este posibil ca orbita cometei să nu se afle în planul eclipticului. Prin urmare, orbita cometei poate fi caracterizată prin unghiul de înclinare a planului orbitei cometei. i la planul eclipticii.
Orbita cometei și schimbarea direcției cozilor cometei Hale–Bopp
Cometele se pot întoarce periodic la Soare. Astfel de comete sunt numite periodice. Cometele periodice au periheliu determinat q(distanta minima de la Soare), afeliu Q(distanta maxima de la Soare).
Nume de cometeCometele sunt descoperite destul de des. Numele cometelor reflectă timpul de la descoperire.
Multe comete sunt numite NEAT, iar apoi anul și cifrele de deschidere. Acesta este numele dat cometelor descoperite ca parte a observațiilor în cadrul programului NEAT (Near Earth Asteroid Tracking) - un program de urmărire a asteroizilor care zboară în apropierea Pământului.
Comet NEAT S 2001 G 4
Denumirile cometelor sunt descifrate după cum urmează: C/2004 R1: 2004 este anul curent, R este denumirea literei semilunii de deschidere 1 este numărul cometei din această semilună. Litera P este plasată în față dacă cometa este periodică, de exemplu P/2004 R1.
|
Luni |
ianuarie |
februarie |
Martie |
Aprilie |
Mai |
iunie |
|
1–15 |
||||||
|
16–30(31) |
||||||
|
Luni |
iulie |
August |
Septembrie |
octombrie |
noiembrie |
decembrie |
|
1–15 |
||||||
|
16–30(31) |
În plus, cometele pot purta numele oamenilor care le-au descoperit, de exemplu, cometa lui Halley, cometa lui Machholtz, Shoemaker-Levy 9 sau cometa lui McNaught.
Mișcarea și distribuția spațială
Toate cometele sunt membre ale Sistemului Solar. Ele, ca și planetele, respectă legile gravitației, dar se mișcă într-un mod cu totul unic. Toate planetele se învârt în jurul Soarelui în aceeași direcție (care se numește „înainte” spre deosebire de „înapoi”) pe orbite aproape circulare situate aproximativ în același plan (ecliptica), iar cometele se mișcă în direcții înainte și înapoi de-a lungul unei înalte direcții. orbite alungite (excentrice) înclinate în unghiuri diferite față de ecliptică. Natura mișcării este cea care dezvăluie imediat cometa.
Cometele cu perioade lungi (cu perioade orbitale de peste 200 de ani) provin din regiuni de mii de ori mai îndepărtate decât cele mai îndepărtate planete, iar orbitele lor sunt înclinate la tot felul de unghiuri. Cometele cu perioadă scurtă (perioade mai mici de 200 de ani) provin din regiunea planetelor exterioare, mișcându-se într-o direcție înainte pe orbite situate aproape de ecliptică. Departe de Soare, cometele de obicei nu au „cozi” dar au uneori o „comă” abia vizibilă în jurul „nucleului”; împreună sunt numite „capul” cometei. Pe măsură ce se apropie de Soare, capul se mărește și apare o coadă.
Tipuri de cozi
Tipurile de cozi de cometă au fost studiate de astronomul rus F. A. Bredikhin. La sfârșitul secolului al XIX-lea, el a împărțit cozile de cometă în trei tipuri:
- Cozile cometei de tip I sunt drepte și îndreptate departe de Soare de-a lungul vectorului razei;
- Cozile de tip II sunt late, curbate;
- Cozile de tip III sunt îndreptate de-a lungul orbitei cometei. Astfel de cozi nu sunt late.
Este destul de rar să găsești comete ale căror cozi sunt îndreptate spre Soare. Acestea sunt așa-numitele cozi anormale. Sub influența vântului solar, particulele de praf sunt aruncate în direcția opusă Soarelui, formând coada de praf a unei comete. Coada prăfuită a unei comete este de obicei de culoare gălbuie și strălucește de lumina reflectată de Soare.
Structura
În centrul comei există un nucleu - un corp solid sau un conglomerat de corpuri cu un diametru de câțiva kilometri. Aproape toată masa cometei este concentrată în nucleul ei; această masă este de miliarde de ori mai mică decât cea a pământului. Conform modelului lui F. Whipple, nucleul cometei este format dintr-un amestec de diverse gheață, în principal gheață de apă cu un amestec de dioxid de carbon înghețat, amoniac și praf. Acest model este confirmat atât de observațiile astronomice, cât și de măsurătorile directe de la nave spațiale din apropierea nucleelor cometelor Halley și Giacobini–Zinner în 1985–1986.
Când o cometă se apropie de Soare, miezul ei se încălzește și gheața se sublimează, adică. se evaporă fără să se topească. Gazul rezultat se împrăștie în toate direcțiile din nucleu, luând cu el particule de praf și creând o comă. Moleculele de apă distruse de lumina soarelui formează o coroană uriașă de hidrogen în jurul nucleului cometei. Pe lângă atracția solară, forțele de respingere acționează și asupra materiei rarefiate a unei comete, datorită căreia se formează o coadă. Moleculele neutre, atomii și particulele de praf sunt afectate de presiunea luminii solare, în timp ce moleculele și atomii ionizați sunt afectați mai puternic de presiunea vântului solar.
Fiecare cometă are mai multe părți diferite:
- Miez: relativ dur și stabil, constând în principal din gheață și gaz cu adaosuri minore de praf și alte solide.
- Cap (comă): o înveliș de gaz luminos care iese sub influența radiațiilor electromagnetice și corpusculare de la Soare. Un nor dens de vapori de apă, dioxid de carbon și alte gaze neutre care se sublimează din miez.
- O coadă de praf constă din particule de praf foarte mici, îndepărtate de miez de un flux de gaz. Această parte a cometei este cel mai bine vizibilă cu ochiul liber.
- Coada de plasmă (ion) este formată din plasmă (gaze ionizate) și interacționează intens cu vântul solar.
Cometele interesează mulți oameni. Aceste corpuri cerești captivează tineri și bătrâni, femei și bărbați, astronomi profesioniști și pur și simplu astronomi amatori. Și site-ul nostru portal oferă cele mai recente știri despre cele mai recente descoperiri, fotografii și videoclipuri ale cometelor, precum și multe alte informații utile, pe care le puteți găsi în această secțiune.
Cometele sunt corpuri cerești mici care se rotesc în jurul Soarelui de-a lungul unei secțiuni conice cu o orbită destul de extinsă, având un aspect cețos. Pe măsură ce o cometă se apropie de Soare, formează o comă și uneori o coadă de praf și gaz.
Oamenii de știință sugerează că cometele zboară periodic în sistemul solar din norul Oort, deoarece conține multe nuclee cometare. De regulă, corpurile situate la periferia sistemului solar sunt formate din substanțe volatile (metan, apă și alte gaze), care se evaporă pe măsură ce se apropie de Soare.
Până în prezent, au fost identificate peste patru sute de comete cu perioadă scurtă. Mai mult decât atât, jumătate dintre ei se aflau în mai mult de un pasaj periheliu. Majoritatea lor aparțin unor familii. De exemplu, multe comete cu perioadă scurtă (acestea orbitează Soarele la fiecare 3-10 ani) formează familia Jupiter. Familiile lui Uranus, Saturn și Neptun sunt mici ca număr (celebra cometă Halley aparține acestuia din urmă).
Cometele care vin din adâncurile spațiului sunt obiecte nebuloase cu o coadă în spatele lor. Atinge adesea câteva milioane de kilometri lungime. În ceea ce privește nucleul cometei, acesta este un corp de particule solide învăluit în comă (coaja ceață). Un nucleu cu un diametru de 2 km poate avea o comă cu o lungime de 80.000 km. Razele soarelui disloca particulele de gaz din comă și le aruncă înapoi, trăgându-le într-o coadă fumurie care se mișcă în spatele ei în spațiul cosmic.
Luminozitatea cometelor depinde în mare măsură de distanța lor de la Soare. Dintre toate cometele, doar o mică parte se apropie de Pământ și de Soare atât de mult încât pot fi văzute cu ochiul liber. Mai mult decât atât, cele mai vizibile dintre ele sunt de obicei numite „mare (mari) comete”.
Majoritatea „stelelor căzătoare” (meteoriți) pe care le observăm sunt de origine cometă. Acestea sunt particule pierdute de o cometă, care ard atunci când intră în atmosfera unei planete.
Nomenclatura cometelor
De-a lungul anilor de studiu al cometelor, regulile de denumire a acestora au fost clarificate și schimbate de multe ori. Până la începutul secolului al XX-lea, multe comete erau denumite pur și simplu după anul în care au fost descoperite, adesea cu clarificări suplimentare cu privire la anotimpul anului sau luminozitatea dacă existau mai multe comete în acel an. De exemplu, „Marea cometă din septembrie 1882”, „Marea cometă din ianuarie 1910”, „Cometa zilei din 1910”.
După ce Halley a reușit să demonstreze că cometele 1531, 1607 și 1682 erau aceeași cometă, a fost numită Cometa Halley. El a mai prezis că în 1759 ea se va întoarce. A doua și a treia cometă au fost numite Bela și Encke în onoarea oamenilor de știință care au calculat orbita cometelor, în ciuda faptului că prima cometă a fost observată de Messier, iar a doua de Mechain. La scurt timp mai târziu, cometele periodice au fost numite după descoperitorii lor. Ei bine, acele comete care au fost observate doar în timpul unui pasaj periheliu au fost numite, ca și înainte, după anul apariției.
La începutul secolului al XX-lea, când cometele au început să fie descoperite mai des, s-a luat o decizie privind denumirea finală a cometelor, care s-a păstrat până în zilele noastre. Numai când cometa a fost identificată de trei observatori independenți a primit un nume. Multe comete au fost descoperite în ultimii ani prin instrumente descoperite de echipe întregi de oameni de știință. Cometele în astfel de cazuri sunt numite după instrumentele lor. De exemplu, cometa C/1983 H1 (IRAS - Araki - Alcock) a fost descoperită de satelitul IRAS, George Alcock și Genichi Araki. În trecut, o altă echipă de astronomi a descoperit comete periodice, la care s-a adăugat un număr, de exemplu, cometele Shoemaker-Levy 1 - 9. Astăzi, un număr mare de planete sunt descoperite de o varietate de instrumente, ceea ce a făcut acest sistem nepractic. . Prin urmare, s-a decis să se recurgă la un sistem special de denumire a cometelor.
Până la începutul anului 1994, cometele au primit denumiri temporare care constau în anul descoperirii plus o literă minusculă latină care indică ordinea în care au fost descoperite în acel an (de exemplu, cometa 1969i a fost a 9-a cometă descoperită în 1969). Odată ce cometa a trecut de periheliu, orbita sa a fost stabilită și a primit o desemnare permanentă, și anume anul trecerii periheliului plus o cifră romană, care indică ordinea trecerii periheliului în acel an. De exemplu, cometa 1969i a primit denumirea permanentă 1970 II (însemnând că a fost a doua cometă care a trecut de periheliu în 1970).
Pe măsură ce numărul cometelor descoperite a crescut, această procedură a devenit foarte incomod. Prin urmare, Uniunea Astronomică Internațională a adoptat un nou sistem de denumire a cometelor în 1994. Astăzi, numele cometelor include anul descoperirii, litera indicând jumătatea lunii în care a avut loc descoperirea și numărul descoperirii în sine în acea jumătate a lunii. Acest sistem este similar cu cel folosit pentru a numi asteroizii. Astfel, a patra cometă, care a fost descoperită în 2006, în a doua jumătate a lunii februarie este desemnată 2006 D4. Un prefix este, de asemenea, plasat înaintea desemnării. El explică natura cometei. Se obișnuiește să se folosească următoarele prefixe:
· C/ este o cometă cu perioadă lungă.
· P/ - cometă cu perioadă scurtă (una care a fost observată la două sau mai multe pasaje de periheliu, sau o cometă a cărei perioadă este mai mică de două sute de ani).
· X/ - o cometă pentru care nu a fost posibil să se calculeze o orbită fiabilă (cel mai adesea pentru cometele istorice).
· A/ - obiecte luate din greșeală drept comete, dar s-au dovedit a fi asteroizi.
· D/ - cometele au fost pierdute sau distruse.
Structura cometelor
Componentele gazoase ale cometelor
Miez
Nucleul este partea solidă a cometei în care este concentrată aproape toată masa sa. Momentan, nucleele cometelor nu sunt disponibile pentru studiu, deoarece sunt ascunse de materia luminoasă care se formează constant.
Miezul, conform celui mai comun model Whipple, este un amestec de gheață cu includerea de particule de materie meteorică. Stratul de gaze înghețate, conform acestei teorii, alternează cu straturi de praf. Pe măsură ce gazele se încălzesc, ele se evaporă și poartă cu ele nori de praf. Astfel, se poate explica formarea prafului și a cozilor de gaz în comete.
Dar, conform rezultatelor studiilor efectuate folosind o stație automată americană în 2015, miezul este alcătuit din material liber. Acesta este un bulgăre de praf cu pori care ocupă până la 80 la sută din volumul său.
Comă
Coma este o coajă ușoară, ceață, care înconjoară miezul, constând din praf și gaze. Cel mai adesea se întinde de la 100 de mii la 1,4 milioane de km de miez. La presiune ușoară ridicată se deformează. Ca urmare, este alungită în direcția antisolară. Împreună cu nucleul, coma formează capul cometei. De obicei, o comă constă din 4 părți principale:
- comă internă (chimică, moleculară și fotochimică);
- comă vizibilă (sau numită și comă radicală);
- comă atomică (ultravioletă).
Coadă
Pe măsură ce se apropie de Soare, cometele strălucitoare formează o coadă - o bandă luminoasă slabă, care cel mai adesea, ca urmare a acțiunii luminii solare, este îndreptată departe de Soare în direcția opusă. În ciuda faptului că coma și coada conțin mai puțin de o milioneme din masa cometei, aproape 99,9% din strălucirea pe care o vedem pe măsură ce cometa trece prin cer constă din formațiuni de gaz. Acest lucru se datorează faptului că miezul are un albedo scăzut și este el însuși foarte compact.
Cozile cometelor pot diferi atât ca formă, cât și ca lungime. Pentru unii, se întind pe tot cerul. De exemplu, coada cometei, care a fost văzută în 1944, avea o lungime de 20 de milioane de km. Și mai impresionantă este lungimea cozii Marii Comete din 1680, care era de 240 de milioane de km. Au existat și cazuri în care coada este separată de cometă.
Cozile cometelor sunt aproape transparente și nu au contururi ascuțite - stelele sunt clar vizibile prin ele, deoarece sunt formate din materie super-rarefiată (densitatea sa este mult mai mică decât densitatea gazului de la o brichetă). În ceea ce privește compoziția, aceasta este variată: particule minuscule de praf sau gaz, sau un amestec al ambelor. Compoziția majorității boabelor de praf seamănă cu materialele asteroizilor, așa cum a relevat studiul navei spațiale Stardust asupra cometei 81P/Wilda. Putem spune că acesta este „nimic vizibil”: putem vedea cozile cometelor doar pentru că praful și gazul strălucesc. Mai mult, combinația de gaz este direct legată de ionizarea acestuia de către razele UV și fluxurile de particule care sunt ejectate de pe suprafața solară, iar praful împrăștie lumina soarelui.
La sfârșitul secolului al XIX-lea, astronomul Fyodor Bredikhin a dezvoltat teoria formelor și a cozilor. El a creat, de asemenea, o clasificare a cozilor cometelor, care este folosită și astăzi în astronomie. El a propus clasificarea cozilor cometelor în trei tipuri principale: înguste și drepte, îndreptate departe de Soare; curbat și lat, deviând de la lumina centrală; scurtă, puternic înclinată față de Soare.
Astronomii explică astfel de forme diferite de cozi de cometă, după cum urmează. Particulele constitutive ale cometelor au proprietăți și compoziții diferite și reacționează diferit la radiația solară. Prin urmare, căile acestor particule în spațiu „diverge”, ca urmare a faptului că cozile călătorilor în spațiu iau forme diferite.
Studiul cometelor
Omenirea a arătat interes pentru comete încă din cele mai vechi timpuri. Aspectul lor neașteptat și aspectul neobișnuit au servit ca sursă a diferitelor superstiții timp de multe secole. Anticii asociau apariția pe cer a acestor corpuri cosmice cu o coadă strălucitoare cu debutul vremurilor dificile și necazurile iminente.
Datorită lui Tycho Brahe, în timpul Renașterii, cometele au început să fie clasificate drept corpuri cerești.
Oamenii au dobândit o înțelegere mai detaliată a cometelor datorită călătoriei din 1986 la cometa lui Halley cu nave spațiale precum Giotto, precum și Vega-1 și Vega-2. Instrumentele instalate pe aceste dispozitive au transmis imagini ale nucleului cometei și diverse informații despre învelișul acesteia către Pământ. S-a dovedit că nucleul cometei este compus în principal din gheață simplă (cu incluziuni minore de gheață de metan și dioxid de carbon) și particule de câmp. De fapt, ele formează învelișul cometei și, pe măsură ce se apropie de Soare, unii dintre ei, sub influența presiunii vântului solar și a razelor solare, se transformă în coadă.
Potrivit oamenilor de știință, dimensiunile nucleului cometei Halley sunt de câțiva kilometri: 7,5 km în direcția transversală, 14 km lungime.
Nucleul cometei Halley are o formă neregulată și se rotește constant în jurul unei axe care, conform ipotezelor lui Friedrich Bessel, este aproape perpendiculară pe planul orbitei cometei. În ceea ce privește perioada de rotație, a fost de 53 de ore, ceea ce a fost de acord cu calculele.
Nava spațială Deep Impact a NASA a aruncat o sondă pe cometa Tempel 1 în 2005, permițându-i să-și imagineze suprafața.
Studiul cometelor din Rusia
Primele informații despre comete au apărut în Povestea anilor trecuti. Era clar că cronicarii acordau o importanță deosebită apariției cometelor, deoarece acestea erau considerate vestigii ale diferitelor nenorociri - ciume, războaie etc. Dar în limba Rusiei antice nu li s-a dat niciun nume separat, deoarece erau considerate stele cu coadă care se mișcă pe cer. Când descrierea cometei a apărut pe paginile cronicilor (1066), obiectul astronomic a fost numit „o stea mare; imaginea steluță a unei copii; stea... emitând raze, care se mai numește și scânteietoare.”
Conceptul de „cometă” a apărut în limba rusă după traducerea lucrărilor europene care s-au ocupat de comete. Cea mai veche mențiune a fost văzută în colecția „Margele de aur”, care este ceva ca o întreagă enciclopedie despre ordinea mondială. La începutul secolului al XVI-lea, „Lucidarius” a fost tradus din germană. Întrucât cuvântul era nou pentru cititorii ruși, traducătorul l-a explicat cu numele familiar „stea”, și anume „steaua comitei dă strălucire de la sine ca o rază”. Dar conceptul de „cometă” a intrat în limba rusă abia la mijlocul anilor 1660, când cometele au apărut efectiv pe cerul european. Acest eveniment a trezit un interes deosebit. Din lucrările traduse, rușii au aflat că cometele nu seamănă prea mult cu stelele. Până la începutul secolului al XVIII-lea, atitudinea față de apariția cometelor ca semne s-a păstrat atât în Europa, cât și în Rusia. Dar apoi au apărut primele lucrări care au negat natura misterioasă a cometelor.
Oamenii de știință ruși au stăpânit cunoștințele științifice europene despre comete, ceea ce le-a permis să aducă o contribuție semnificativă la studiul lor. Astronomul Fyodor Bredinich în a doua jumătate a secolului al XIX-lea a construit o teorie a naturii cometelor, explicând originea cozilor și varietatea lor bizare de forme.
Pentru toți cei care doresc să se familiarizeze cu cometele mai în detaliu și să afle despre noutățile actuale, site-ul nostru portal vă invită să urmăriți materialele din această secțiune.
Cometa (din greaca veche paros, shaggy) este un mic corp ceresc cu aspect cetos, care se roteste in jurul Soarelui de-a lungul unei sectiuni conice cu o orbita foarte extinsa. Pe măsură ce cometa se apropie de Soare, formează o comă și uneori o coadă de gaz și praf.
Cometele sunt împărțite în funcție de perioada lor orbitală în:
1. Perioada scurta
Până în prezent, au fost descoperite peste 400 de comete cu perioadă scurtă. Dintre acestea, aproximativ 200 au fost observate în timpul a mai mult de un pasaj periheliu. Cometele cu perioadă scurtă (perioade mai mici de 200 de ani) provin din regiunea planetelor exterioare, mișcându-se într-o direcție înainte pe orbite situate aproape de ecliptică. Departe de Soare, cometele de obicei nu au „cozi” dar au uneori o „comă” abia vizibilă în jurul „nucleului”; împreună sunt numite „capul” cometei. Pe măsură ce se apropie de Soare, capul se mărește și apare o coadă. Mulți dintre ei aparțin așa-ziselor familii. De exemplu, majoritatea cometelor cu cea mai scurtă perioadă (revoluția lor completă în jurul Soarelui durează 3-10 ani) formează familia Jupiter. Puțin mai mic ca număr sunt familiile lui Saturn, Uranus și Neptun (cel din urmă, în special, include celebra cometă Halley).
Familii:
- familia lui Jupiter
- Familia Saturn
- Familia Uranus
- Familia Neptun
Când o cometă trece lângă Soare, miezul ei se încălzește și gheața se evaporă, formând o comă de gaz și o coadă. După câteva sute sau mii de astfel de zboruri, nu mai există substanțe fuzibile în miez și încetează să mai fie vizibile. Pentru cometele cu perioadă scurtă care se apropie în mod regulat de Soare, aceasta înseamnă că populațiile lor ar trebui să devină invizibile în mai puțin de un milion de ani. Dar le observăm, prin urmare, reaprovizionarea din comete „proaspete” sosește în mod constant.
Reumplerea cometelor de scurtă perioadă are loc ca urmare a „captării” acestora de către planete, în principal Jupiter. Anterior se credea că au fost capturate cometele cu perioade lungi care vin din norul Oort, dar acum se crede că sursa lor este un disc cometar numit „norul interior Oort”. În principiu, ideea norului Oort nu s-a schimbat, dar calculele au arătat că influența mareelor a Galaxiei și influența norilor masivi de gaz interstelar ar trebui să o distrugă destul de repede. Este nevoie de o sursă de reaprovizionare. O astfel de sursă este acum considerată a fi norul interior Oort, care este mult mai rezistent la influențele mareelor și conține un ordin de mărime mai multe comete decât norul exterior prezis de Oort. După fiecare apropiere a Sistemului Solar de un nor interstelar masiv, cometele din norul exterior Oort se împrăștie în spațiul interstelar și sunt înlocuite cu comete din norul interior.
Tranziția unei comete de pe o orbită aproape parabolică la o orbită de scurtă perioadă are loc atunci când ajunge din urmă cu planeta din spate. De obicei, capturarea unei comete pe o nouă orbită necesită mai multe treceri prin sistemul planetar. Orbita rezultată a unei comete are de obicei o înclinație scăzută și o excentricitate ridicată. Cometa se deplasează de-a lungul ei într-o direcție înainte, iar afeliul orbitei sale (punctul cel mai îndepărtat de Soare) se află aproape de orbita planetei care a capturat-o. Aceste considerații teoretice sunt pe deplin confirmate de statisticile orbitelor cometelor.
2. Perioada lungă
Probabil, cometele cu perioadă lungă ne vin din Norul Oort, care conține un număr mare de nuclee cometare. Corpurile situate la periferia Sistemului Solar sunt, de regulă, formate din substanțe volatile (apă, metan și alte gheață) care se evaporă la apropierea de Soare. Cometele cu perioade lungi (cu perioade orbitale de peste 200 de ani) provin din regiuni de mii de ori mai îndepărtate decât cele mai îndepărtate planete, iar orbitele lor sunt înclinate la tot felul de unghiuri.
Multe comete aparțin acestei clase. Deoarece perioadele lor orbitale sunt de milioane de ani, doar o zece miimi dintre ele apare în vecinătatea Soarelui pe parcursul unui secol. Aproximativ 250 de astfel de comete au fost observate în secolul al XX-lea; prin urmare, sunt milioane în total. În plus, nu toate cometele se apropie suficient de Soare pentru a deveni vizibile: dacă periheliul (punctul cel mai apropiat de Soare) al orbitei cometei se află dincolo de orbita lui Jupiter, atunci este aproape imposibil să-l observi.
Luând în considerare acest lucru, în 1950 Jan Oort a sugerat că spațiul din jurul Soarelui se află la o distanță de 20-100 mii UA. (unități astronomice: 1 UA = 150 milioane km, distanța de la Pământ la Soare) este umplut cu nuclee de cometă, al căror număr este estimat la 10 12, iar masa totală este de 1–100 de mase Pământului. Limita exterioară a „norului de comete” Oort este determinată de faptul că la această distanță de Soare mișcarea cometelor este influențată semnificativ de atracția stelelor vecine și a altor obiecte masive. Stelele se deplasează în raport cu Soarele, influența lor perturbatoare asupra cometelor se modifică, iar acest lucru duce la evoluția orbitelor cometelor. Deci, întâmplător, o cometă poate ajunge pe o orbită care trece aproape de Soare, dar la următoarea revoluție orbita ei se va schimba ușor, iar cometa va trece departe de Soare. Cu toate acestea, în loc de aceasta, cometele „noi” vor cădea constant din norul Oort în vecinătatea Soarelui.
Cometele care sosesc din spațiul adânc arată ca niște obiecte nebuloase cu o coadă în spate, atingând uneori o lungime de câteva milioane de kilometri. Nucleul cometei este un corp de particule solide și gheață învăluit într-o coajă cețoasă numită comă. Un miez cu un diametru de câțiva kilometri poate avea în jurul său o comă de 80 de mii de km în diametru. Fluxuri de lumină solară scot particule de gaz din comă și le aruncă înapoi, trăgându-le într-o coadă lungă și fumurie care se mișcă în spatele ei în spațiu.
Luminozitatea cometelor depinde foarte mult de distanța lor de la Soare. Dintre toate cometele, doar o parte foarte mică se apropie suficient de Soare și Pământ pentru a fi văzută cu ochiul liber. Cele mai proeminente dintre acestea sunt uneori numite „marele comete”.
Mulți dintre meteorii („stelele căzătoare”) pe care îi observăm sunt de origine cometă. Acestea sunt particule pierdute de o cometă care ard atunci când intră în atmosfera unei planete.
Orbită și viteză
Mișcarea nucleului cometei este complet determinată de atracția Soarelui. Forma orbitei unei comete, ca orice alt corp din Sistemul Solar, depinde de viteza și distanța acesteia de la Soare. Viteza medie a unui corp este invers proporțională cu rădăcina pătrată a distanței sale medii până la Soare (a). Dacă viteza este întotdeauna perpendiculară pe vectorul rază îndreptată de la Soare către corp, atunci orbita este circulară, iar viteza se numește viteză circulară (υc) la distanța a. Viteza de evadare din câmpul gravitațional al Soarelui de-a lungul unei orbite parabolice (υp) este de √2 ori mai mare decât viteza circulară la această distanță. Dacă viteza cometei este mai mică decât υ, atunci se mișcă în jurul Soarelui pe o orbită eliptică și nu părăsește niciodată Sistemul Solar. Dar dacă viteza depășește υp, atunci cometa trece pe lângă Soare o dată și îl părăsește pentru totdeauna, mișcându-se de-a lungul unei orbite hiperbolice. Majoritatea cometelor au orbite eliptice, deci aparțin Sistemului Solar. Adevărat, pentru multe comete acestea sunt elipse foarte alungite, aproape de o parabolă; de-a lungul lor, cometele se îndepărtează de Soare foarte departe și pentru o lungă perioadă de timp.
 |
|
COMETE ÎN SISTEMUL SOLAR |
|
Figura prezintă orbitele eliptice ale celor două comete, precum și orbitele aproape circulare ale planetelor și o orbită parabolică. La distanța care separă Pământul de Soare, viteza circulară este de 29,8 km/s, iar viteza parabolică este de 42,2 km/s. Aproape de Pământ, viteza cometei Encke este de 37,1 km/s, iar viteza cometei Halley este de 41,6 km/s; Acesta este motivul pentru care cometa Halley merge mult mai departe de Soare decât cometa Encke.
Produsele de sublimare gazoase exercită presiune reactivă asupra nucleului cometei (asemănătoare reculului unui pistol când este tras), ceea ce duce la evoluția orbitei. Cel mai activ flux de gaz are loc din partea încălzită „de după-amiază” a miezului. Prin urmare, direcția forței de presiune asupra miezului nu coincide cu direcția razelor solare și a gravitației solare. Dacă rotația axială a nucleului și revoluția sa orbitală au loc în aceeași direcție, atunci presiunea gazului în ansamblu accelerează mișcarea nucleului, ducând la o creștere a orbitei. Dacă rotația și circulația au loc în direcții opuse, atunci mișcarea cometei este încetinită și orbita este scurtată. Dacă o astfel de cometă a fost capturată inițial de Jupiter, atunci după un timp orbita sa se află în întregime în regiunea planetelor interioare. Probabil asta s-a întâmplat cu cometa Encke.
Nomenclatura cometelor
În ultimele secole, regulile de denumire a cometelor au fost schimbate și clarificate în mod repetat. Până la începutul secolului al XX-lea, majoritatea cometelor erau denumite după anul în care au fost descoperite, uneori cu clarificări suplimentare privind luminozitatea sau anotimpul anului dacă au existat mai multe comete în acel an. De exemplu, „Marea cometă din 1680”, „Marea cometă din septembrie 1882”, „Cometa de zi din 1910” („Marea cometă din ianuarie 1910”).
După ce Halley a demonstrat că cometele din 1531, 1607 și 1682 erau aceeași cometă și a prezis revenirea ei în 1759, această cometă a devenit cunoscută sub numele de Cometa Halley. De asemenea, a doua și a treia cometă periodică cunoscută au primit numele Encke și Biela în onoarea oamenilor de știință care au calculat orbita cometelor, în ciuda faptului că prima cometă a fost observată de Mechain, iar a doua de Messier în secolul al XVIII-lea. Mai târziu, cometele periodice au fost de obicei numite după descoperitorii lor. Cometele observate în timpul unui singur pasaj periheliu au continuat să fie denumite după anul apariției lor.
La începutul secolului al XX-lea, când descoperirile de comete au devenit un eveniment frecvent, a fost elaborată o convenție pentru denumirea cometelor, care rămâne valabilă până în zilele noastre. O cometă este numită numai după ce a fost descoperită de trei observatori independenți. În ultimii ani, multe comete au fost descoperite folosind instrumente operate de echipe mari de oameni de știință. În astfel de cazuri, cometele sunt numite după instrumentele lor. De exemplu, cometa C/1983 H1 (IRAS - Araki - Alcock) a fost descoperită independent de satelitul IRAS și de astronomii amatori Genichi Araki și George Alcock. În trecut, dacă un grup de astronomi a descoperit mai multe comete, un număr a fost adăugat la nume (dar numai pentru cometele periodice), cum ar fi Comet Shoemaker-Levy 1-9. Multe comete sunt acum descoperite de o serie de instrumente, ceea ce face ca un astfel de sistem să fie nepractic. În schimb, se folosește un sistem special de denumire a cometelor.
Înainte de 1994, cometele au primit pentru prima dată denumiri temporare constând din anul descoperirii lor și o literă minusculă latină care indică ordinea în care au fost descoperite într-un anumit an (de exemplu, cometa 1969i a fost a noua cometă descoperită în 1969). După ce cometa a trecut de periheliu, orbita sa a fost stabilită în mod fiabil, după care cometa a primit o desemnare permanentă, constând din anul trecerii periheliului și o cifră romană care indică ordinea trecerii periheliului într-un anumit an. Așadar, cometa 1969i a primit denumirea permanentă 1970 II (a doua cometă care a trecut de periheliu în 1970).
Pe măsură ce numărul cometelor descoperite a crescut, această procedură a devenit foarte incomod. În 1994, Uniunea Astronomică Internațională a aprobat un nou sistem de denumire a cometelor. În prezent, numele unei comete include anul descoperirii, o literă care indică jumătatea lunii în care a avut loc descoperirea și numărul descoperirii în acea jumătate a lunii. Acest sistem este similar cu cel folosit pentru a numi asteroizii. Astfel, a patra cometă, descoperită în a doua jumătate a lunii februarie 2006, primește denumirea 2006 D4. Numele unei comete este precedat de un prefix care indică natura cometei. Se folosesc următoarele prefixe:
P/ - cometă cu perioadă scurtă (adică o cometă a cărei perioadă este mai mică de 200 de ani, sau care a fost observată la două sau mai multe pasaje de periheliu);
C/ - cometă cu perioadă lungă;
X/ - o cometă pentru care nu a putut fi calculată o orbită sigură (de obicei pentru cometele istorice);
D/ - cometele s-au prăbușit sau s-au pierdut;
A/ - obiecte care au fost luate din greșeală drept comete, dar de fapt s-au dovedit a fi asteroizi.
De exemplu, cometa Hale-Bopp a fost desemnată C/1995 O1. De obicei, după a doua trecere observată de periheliu, cometele periodice primesc un număr de serie. Astfel, cometa Halley a fost descoperită pentru prima dată în 1682. Denumirea sa în acel aspect conform sistemului modern este 1P/1682 Q1. Cometele care au fost descoperite pentru prima dată ca asteroizi păstrează o denumire de litere. De exemplu, P/2004 EW38 (Catalina-LINEAR).
Structura cometelor
Cometa este formată din:
1. Miez
2. Comă
3. Coada
În centrul comei există un nucleu - un corp solid sau un conglomerat de corpuri cu un diametru de câțiva kilometri. Aproape toată masa cometei este concentrată în nucleul ei; această masă este de miliarde de ori mai mică decât cea a pământului. Conform modelului lui F. Whipple, nucleul cometei este format dintr-un amestec de diverse gheață, în principal gheață de apă cu un amestec de dioxid de carbon înghețat, amoniac și praf. Acest model este confirmat atât de observațiile astronomice, cât și de măsurătorile directe de la nave spațiale din apropierea nucleelor cometelor Halley și Giacobini–Zinner în 1985–1986.
Nucleele cometelor sunt rămășițele materiei primare a Sistemului Solar, care a alcătuit discul protoplanetar. Prin urmare, studiul lor ajută la restabilirea imaginii formării planetelor, inclusiv a Pământului. În principiu, unele comete ar putea veni la noi din spațiul interstelar, dar până acum nici o astfel de cometă nu a fost identificată în mod fiabil.
Când o cometă se apropie de Soare, miezul ei se încălzește și gheața se sublimează, adică. se evaporă fără să se topească. Gazul rezultat se împrăștie în toate direcțiile din nucleu, luând cu el particule de praf și creând o comă. Moleculele de apă distruse de lumina soarelui formează o coroană uriașă de hidrogen în jurul nucleului cometei. Pe lângă atracția solară, forțele de respingere acționează și asupra materiei rarefiate a unei comete, datorită căreia se formează o coadă. Moleculele neutre, atomii și particulele de praf sunt afectate de presiunea luminii solare, în timp ce moleculele și atomii ionizați sunt afectați mai puternic de presiunea vântului solar.
Comportamentul particulelor care formează coada a devenit mult mai clar după studiul direct al cometelor în 1985-1986. Coada plasmei, constând din particule încărcate, are o structură magnetică complexă cu două regiuni de polaritate diferită. Pe partea de comă îndreptată spre Soare, se formează o undă de șoc frontală, prezentând activitate plasmatică ridicată.
Deși coada și coma conțin mai puțin de o milioneme din masa cometei, 99,9% din lumină provine din aceste formațiuni de gaz și doar 0,1% din nucleu. Cert este că miezul este foarte compact și are, de asemenea, un coeficient de reflexie scăzut (albedo).
Principalele componente gazoase ale cometelor sunt enumerate în ordinea descrescătoare a conținutului lor. Mișcarea gazului în cozile cometelor arată că acesta este puternic influențat de forțele negravitaționale. Strălucirea gazului este excitată de radiația solară. |
||
Atomi |
Molecule |
Ioni |
COMPONENTE DE GAZ ALE COMETEI |
||
Particulele pierdute de cometă se mișcă pe orbitele lor și, intrând în atmosferele planetelor, provoacă formarea de meteoriți („stelele căzătoare”). Majoritatea meteorilor pe care îi observăm sunt asociați cu particule cometare. Uneori, distrugerea cometelor este mai catastrofală. Cometa Bijela, descoperită în 1826, s-a împărțit în două părți în fața observatorilor în 1845. Când această cometă a fost văzută ultima dată în 1852, bucățile nucleului ei se aflau la milioane de kilometri distanță unele de altele. Fisiunea nucleară anunță de obicei dezintegrarea completă a unei comete. În 1872 și 1885, când cometa lui Bijela, dacă nu i s-ar fi întâmplat nimic, ar fi traversat orbita Pământului, s-au observat ploi de meteori neobișnuit de puternice.
Să vă spunem mai detaliat despre fiecare element al structurii cometei:
CORE
Nucleul este partea solidă a cometei în care este concentrată aproape toată masa sa. Nucleele cometelor sunt în prezent inaccesibile observațiilor telescopice, deoarece sunt ascunse de materia luminoasă care se formează continuu.
Conform celui mai comun model Whipple, miezul este un amestec de gheață intercalate cu particule de materie meteorică (teoria „bulgărelui de zăpadă murdar”). Cu această structură, straturile de gaze înghețate alternează cu straturi de praf. Pe măsură ce gazele se încălzesc, ele se evaporă și poartă cu ele nori de praf. Aceasta explică formarea cozilor de gaz și praf în comete.
Conform studiilor efectuate folosind stația automată americană Deep Impact, lansată în 2005, miezul este format dintr-un material foarte afânat și este un bulgăre de praf cu pori care ocupă 80% din volumul său.
Nucleele cometelor constau din gheață cu adaos de praf cosmic și compuși volatili înghețați: monoxid și dioxid de carbon, metan, amoniac.
 |
|
COMETE ÎN SISTEMUL SOLAR |
|
Miezul are un albedo destul de scăzut, aproximativ 4%. Conform ipotezei principale, acest lucru se explică prin prezența unei matrice de praf formată în timpul evaporării gheții și a acumulării de particule de praf la suprafață, similar modului în care un strat de morenă de suprafață crește în timpul retragerii ghețarilor de pe Pământ. Un studiu al cometei Halley efectuat de sonda Giotto a constatat că aceasta reflectă doar 4% din lumina incidentă asupra ei, iar Deep Space 1 a măsurat albedo-ul cometei Borelli, care a fost doar 2,5-3,0%. Există, de asemenea, sugestii că suprafața nu este acoperită cu o matrice de praf, ci cu o matrice de compuși organici complecși, de culoare închisă precum gudronul sau bitumul. Ipotetic, pe unele comete, în timp, activitatea poate dispărea, odată cu încetarea sublimării.
Până în prezent, există puține comete ale căror nuclee au fost observate direct. Utilizarea navelor spațiale a făcut posibilă studierea directă a comelor și nucleelor acestora și obținerea de imagini de aproape.
ÎNTÂLNIREA CU O COMETA |
- Cometa Halley a devenit prima cometă explorată de nave spațiale. Pe 6 și 9 martie 1986, Vega-1 și Vega-2 au trecut la o distanță de 8890 și 8030 km de nucleul cometei. Ei au transmis 1.500 de imagini ale aureolei interioare și, pentru prima dată în istorie, fotografii ale nucleului și au efectuat o serie de observații instrumentale. Datorită observațiilor lor, a fost posibilă ajustarea orbita următoarei sonde spațiale, sonda Giotto a Agenției Spațiale Europene, care a făcut posibilă zborul și mai aproape pe 14 martie, la o distanță de 605 km. La studiul cometei au contribuit și două nave spațiale japoneze: Suisei (zborul pe 8 martie, 150 mii km) și Sakigake (10 martie, 7 milioane km, folosit pentru a ghida nava spațială anterioară). Toate aceste 5 nave spațiale care au explorat cometa Halley în timpul trecerii acesteia în 1986 au primit numele neoficial „Armada lui Halley”. |
ÎNTÂLNIREA CU O COMETA |
Mărimea nucleului cometei poate fi estimată din observații într-un moment în care aceasta este departe de Soare și nu este învăluită într-o înveliș de gaz și praf. În acest caz, lumina este reflectată doar de suprafața solidă a miezului, iar luminozitatea sa aparentă depinde de aria secțiunii transversale și de reflectanța (albedo).
Sublimarea - trecerea unei substanțe de la starea solidă la starea gazoasă este importantă pentru fizica cometelor. Măsurătorile luminozității și spectrelor de emisie ale cometelor au arătat că topirea gheții principale începe la o distanță de 2,5–3,0 UA, așa cum ar trebui să fie dacă gheața este în principal apă. Acest lucru a fost confirmat prin studierea cometelor Halley și Giacobini-Zinner. Gazele observate mai întâi pe măsură ce cometa se apropie de Soare (CN, C 2) sunt probabil dizolvate în gheață de apă și formează hidrați de gaz (clatrați). Modul în care această gheață „compozită” se va sublima depinde în mare măsură de proprietățile termodinamice ale gheții de apă. Sublimarea amestecului de praf-gheață are loc în mai multe etape. Fluxuri de gaz și particule mici și pufoase de praf colectate de acestea părăsesc miezul, deoarece atracția la suprafața sa este extrem de slabă. Dar fluxul de gaz nu transportă particulele de praf dense sau interconectate și se formează o crustă de praf. Apoi razele soarelui încălzesc stratul de praf, căldura trece înăuntru, gheața se sublimează, iar fluxurile de gaz se sparg, rupând crusta de praf. Aceste efecte au devenit evidente în timpul observării cometei Halley în 1986: sublimarea și scurgerea gazelor au avut loc doar în câteva regiuni din nucleul cometei iluminate de Soare. Este probabil ca gheața să fi fost expusă în aceste zone, în timp ce restul suprafeței a fost acoperită cu crustă. Gazul și praful eliberați formează structurile observabile în jurul nucleului cometei.
COMĂ
Granulele de praf și gazul moleculelor neutre formează o comă aproape sferică a cometei. De obicei, coma se întinde de la 100 de mii la 1 milion de km de nucleu. Presiunea ușoară poate deforma coma, întinzând-o într-o direcție anti-solară.
Coma este o cochilie ușoară, ceață, în formă de ceașcă, formată din gaze și praf. Coma, împreună cu nucleul, formează capul cometei. Cel mai adesea, o comă constă din trei părți principale:
- Comă internă(molecular, chimic și fotochimic). Cele mai intense procese fizice și chimice au loc aici.
- Comă vizibilă(comă radicală).
- Comă ultravioletă(atomic).
 |
|
Imagine a cometei C/2001 Q4 (NEAT) |
|
COMETE ÎN SISTEMUL SOLAR |
|
Deoarece miezul de gheață este în mare parte apă, coma conține în principal molecule de H 2 O. Fotodisociarea descompune H 2 O în H și OH, iar apoi OH în O și H. Atomii de hidrogen rapid zboară departe de nucleu înainte de a deveni ionizați și formează o coroană de hidrogen, a cărei dimensiune aparentă depășește adesea discul solar.
COADĂ
Coada unei comete este o dâră alungită de praf și gaz de materie cometă, formată pe măsură ce cometa se apropie de Soare și vizibilă datorită împrăștierii luminii solare pe ea. De obicei, îndreptat departe de Soare.
Pe măsură ce o cometă se apropie de Soare, substanțele volatile cu puncte de fierbere scăzute, cum ar fi apa, monoxidul, monoxidul de carbon, metanul, azotul și eventual alte gaze înghețate, încep să se sublimeze de la suprafața nucleului său. Acest proces duce la formarea comei. Evaporarea acestei gheață murdară eliberează particule de praf care sunt gazate din miez. Moleculele de gaz aflate în comă absorb lumina soarelui și apoi o re-emit la diferite lungimi de undă (acest fenomen se numește fluorescență), iar particulele de praf împrăștie lumina soarelui în direcții diferite fără a modifica lungimea de undă. Ambele procese au ca rezultat coma să devină vizibilă pentru un observator din exterior.
În ciuda faptului că mai puțin de o milioneme din masa cometei este concentrată în coadă și comă, aproape 99,9% din strălucirea pe care o observăm pe măsură ce cometa trece prin cer provine din aceste formațiuni de gaz. Cert este că miezul este foarte compact și are un coeficient de reflexie scăzut (albedo).
Cozile cometelor variază în lungime și formă. Unele comete le au întinzându-se pe întreg cerul. De exemplu, coada cometei care a apărut în 1944 avea 20 de milioane de km lungime. Și cometa C/1680 V1 avea o coadă care se întindea pe 240 de milioane de km. Au fost înregistrate și cazuri de separare a cozii de la o cometă (C/2007 N3 (Lulin)).
Cozile cometelor nu au contururi ascuțite și sunt aproape transparente - stelele sunt clar vizibile prin ele - deoarece sunt formate din materie extrem de rarefiată (densitatea sa este mult mai mică decât densitatea gazului eliberat de o brichetă). Compoziția sa este variată: gaz sau particule minuscule de praf, sau un amestec al ambelor. Compoziția majorității granulelor de praf este similară cu materialul de asteroizi din sistemul solar, așa cum a relevat studiul navei spațiale Stardust asupra cometei 81P/Wilda. În esență, acesta este „nimic vizibil”: o persoană poate observa cozile cometelor doar pentru că gazul și praful strălucesc. În acest caz, strălucirea gazului este asociată cu ionizarea acestuia de către razele ultraviolete și fluxurile de particule ejectate de pe suprafața solară, iar praful pur și simplu împrăștie lumina soarelui.
Teoria cozilor și formelor cometei a fost dezvoltată la sfârșitul secolului al XIX-lea de astronomul rus Fyodor Bredikhin. El aparține, de asemenea, clasificării cozilor de cometă, care este folosită în astronomia modernă.
Bredikhin a propus clasificarea cozilor de cometă în trei tipuri principale:
- Tipul I Drept și îngust, îndreptat direct de la Soare;
- tipul II. Lat și ușor curbat, care se îndepărtează de Soare;
- tipul III. Scurt, puternic deviat de la lumina centrală.
Astronomii explică aceste forme diferite de cozi de cometă după cum urmează. Particulele care alcătuiesc cometele au compoziții și proprietăți diferite și răspund diferit la radiația solară. Astfel, căile acestor particule „diverge” în spațiu, iar cozile călătorilor în spațiu iau forme diferite.
Viteza unei particule emise din nucleul cometei constă în viteza dobândită ca urmare a acțiunii Soarelui - este direcționată de la Soare către particulă și viteza de mișcare a cometei, al cărei vector este tangent. pe orbita sa, prin urmare particulele emise la un moment dat nu vor fi localizate, în general, pe linie dreaptă, ci pe o curbă numită sindinamie. Syndina va reprezenta poziția cozii cometei în acel moment în timp. În timpul ejecțiilor individuale ascuțite, particulele formează segmente sau linii pe sindină la un unghi față de aceasta, numite sincrone. Cât de mult va diferi coada cometei față de direcția de la Soare la cometă depinde de masa particulelor și de acțiunea Soarelui.
Efectul radiației solare asupra unei comă duce la formarea cozii unei comete. Dar și aici praful și gazul se comportă diferit. Radiația ultravioletă de la soare ionizează unele dintre moleculele de gaz, iar presiunea vântului solar, care este un flux de particule încărcate emise de Soare, împinge ionii, întinzând coma într-o coadă lungă care se poate extinde pe mai mult de 100 de milioane. kilometri. Modificările fluxului vântului solar pot duce la modificări rapide observate în aspectul cozii și chiar la spargerea totală sau parțială. Ionii sunt accelerați de vântul solar la viteze de zeci și sute de kilometri pe secundă, mult mai mari decât viteza mișcării orbitale a cometei. Prin urmare, mișcarea lor este îndreptată aproape exact în direcția de la Soare, la fel ca și coada de tip I pe care o formează. Cozile ionilor au o strălucire albăstruie datorită fluorescenței. Vântul solar nu are aproape niciun efect asupra prafului de cometă; este împins din comă de presiunea luminii solare. Praful este accelerat de lumină mult mai slabă decât ionii de către vântul solar, astfel încât mișcarea lui este determinată de viteza orbitală inițială de mișcare și accelerație sub influența presiunii luminii. Praful rămâne în urma cozii ionice și formează cozi de tip II sau III curbate în direcția orbitei. sterilul de tip II este format dintr-un flux uniform de praf de la suprafață. Cozile de tip III sunt rezultatul unei eliberări pe termen scurt a unui nor mare de praf. Datorită răspândirii accelerațiilor dobândite de boabele de praf de diferite dimensiuni sub influența presiunii ușoare, norul inițial este de asemenea întins într-o coadă, de obicei curbată și mai puternic decât coada de tip II. Cozile de praf strălucesc cu o lumină roșiatică difuză.
Coada de praf este de obicei uniformă și se întinde pe milioane și zeci de milioane de kilometri. Este format din boabe de praf aruncate din miez în direcția antisolară de presiunea luminii solare și are o culoare gălbuie deoarece boabele de praf împrăștie pur și simplu lumina soarelui. Structurile cozii de praf pot fi explicate prin erupția neuniformă a prafului din miez sau prin distrugerea boabelor de praf.
Coada plasmei, lungă de zeci sau chiar sute de milioane de kilometri, este o manifestare vizibilă a interacțiunii complexe dintre cometă și vântul solar. Unele molecule care părăsesc nucleul sunt ionizate de radiația solară, formând ioni moleculari (H 2 O +, OH +, CO +, CO 2 +) și electroni. Această plasmă împiedică mișcarea vântului solar, care este pătruns de un câmp magnetic. Când cometa lovește cometa, liniile de câmp se înfășoară în jurul ei, luând forma unui ac de păr și creând două zone de polaritate opusă. Ionii moleculari sunt capturați în această structură magnetică și formează o coadă de plasmă vizibilă în partea centrală, cea mai densă, care are o culoare albastră datorită benzilor spectrale de CO+. Rolul vântului solar în formarea cozilor de plasmă a fost stabilit de L. Biermann și H. Alfven în anii 1950. Calculele lor au confirmat măsurătorile de la navele spațiale care au zburat prin cozile cometelor Giacobini–Zinner și Halley în 1985 și 1986.
Mai apar și alte fenomene de interacțiune cu vântul solar, care lovește cometa cu o viteză de aproximativ 400 km/s și formează în fața acesteia o undă de șoc, în care materia vântului și capul cometei se compactează. în coada plasmei. Procesul de „captură” joacă un rol semnificativ; esența sa este că moleculele neutre ale cometei pătrund liber în fluxul vântului solar, dar imediat după ionizare încep să interacționeze activ cu câmpul magnetic și sunt accelerate la energii semnificative. Adevărat, uneori se observă ioni moleculari foarte energici care sunt inexplicabili din punctul de vedere al mecanismului indicat. Procesul de captare excită, de asemenea, undele de plasmă în volumul gigantic al spațiului din jurul nucleului. Observarea acestor fenomene prezintă un interes fundamental pentru fizica plasmei.
„Ruperea de coadă” este o priveliște minunată. După cum se știe, în stare normală coada plasmei este conectată la capul cometei printr-un câmp magnetic. Cu toate acestea, adesea coada se rupe de cap și rămâne în urmă, iar în locul ei se formează una nouă. Acest lucru se întâmplă atunci când o cometă trece prin limita regiunilor vântului solar cu un câmp magnetic direcționat opus. În acest moment, structura magnetică a cozii este rearanjată, ceea ce arată ca o rupere și formarea unei noi cozi. Topologia complexă a câmpului magnetic duce la accelerarea particulelor încărcate; Acest lucru poate explica apariția ionilor rapizi menționați mai sus.
Anti-Coada este un termen folosit în astronomie pentru a descrie unul dintre cele trei tipuri de cozi care apar pe o cometă pe măsură ce se apropie de Soare. Particularitatea acestei cozi este că, spre deosebire de celelalte două cozi, praf și gaz, este îndreptată spre Soare și nu departe de acesta, deci este opusă geometric cu celelalte cozi. Anticoada este formată din particule mari de praf, care, datorită masei și dimensiunii lor, sunt slab afectate de vântul solar și, de regulă, rămân în planul orbitei cometei, luând în cele din urmă forma unui disc. Datorită concentrației destul de scăzute de particule de praf, este aproape imposibil să vezi acest disc în condiții normale. Prin urmare, poate fi detectat doar când este suficient de luminos pentru a fi observat. Acest lucru devine posibil într-o perioadă scurtă de timp când Pământul traversează planul orbitei cometei. Ca rezultat, discul devine vizibil sub forma unei mici cozi îndreptate departe de Soare.
Deoarece particulele de praf iau forma unui disc, este destul de natural ca anticoada să existe nu numai în față, ci și în spatele și pe părțile laterale ale cometei. Dar pe părțile laterale ale cometei nu este vizibilă din cauza nucleului cometarului, iar în spatele lui se pierde în spatele prafului și cozilor de gaz mai dense și mai strălucitoare.
Majoritatea cometelor care trec sunt prea mici pentru a detecta o anticoadă, dar există unele comete suficient de mari pentru a face acest lucru, cum ar fi cometa C/1995 O1 (Hale-Bopp) în 1997.
Cometă degenerată
O cometă degenerată este una care și-a pierdut majoritatea substanțelor volatile și, prin urmare, nu mai formează coadă sau comă pe măsură ce se apropie de Soare. Toate substanțele volatile s-au evaporat deja din nucleul cometei, iar rocile rămase constau în principal din elemente nevolatile relativ grele, similare cu cele obișnuite pe suprafața asteroizilor. Cometele dispărute sunt corpuri cerești mici, întunecate, care sunt foarte greu de detectat chiar și cu cele mai puternice telescoape.
Pentru ca o cometă să dispară, nu trebuie să-și piardă toate substanțele volatile: este suficient ca acestea să fie sigilate sub un strat de compuși sedimentari nevolatili. Astfel de straturi se pot forma dacă suprafața cometei conține compuși nevolatili. Pe măsură ce gazele și alte substanțe volatile se evaporă, compușii nevolatili se așează și se acumulează pentru a forma o crustă de câțiva centimetri grosime, care în cele din urmă blochează complet accesul energiei solare în straturile profunde. Drept urmare, căldura soarelui nu mai poate străpunge această crustă și le poate încălzi la o temperatură la care ar începe să se evapore - cometa se transformă în dispariție. Aceste tipuri de comete sunt uneori numite ascunse sau latente. Un exemplu de astfel de corp este asteroidul (14827) Hypnos.
Termenul de cometă inactivă este folosit și pentru a descrie cometele inactive care pot deveni active dacă sunt suficient de aproape de Soare. De exemplu, în timpul trecerii periheliului în 2008, activitatea cometă a asteroidului (52872) Okiroya s-a intensificat semnificativ. Iar asteroidul (60558) Echeclus, după ce a fost înregistrată apariția unei comei, a primit și denumirea de cometă 174P/Echeclus.
Când asteroizii și cometele au fost împărțite în două clase diferite, principalele diferențe dintre aceste clase nu au fost formulate pentru o lungă perioadă de timp. Această problemă a fost rezolvată abia în 2006 la cea de-a 26-a Adunare Generală de la Praga. Principala diferență dintre un asteroid și o cometă a fost recunoscută a fi aceea că o cometă, pe măsură ce se apropie de Soare, formează o comă în jurul ei din cauza sublimării gheții de lângă suprafață sub influența radiației solare, în timp ce un asteroid nu formează niciodată un comă. Drept urmare, unele obiecte au primit două denumiri simultan, deoarece la început au fost clasificate ca asteroizi, dar apoi, când a fost detectată activitate cometă în ele, au primit și o denumire de cometă. O altă diferență este că cometele tind să aibă orbite mai alungite decât majoritatea asteroizilor - prin urmare, „asteroizii” cu excentricitate orbitală mare sunt mai probabil să fie nucleele cometelor dispărute. Un alt indicator important este apropierea orbitei de Soare: se presupune că majoritatea obiectelor care se mișcă pe orbite apropiate de Soare sunt și comete dispărute. Aproximativ 6% din toți asteroizii din apropierea Pământului sunt comete dispărute care și-au epuizat deja complet rezervele de substanțe volatile. Este foarte posibil ca toate cometele să-și piardă mai devreme sau mai târziu toate substanțele volatile și să se transforme în asteroizi.
