Kometa(mula sa sinaunang Griyego. κομ?της , kom?t?s - “balbon, balbon”) - isang maliit na nagyeyelong celestial na katawan na gumagalaw sa orbit sa Solar System, na bahagyang sumingaw kapag papalapit sa Araw, na nagreresulta sa isang nagkakalat na shell ng alikabok at gas, pati na rin ang isa o mas maraming buntot.
Ang unang hitsura ng isang kometa, na naitala sa mga salaysay, ay nagsimula noong 2296 BC. At ito ay ginawa ng isang babae, ang asawa ni Emperor Yao, na nagsilang ng isang anak na lalaki na kalaunan ay naging Emperador Ta-Yu, ang nagtatag ng dinastiyang Khia. Mula sa sandaling ito na sinusubaybayan ng mga astronomong Tsino ang kalangitan sa gabi at salamat lamang sa kanila, alam natin ang tungkol sa petsang ito. Ang kasaysayan ng cometary astronomy ay nagsisimula dito. Ang mga Intsik ay hindi lamang inilarawan ang mga kometa, ngunit nagplano din ng mga landas ng mga kometa sa isang mapa ng bituin, na nagpapahintulot sa mga modernong astronomo na makilala ang pinakamaliwanag sa kanila, masubaybayan ang ebolusyon ng kanilang mga orbit, at makakuha ng iba pang kapaki-pakinabang na impormasyon.
Imposibleng hindi mapansin ang isang pambihirang panoorin sa kalangitan kapag ang isang mahamog na katawan ay nakikita sa kalangitan, kung minsan ay napakaliwanag na maaari itong kumislap sa mga ulap (1577), na tinatakpan maging ang Buwan. Aristotle noong ika-4 na siglo BC ipinaliwanag ang kababalaghan ng isang kometa tulad ng sumusunod: ang liwanag, mainit-init, "dry pneuma" (mga gas ng Earth) ay tumataas sa mga hangganan ng atmospera, nahuhulog sa globo ng makalangit na apoy at nag-aapoy - ito ay kung paano nabuo ang "tailed star" . Nagtalo si Aristotle na ang mga kometa ay nagdudulot ng matinding bagyo at tagtuyot. Ang kanyang mga ideya ay karaniwang tinatanggap sa loob ng dalawang libong taon. Sa Middle Ages, ang mga kometa ay itinuturing na mga harbinger ng mga digmaan at epidemya. Kaya, ang pagsalakay ng Norman sa Southern England noong 1066 ay nauugnay sa paglitaw ng kometa ni Halley sa kalangitan. Ang pagbagsak ng Constantinople noong 1456 ay nauugnay din sa hitsura ng isang kometa sa kalangitan. Habang pinag-aaralan ang hitsura ng isang kometa noong 1577, natukoy ni Tycho Brahe na ito ay gumagalaw nang malayo sa orbit ng Buwan. Ang oras upang pag-aralan ang mga orbit ng mga kometa ay nagsimula na...
Ang unang panatiko na sabik na tumuklas ng mga kometa ay isang empleyado ng Paris Observatory, si Charles Messier. Siya ay pumasok sa kasaysayan ng astronomiya bilang ang compiler ng isang catalog ng nebulae at star clusters, na nilayon upang maghanap ng mga kometa, upang hindi mapagkamalang mga bagong kometa ang malalayong malalayong bagay. Sa mahigit 39 na taon ng mga obserbasyon, natuklasan ni Messier ang 13 bagong kometa! Sa unang kalahati ng ika-19 na siglo, lalo na nakilala ni Jean Pons ang kanyang sarili sa mga "tagahuli" ng mga kometa. Ang tagapag-alaga ng Marseille Observatory, at nang maglaon ang direktor nito, ay nagtayo ng isang maliit na amateur teleskopyo at, kasunod ng halimbawa ng kanyang kababayang Messier, nagsimulang maghanap ng mga kometa. Ang bagay ay naging lubhang kawili-wili anupat sa loob ng 26 na taon ay natuklasan niya ang 33 bagong kometa! Hindi nagkataon na tinawag ito ng mga astronomo na "Comet Magnet." Ang rekord na itinakda ni Pons ay nananatiling hindi malalampasan hanggang ngayon. Humigit-kumulang 50 kometa ang magagamit para sa pagmamasid. Noong 1861, kinuha ang unang larawan ng isang kometa. Gayunpaman, ayon sa data ng archival, isang talaan na may petsang Setyembre 28, 1858 ang natuklasan sa mga talaan ng Harvard University, kung saan iniulat ni Georg Bond ang isang pagtatangka na kumuha ng photographic na imahe ng kometa sa focus ng isang 15" refractor! Sa isang shutter bilis ng 6", ang pinakamaliwanag na bahagi ng pagkawala ng malay na may sukat na 15 arc segundo ay ginawa. Ang larawan ay hindi napanatili.
Ang 1999 Comet Orbit Catalog ay naglalaman ng 1,722 orbit para sa 1,688 cometary appearances mula sa 1,036 iba't ibang mga kometa. Mula noong sinaunang panahon hanggang sa kasalukuyan, humigit-kumulang 2000 kometa ang napansin at inilarawan. Sa 300 taon mula noong Newton, ang mga orbit ng higit sa 700 sa kanila ay nakalkula. Ang mga pangkalahatang resulta ay ang mga sumusunod. Karamihan sa mga kometa ay gumagalaw sa mga ellipse, katamtaman o malakas na pahaba. Kinukuha ng Comet Encke ang pinakamaikling ruta - mula sa orbit ng Mercury hanggang Jupiter at pabalik sa loob ng 3.3 taon. Ang pinakamalayo sa mga naobserbahan nang dalawang beses ay isang kometa na natuklasan noong 1788 ni Caroline Herschel at bumalik pagkalipas ng 154 taon mula sa layong 57 AU. Noong 1914, itinakda ng Kometa ni Delavan ang record ng distansya. Aalis ito sa 170,000 AU. at "matatapos" pagkatapos ng 24 milyong taon.
Sa ngayon, higit sa 400 short-period comets ang natuklasan. Sa mga ito, humigit-kumulang 200 ang naobserbahan sa higit sa isang perihelion passage. Marami sa kanila ay nabibilang sa mga tinatawag na pamilya. Halimbawa, humigit-kumulang 50 sa pinakamaikling panahon na mga kometa (ang kanilang kumpletong pag-ikot sa Araw ay tumatagal ng 3-10 taon) ang bumubuo sa pamilyang Jupiter. Bahagyang mas maliit sa bilang ang mga pamilya ng Saturn, Uranus at Neptune (ang huli, lalo na, kasama ang sikat na Comet Halley).
Ang mga obserbasyon sa terrestrial ng maraming mga kometa at ang mga resulta ng mga pag-aaral ng Halley's Comet gamit ang spacecraft noong 1986 ay nagpatunay sa hypothesis na unang ipinahayag ni F. Whipple noong 1949 na ang nuclei ng mga kometa ay parang "maruming snowball" na ilang kilometro ang lapad. Lumilitaw na binubuo ang mga ito ng frozen na tubig, carbon dioxide, methane at ammonia na may alikabok at mabatong bagay na nagyelo sa loob. Habang papalapit ang kometa sa Araw, ang yelo ay nagsisimulang sumingaw sa ilalim ng impluwensya ng init ng araw, at ang tumatakas na gas ay bumubuo ng isang nagkakalat na maliwanag na globo sa paligid ng nucleus, na tinatawag na coma. Ang coma ay maaaring umabot sa isang milyong kilometro ang lapad. Ang nucleus mismo ay masyadong maliit upang makita nang direkta. Ang mga obserbasyon sa hanay ng ultraviolet ng spectrum na ginawa mula sa spacecraft ay nagpakita na ang mga kometa ay napapalibutan ng malalaking ulap ng hydrogen, maraming milyong kilometro ang laki. Ang hydrogen ay ginawa sa pamamagitan ng agnas ng mga molekula ng tubig sa ilalim ng impluwensya ng solar radiation. Noong 1996, natuklasan ang paglabas ng X-ray mula sa kometa na Hyakutake, at pagkatapos ay natuklasan na ang ibang mga kometa ay pinagmumulan ng X-ray radiation.
Ang mga obserbasyon noong 2001, na isinagawa gamit ang high-dispersive spectrometer ng Subara telescope, ay nagpapahintulot sa mga astronomo na sukatin sa unang pagkakataon ang temperatura ng frozen na ammonia sa nucleus ng kometa. Halaga ng temperatura sa 28 + 2 degrees Kelvin ay nagmumungkahi na ang Comet LINEAR (C/1999 S4) ay nabuo sa pagitan ng mga orbit ng Saturn at Uranus. Nangangahulugan ito na hindi lamang matutukoy ng mga astronomo ang mga kondisyon kung saan nabuo ang mga kometa, ngunit mahahanap din kung saan sila nagmula. Gamit ang spectral analysis, natuklasan ang mga organikong molekula at particle sa mga ulo at buntot ng mga kometa: atomic at molecular carbon, carbon hybrid, carbon monoxide, carbon sulfide, methyl cyanide; mga di-organikong bahagi: hydrogen, oxygen, sodium, calcium, chromium, cobalt, manganese, iron, nickel, copper, vanadium. Ang mga molekula at atomo na naobserbahan sa mga kometa, sa karamihan ng mga kaso, ay "mga fragment" ng mas kumplikadong mga molekula ng magulang at mga molekular na kumplikado. Ang likas na katangian ng pinagmulan ng mga molekula ng magulang sa cometary nuclei ay hindi pa nalulutas. Sa ngayon ay malinaw lamang na ang mga ito ay napakasalimuot na mga molekula at mga compound tulad ng mga amino acid! Ang ilang mga mananaliksik ay naniniwala na ang naturang kemikal na komposisyon ay maaaring magsilbing isang katalista para sa paglitaw ng buhay o ang paunang kondisyon para sa pinagmulan nito kapag ang mga kumplikadong compound na ito ay pumasok sa atmospera o sa ibabaw ng mga planeta na may sapat na matatag at kanais-nais na mga kondisyon.

Maaaring magtaka ang mga taong nanonood ng bumabagsak na bituin sa langit, ano ang kometa? Ang salitang ito na isinalin mula sa Griyego ay nangangahulugang "mahaba ang buhok". Habang papalapit ito sa Araw, ang asteroid ay nagsisimulang uminit at nagiging mabisang anyo: ang alikabok at gas ay nagsimulang lumipad palayo sa ibabaw ng kometa, na bumubuo ng isang maganda, maliwanag na buntot.

Ang hitsura ng mga kometa

Ang hitsura ng mga kometa ay halos imposible upang mahulaan. Ang mga siyentipiko at mga baguhan ay binibigyang pansin sila mula noong sinaunang panahon. Ang malalaking celestial body ay bihirang lumipad sa ibabaw ng Earth, at ang ganitong tanawin ay kaakit-akit at nakakatakot. Ang kasaysayan ay naglalaman ng impormasyon tungkol sa gayong matingkad na mga katawan na kumikinang sa mga ulap, na naglalaho maging ang Buwan sa kanilang ningning. Ito ay sa paglitaw ng unang ganoong katawan (noong 1577) na nagsimula ang pag-aaral ng paggalaw ng mga kometa. Natuklasan ng mga unang siyentipiko ang dose-dosenang iba't ibang mga asteroid: ang kanilang paglapit sa orbit ng Jupiter ay nagsisimula sa pagkinang ng kanilang buntot, at kapag mas malapit ang katawan sa ating planeta, mas maliwanag ito.

Ito ay kilala na ang mga kometa ay mga katawan na gumagalaw sa ilang mga tilapon. Kadalasan ito ay may pinahabang hugis, at nailalarawan sa posisyon nito na may kaugnayan sa Araw.

Ang orbit ng kometa ay maaaring ang pinaka-kakaiba. Paminsan-minsan, ang ilan sa kanila ay bumabalik sa Araw. Sinasabi ng mga siyentipiko na ang gayong mga kometa ay panaka-nakang: lumilipad sila malapit sa mga planeta pagkatapos ng isang tiyak na tagal ng panahon.

Mga kometa

Mula noong sinaunang panahon, tinawag ng mga tao ang anumang makinang na katawan bilang isang bituin, at ang mga may buntot sa likod nito ay tinatawag na mga kometa. Nang maglaon, natuklasan ng mga astronomo na ang mga kometa ay malalaking solidong katawan, na binubuo ng malalaking piraso ng yelo na may halong alikabok at mga bato. Nagmula ang mga ito sa malalim na kalawakan at maaaring lumipad lampas o umiikot sa Araw, na pana-panahong lumilitaw sa ating kalangitan. Ang ganitong mga kometa ay kilala na gumagalaw sa mga elliptical orbit na may iba't ibang laki: ang ilan ay bumabalik isang beses bawat dalawampung taon, habang ang iba ay lumilitaw isang beses bawat daan-daang taon.

Pana-panahong mga kometa

Alam ng mga siyentipiko ang maraming impormasyon tungkol sa mga pana-panahong kometa. Ang kanilang mga orbit at oras ng pagbabalik ay kinakalkula. Ang hitsura ng gayong mga katawan ay hindi inaasahan. Kabilang sa mga ito ay may maikling-panahon at mahabang-panahon.

Kabilang sa mga short-period comets ang mga kometa na makikita sa kalangitan ng ilang beses sa isang buhay. Ang iba ay maaaring hindi lumitaw sa kalangitan sa loob ng maraming siglo. Isa sa mga pinakatanyag na short-period comet ay ang Halley's Comet. Lumilitaw ito malapit sa Earth isang beses bawat 76 taon. Ang haba ng buntot ng higanteng ito ay umaabot ng ilang milyong kilometro. Lumilipad ito nang napakalayo mula sa amin na tila isang guhit sa langit. Ang kanyang huling pagbisita ay naitala noong 1986.

Pagbagsak ng mga kometa

Alam ng mga siyentipiko ang maraming kaso ng mga asteroid na bumabagsak sa mga planeta, at hindi lamang sa Earth. Noong 1992, ang higanteng Shoemaker-Levy ay napakalapit sa Jupiter at napunit sa maraming piraso sa pamamagitan ng gravity nito. Ang mga fragment ay nakaunat sa isang kadena at pagkatapos ay lumayo sa orbit ng planeta. Pagkalipas ng dalawang taon, ang kadena ng mga asteroid ay bumalik sa Jupiter at nahulog dito.

Ayon sa ilang mga siyentipiko, kung ang isang asteroid ay lilipad sa gitna ng solar system, ito ay mabubuhay ng maraming libong taon hanggang sa ito ay sumingaw, na lumilipad muli malapit sa Araw.

Kometa, asteroid, meteorite

Natukoy ng mga siyentipiko ang pagkakaiba sa kahulugan ng mga asteroid, kometa, at meteorite. Tinatawag ng mga ordinaryong tao ang mga pangalang ito sa anumang mga katawan na nakikita sa kalangitan at may mga buntot, ngunit hindi ito tama. Mula sa siyentipikong pananaw, ang mga asteroid ay malalaking bloke ng bato na lumulutang sa kalawakan sa ilang mga orbit.

Ang mga kometa ay katulad ng mga asteroid, ngunit mayroon silang mas maraming yelo at iba pang elemento. Kapag papalapit na malapit sa Araw, ang mga kometa ay bumuo ng isang buntot.

Ang mga meteorite ay maliliit na bato at iba pang mga labi ng kalawakan, mas mababa sa isang kilo ang laki. Karaniwan silang nakikita sa kapaligiran bilang mga shooting star.

Mga sikat na kometa

Ang pinakamaliwanag na kometa ng ikadalawampu siglo ay ang Kometa Hale-Bopp. Natuklasan ito noong 1995, at makalipas ang dalawang taon ay nakita ito sa kalangitan gamit ang mata. Maaari itong maobserbahan sa celestial space nang higit sa isang taon. Ito ay mas mahaba kaysa sa ningning ng ibang mga katawan.

Noong 2012, natuklasan ng mga siyentipiko ang Comet ISON. Ayon sa mga pagtataya, dapat itong maging pinakamaliwanag, ngunit, papalapit sa Araw, hindi nito matugunan ang mga inaasahan ng mga astronomo. Gayunpaman, ito ay binansagan sa media na "ang kometa ng siglo."

Ang pinakasikat ay ang kometa ni Halley. Ginampanan niya ang isang mahalagang papel sa kasaysayan ng astronomiya, kabilang ang pagtulong sa paghula ng batas ng grabidad. Ang unang siyentipiko na naglalarawan sa mga celestial na katawan ay si Galileo. Ang kanyang impormasyon ay naproseso nang higit sa isang beses, ang mga pagbabago ay ginawa, ang mga bagong katotohanan ay idinagdag. Isang araw, binigyang-pansin ni Halley ang isang napaka kakaibang pattern ng paglitaw ng tatlong celestial body na may pagitan na 76 taon at gumagalaw halos sa parehong tilapon. Napagpasyahan niya na ang mga ito ay hindi tatlong magkakaibang katawan, ngunit isa. Kalaunan ay ginamit ni Newton ang kanyang mga kalkulasyon upang bumuo ng isang teorya ng grabidad, na tinatawag na teorya ng unibersal na grabitasyon. Huling nakita ang Halley's Comet sa kalangitan noong 1986, at ang susunod na paglitaw nito ay sa 2061.

Noong 2006, natuklasan ni Robert McNaught ang celestial body na may parehong pangalan. Ayon sa mga pagpapalagay, hindi ito dapat kumikinang nang maliwanag, ngunit habang papalapit ito sa Araw, ang kometa ay nagsimulang mabilis na makakuha ng ningning. Pagkalipas ng isang taon, nagsimula itong lumiwanag nang mas maliwanag kaysa sa Venus. Lumilipad malapit sa Earth, ang celestial body ay lumikha ng isang tunay na panoorin para sa mga earthlings: ang buntot nito ay hubog sa kalangitan.

kometa,isang maliit na celestial body (core) na may pinalawak na kalat-kalat na shell at gumagalaw sa isang napakahabang orbit, na naglalabas ng gas nang sagana kapag papalapit sa Araw. Ang iba't ibang pisikal na proseso ay nauugnay sa mga kometa, mula sa sublimation (dry evaporation) ng yelo hanggang sa plasma phenomena. Ang mga kometa ay ang mga labi ng pagbuo ng Solar System, isang transisyonal na yugto sa interstellar matter. Ang pagmamasid sa mga kometa at maging ang kanilang pagtuklas ay madalas na isinasagawa ng mga baguhang astronomo. Minsan ang mga kometa ay napakaliwanag na nakakaakit ng atensyon ng lahat. Noong nakaraan, ang paglitaw ng mga maliliwanag na kometa ay nagdulot ng takot sa mga tao at nagsilbing mapagkukunan ng inspirasyon para sa mga artista at cartoonist.

Mga katangian ng mga orbit

Ang mga kometa ay gumagalaw sa mga pinahabang trajectory. Ang orbit ng mga kometa ay nailalarawan sa pamamagitan ng mga parameter na naglalarawan sa laki ng orbit, ang posisyon nito na may kaugnayan sa Araw: perihelion na distansya q(minimum na distansya mula sa Araw) at eccentricity e(degree ng pagpahaba ng orbit), orbital period ng kometa P, semimajor axis ng orbit A. Maaaring hindi nasa ecliptic plane ang orbit ng kometa. Samakatuwid, ang orbit ng kometa ay maaaring mailalarawan sa pamamagitan ng anggulo ng pagkahilig ng eroplano ng orbit ng kometa i sa eroplano ng ecliptic.

Ang orbit ng kometa at ang pagbabago sa direksyon ng mga buntot ng Kometa Hale–Bopp

Ang mga kometa ay maaaring pana-panahong bumalik sa Araw. Ang ganitong mga kometa ay tinatawag na periodic. Ang mga periodic comets ay may perihelion na tinutukoy q(pinakamababang distansya mula sa Araw), aphelion Q(maximum na distansya mula sa Araw).

Mga pangalan ng kometa

Ang mga kometa ay madalas na natuklasan. Ang mga pangalan ng mga kometa ay sumasalamin sa oras mula noong natuklasan.

Maraming mga kometa ang pinangalanan MAAYOS, at pagkatapos ay ang pagbubukas ng taon at mga numero. Ito ang pangalang ibinigay sa mga kometa na natuklasan bilang bahagi ng mga obserbasyon sa ilalim ng programang NEAT (Near Earth Asteroid Tracking) - isang programa para sa pagsubaybay sa mga asteroid na lumilipad malapit sa Earth.

Kometa NEAT S 2001 G 4

Ang mga pagtatalaga ng mga kometa ay binibigyang kahulugan tulad ng sumusunod: C/2004 R1: 2004 ay ang kasalukuyang taon, R ay ang titik na pagtatalaga ng pambungad na gasuklay 1 ay ang bilang ng kometa sa gasuklay na ito. Ang letrang P ay inilalagay sa harap kung ang kometa ay panaka-nakang, halimbawa P/2004 R1.

mga buwan	Enero	Pebrero	Marso	Abril	May	Hunyo
1–15
16–30(31)
mga buwan	Hulyo	Agosto	Setyembre	Oktubre	nobyembre	Disyembre
1–15
16–30(31)

Bilang karagdagan, ang mga kometa ay maaaring magkaroon ng mga pangalan ng mga taong nakatuklas sa kanila, halimbawa, Halley's Comet, Machholtz's Comet, Shoemaker-Levy 9, o McNaught's Comet.

Paggalaw at spatial na pamamahagi

Ang lahat ng mga kometa ay miyembro ng Solar System. Sila, tulad ng mga planeta, ay sumusunod sa mga batas ng grabidad, ngunit sila ay gumagalaw sa isang kakaibang paraan. Ang lahat ng mga planeta ay umiikot sa Araw sa parehong direksyon (na tinatawag na "pasulong" kumpara sa "reverse") sa halos pabilog na mga orbit na nakahiga humigit-kumulang sa parehong eroplano (ang ecliptic), at ang mga kometa ay gumagalaw sa parehong pasulong at paatras na direksyon kasama ng mataas. pinahabang (sira-sira) na mga orbit na nakahilig sa iba't ibang anggulo sa ecliptic. Ito ang likas na katangian ng paggalaw na agad na nagbibigay ng kometa.

Ang mga long-period na kometa (na may mga orbital na panahon na higit sa 200 taon) ay nagmumula sa mga rehiyon na libu-libong beses na mas malayo kaysa sa pinakamalayong mga planeta, at ang kanilang mga orbit ay nakatagilid sa lahat ng uri ng mga anggulo. Ang mga short-period na kometa (mga panahon na wala pang 200 taon) ay nagmula sa rehiyon ng mga panlabas na planeta, na gumagalaw sa pasulong na direksyon sa mga orbit na nakahiga malapit sa ecliptic. Malayo sa Araw, ang mga kometa ay karaniwang walang "buntot" ngunit minsan ay may halos hindi nakikitang "coma" na nakapalibot sa "nucleus"; magkasama sila ay tinatawag na "ulo" ng kometa. Habang papalapit ito sa Araw, lumalaki ang ulo at lumilitaw ang isang buntot.

Mga uri ng buntot

Ang mga uri ng mga buntot ng kometa ay pinag-aralan ng astronomong Ruso na si F. A. Bredikhin. Sa pagtatapos ng ika-19 na siglo, hinati niya ang mga buntot ng kometa sa tatlong uri:

• Uri I comet tails ay tuwid at nakadirekta palayo sa Araw kasama ang radius vector;
• Ang mga buntot ng Uri II ay malawak, hubog;
• Ang Type III na mga buntot ay nakadirekta sa orbit ng kometa. Ang gayong mga buntot ay hindi malawak.

Ito ay medyo bihirang makahanap ng mga kometa na ang mga buntot ay nakadirekta sa Araw. Ito ang mga tinatawag na maanomalyang buntot. Sa ilalim ng impluwensya ng solar wind, ang mga particle ng alikabok ay itinapon sa direksyon na tapat sa Araw, na bumubuo ng dust tail ng kometa. Ang maalikabok na buntot ng isang kometa ay karaniwang madilaw-dilaw ang kulay at kumikinang mula sa liwanag na sinasalamin mula sa Araw.

Istruktura

Sa gitna ng pagkawala ng malay ay mayroong isang core - isang solidong katawan o isang conglomerate ng mga katawan na may diameter na ilang kilometro. Halos lahat ng masa ng kometa ay puro sa nucleus nito; ang masa na ito ay bilyun-bilyong beses na mas mababa kaysa sa mundo. Ayon sa modelo ni F. Whipple, ang nucleus ng kometa ay binubuo ng pinaghalong iba't ibang yelo, pangunahin ang tubig na yelo na may pinaghalong frozen na carbon dioxide, ammonia at alikabok. Ang modelong ito ay kinumpirma ng parehong astronomical na obserbasyon at direktang pagsukat mula sa spacecraft malapit sa nuclei ng mga kometa na Halley at Giacobini–Zinner noong 1985–1986.

Kapag ang isang kometa ay lumalapit sa Araw, ang core nito ay umiinit at ang yelo ay nag-sublimate, i.e. sumingaw nang hindi natutunaw. Ang nagreresultang gas ay nakakalat sa lahat ng direksyon mula sa nucleus, na kumukuha ng mga particle ng alikabok at lumilikha ng isang pagkawala ng malay. Ang mga molekula ng tubig na nawasak ng sikat ng araw ay bumubuo ng isang malaking hydrogen corona sa paligid ng nucleus ng kometa. Bilang karagdagan sa solar attraction, kumikilos din ang mga repulsive forces sa rarefied matter ng isang kometa, dahil sa kung saan nabuo ang isang buntot. Ang mga neutral na molekula, mga atomo at mga particle ng alikabok ay apektado ng presyon ng sikat ng araw, habang ang mga ionized na molekula at mga atom ay mas malakas na apektado ng presyon ng solar wind.

Ang bawat kometa ay may iba't ibang bahagi:

• Core: Medyo matigas at matatag, kadalasang binubuo ng yelo at gas na may maliit na pagdaragdag ng alikabok at iba pang solids.
• Ulo (coma): isang makinang na gas shell na nagmumula sa ilalim ng impluwensya ng electromagnetic at corpuscular radiation mula sa Araw. Isang makapal na ulap ng singaw ng tubig, carbon dioxide at iba pang mga neutral na gas na nag-sublimate mula sa core.
• Ang buntot ng alikabok ay binubuo ng napakaliit na mga particle ng alikabok na dinadala mula sa core ng daloy ng gas. Ang bahaging ito ng kometa ay pinakamahusay na nakikita ng mata.
• Ang plasma (ion) tail ay binubuo ng plasma (ionized gases) at marubdob na nakikipag-ugnayan sa solar wind.

Ang mga kometa ay interesado sa maraming tao. Ang mga celestial na katawan na ito ay nakakaakit ng mga bata at matatandang tao, babae at lalaki, mga propesyonal na astronomer at simpleng mga baguhang astronomo. At ang aming portal website ay nag-aalok ng pinakabagong balita tungkol sa pinakabagong mga pagtuklas, mga larawan at mga video ng mga kometa, pati na rin ang maraming iba pang kapaki-pakinabang na impormasyon, na maaari mong mahanap sa seksyong ito.

Ang mga kometa ay maliliit na celestial body na umiikot sa Araw kasama ang isang conical section na may medyo pinahabang orbit, na may malabo na anyo. Habang papalapit ang isang kometa sa Araw, ito ay bumubuo ng isang pagkawala ng malay at kung minsan ay isang buntot ng alikabok at gas.

Iminumungkahi ng mga siyentipiko na ang mga kometa ay pana-panahong lumilipad papunta sa solar system mula sa Oort cloud, dahil naglalaman ito ng maraming cometary nuclei. Bilang isang patakaran, ang mga katawan na matatagpuan sa labas ng solar system ay binubuo ng mga pabagu-bago ng isip na mga sangkap (methane, tubig at iba pang mga gas), na sumingaw habang papalapit sila sa Araw.

Sa ngayon, higit sa apat na raang short-period comets ang natukoy. Bukod dito, kalahati sa kanila ay nasa higit sa isang perihelion passage. Karamihan sa kanila ay nabibilang sa mga pamilya. Halimbawa, maraming mga short-period na kometa (nag-orbit sila sa Araw tuwing 3-10 taon) ang bumubuo sa pamilyang Jupiter. Ang mga pamilya ng Uranus, Saturn at Neptune ay maliit sa bilang (ang sikat na kometa ni Halley ay kabilang sa huli).

Ang mga kometa na nagmumula sa kailaliman ng Kalawakan ay mga malabong bagay na may buntot na nakasunod sa likuran nila. Madalas itong umaabot ng ilang milyong kilometro ang haba. Kung tungkol sa nucleus ng kometa, ito ay isang katawan ng mga solidong particle na nababalot ng coma (foggy shell). Ang core na may diameter na 2 km ay maaaring magkaroon ng coma na 80,000 km ang lapad. Ang mga sinag ng araw ay nag-aalis ng mga particle ng gas mula sa coma at itinatapon ang mga ito pabalik, na hinihila ang mga ito sa isang mausok na buntot na gumagalaw sa likuran niya sa kalawakan.

Ang liwanag ng mga kometa ay higit na nakasalalay sa kanilang distansya mula sa Araw. Sa lahat ng mga kometa, isang maliit na bahagi lamang ang lumalapit sa Earth at sa Araw nang labis na nakikita ito ng mata. Bukod dito, ang pinaka-kapansin-pansin sa kanila ay karaniwang tinatawag na "malalaking (malaking) kometa."

Karamihan sa mga "shooting star" (meteorite) na ating naobserbahan ay nagmula sa cometary. Ito ay mga particle na nawala sa pamamagitan ng isang kometa, na nasusunog kapag sila ay pumasok sa atmospera ng isang planeta.

Nomenclature ng mga kometa

Sa paglipas ng mga taon ng pag-aaral ng mga kometa, ang mga patakaran para sa pagbibigay ng pangalan sa kanila ay nilinaw at binago ng maraming beses. Hanggang sa unang bahagi ng ika-20 siglo, maraming mga kometa ang pinangalanan lamang ayon sa taon na sila ay natuklasan, kadalasan ay may karagdagang paglilinaw tungkol sa panahon ng taon o ningning kung mayroong ilang mga kometa sa taong iyon. Halimbawa, "Great September Comet of 1882", "Great January Comet of 1910", "Day Comet of 1910".

Matapos mapatunayan ni Halley na ang mga kometa 1531, 1607 at 1682 ay ang parehong kometa, pinangalanan itong Halley's Comet. Hinulaan din niya na sa 1759 ay babalik siya. Ang pangalawa at pangatlong kometa ay pinangalanang Bela at Encke bilang parangal sa mga siyentipiko na nagkalkula ng orbit ng mga kometa, sa kabila ng katotohanan na ang unang kometa ay naobserbahan ni Messier, at ang pangalawa ay Mechain. Pagkaraan ng ilang sandali, ang mga pana-panahong kometa ay pinangalanan sa kanilang mga natuklasan. Buweno, ang mga kometa na naobserbahan lamang sa isang perihelion na daanan ay pinangalanan, gaya ng dati, sa pamamagitan ng taon ng paglitaw.

Sa simula ng ikadalawampu siglo, nang ang mga kometa ay nagsimulang matuklasan nang mas madalas, isang desisyon ang ginawa sa panghuling pagpapangalan ng mga kometa, na napanatili hanggang sa araw na ito. Nang makilala ang kometa ng tatlong independyenteng mga tagamasid, nakatanggap ito ng isang pangalan. Maraming mga kometa ang natuklasan sa mga nakaraang taon sa pamamagitan ng mga instrumento na natuklasan ng buong pangkat ng mga siyentipiko. Ang mga kometa sa mga ganitong kaso ay ipinangalan sa kanilang mga instrumento. Halimbawa, ang kometa C/1983 H1 (IRAS - Araki - Alcock) ay natuklasan ng satellite ng IRAS, sina George Alcock at Genichi Araki. Noong nakaraan, isa pang pangkat ng mga astronomo ang nakatuklas ng mga panaka-nakang kometa, kung saan idinagdag ang isang numero, halimbawa, mga kometa Shoemaker-Levy 1 - 9. Ngayon, isang malaking bilang ng mga planeta ang natuklasan ng iba't ibang mga instrumento, na ginawang hindi praktikal ang sistemang ito. . Samakatuwid, napagpasyahan na gumamit ng isang espesyal na sistema para sa pagbibigay ng pangalan sa mga kometa.

Hanggang sa unang bahagi ng 1994, ang mga kometa ay binigyan ng pansamantalang mga pagtatalaga na binubuo ng taon ng pagtuklas kasama ang isang Latin na maliit na titik na nagpapahiwatig ng pagkakasunud-sunod kung saan sila natuklasan sa taong iyon (halimbawa, ang kometa 1969i ay ang ika-9 na kometa na natuklasan noong 1969). Kapag ang kometa ay dumaan sa perihelion, ang orbit nito ay naitatag at nakatanggap ito ng permanenteng pagtatalaga, katulad ng taon ng perihelion passage kasama ang isang Roman numeral, na nagpapahiwatig ng pagkakasunud-sunod ng perihelion passage sa taong iyon. Halimbawa, ang kometa 1969i ay binigyan ng permanenteng pagtatalaga 1970 II (ibig sabihin ito ang pangalawang kometa na pumasa sa perihelion noong 1970).

Habang dumami ang bilang ng mga natuklasang kometa, ang pamamaraang ito ay naging lubhang hindi maginhawa. Samakatuwid, ang International Astronomical Union ay nagpatibay ng isang bagong sistema para sa pagbibigay ng pangalan sa mga kometa noong 1994. Sa ngayon, kasama sa pangalan ng mga kometa ang taon ng pagtuklas, ang liham na nagpapahiwatig ng kalahati ng buwan kung saan naganap ang pagtuklas, at ang bilang ng pagtuklas mismo sa kalahati ng buwang iyon. Ang sistemang ito ay katulad ng ginamit upang pangalanan ang mga asteroid. Kaya, ang ikaapat na kometa, na natuklasan noong 2006, sa ikalawang kalahati ng Pebrero ay itinalagang 2006 D4. Ang isang prefix ay inilalagay din bago ang pagtatalaga. Ipinaliwanag niya ang kalikasan ng kometa. Nakaugalian na gamitin ang mga sumusunod na prefix:

· Ang C/ ay isang long-period comet.

· P/ - short-period comet (isa na naobserbahan sa dalawa o higit pang perihelion passage, o isang kometa na ang panahon ay wala pang dalawang daang taon).

· X/ - isang kometa kung saan hindi posible na kalkulahin ang isang maaasahang orbit (madalas para sa mga makasaysayang kometa).

· A/ - mga bagay na maling kinuha para sa mga kometa, ngunit naging mga asteroid.

· D/ - nawala o nawasak ang mga kometa.

Ang istraktura ng mga kometa

Mga bahagi ng gas ng mga kometa

Core

Ang nucleus ay ang solidong bahagi ng kometa kung saan halos lahat ng masa nito ay puro. Sa ngayon, ang nuclei ng mga kometa ay hindi magagamit para sa pag-aaral, dahil sila ay nakatago sa pamamagitan ng patuloy na bumubuo ng maliwanag na bagay.

Ang core, ayon sa pinakakaraniwang modelo ng Whipple, ay isang halo ng yelo na may kasamang mga particle ng meteoric matter. Ang layer ng mga frozen na gas, ayon sa teoryang ito, ay kahalili ng mga layer ng alikabok. Habang umiinit ang mga gas, sumisingaw ang mga ito at nagdadala ng mga ulap ng alikabok. Kaya, ang pagbuo ng alikabok at mga buntot ng gas sa mga kometa ay maaaring ipaliwanag.

Ngunit ayon sa mga resulta ng mga pag-aaral na isinagawa gamit ang isang American automatic station noong 2015, ang core ay binubuo ng maluwag na materyal. Ito ay isang bukol ng alikabok na may mga pores na sumasakop ng hanggang 80 porsiyento ng dami nito.

Coma

Ang Coma ay isang magaan at malabo na shell na nakapalibot sa core, na binubuo ng alikabok at mga gas. Kadalasan ito ay umaabot mula 100 libo hanggang 1.4 milyong km mula sa core. Sa ilalim ng mataas na liwanag na presyon ito ay nagiging deformed. Bilang isang resulta, ito ay pinahaba sa antisolar na direksyon. Kasama ng nucleus, ang coma ay bumubuo sa ulo ng kometa. Karaniwang binubuo ang coma ng 4 pangunahing bahagi:

• panloob (kemikal, molekular at photochemical) koma;
• nakikitang pagkawala ng malay (o tinatawag ding radical coma);
• atomic (ultraviolet) coma.

buntot

Habang papalapit sila sa Araw, ang mga maliliwanag na kometa ay bumubuo ng isang buntot - isang malabong maliwanag na guhit, na kadalasan, bilang resulta ng pagkilos ng sikat ng araw, ay nakadirekta palayo sa Araw sa kabaligtaran na direksyon. Sa kabila ng katotohanan na ang coma at buntot ay naglalaman ng mas mababa sa isang milyon ng masa ng kometa, halos 99.9% ng glow na nakikita natin habang dumadaan ang kometa sa kalangitan ay binubuo ng mga gas formation. Ito ay dahil ang core ay may mababang albedo at ito mismo ay napaka-compact.

Ang mga buntot ng mga kometa ay maaaring magkaiba sa parehong hugis at haba. Para sa ilan, umaabot sila sa buong kalangitan. Halimbawa, ang buntot ng kometa, na nakita noong 1944, ay may haba na 20 milyong km. Ang mas kahanga-hanga ay ang haba ng buntot ng Great Comet ng 1680, na 240 milyong km. Mayroon ding mga kaso kung saan ang buntot ay nahiwalay sa kometa.

Ang mga buntot ng mga kometa ay halos transparent at walang matalim na mga balangkas - ang mga bituin ay malinaw na nakikita sa pamamagitan ng mga ito, dahil sila ay nabuo mula sa super-rarefied na bagay (ang density nito ay mas mababa kaysa sa density ng gas mula sa isang lighter). Tulad ng para sa komposisyon, ito ay iba-iba: maliliit na particle ng alikabok o gas, o isang halo ng pareho. Ang komposisyon ng karamihan sa mga butil ng alikabok ay kahawig ng mga materyales ng asteroid, gaya ng ipinahayag ng pag-aaral ng Stardust spacecraft ng comet 81P/Wilda. Maaari nating sabihin na ito ay "walang nakikita": maaari lamang nating makita ang mga buntot ng mga kometa dahil ang alikabok at gas ay kumikinang. Bukod dito, ang kumbinasyon ng gas ay direktang nauugnay sa ionization nito sa pamamagitan ng mga sinag ng UV at mga daloy ng mga particle na inilalabas mula sa solar surface, at ang alikabok ay nagkakalat ng sikat ng araw.

Sa pagtatapos ng ika-19 na siglo, binuo ng astronomer na si Fyodor Bredikhin ang teorya ng mga hugis at buntot. Gumawa rin siya ng klasipikasyon ng mga buntot ng kometa, na ginagamit pa rin sa astronomiya ngayon. Iminungkahi niya ang pag-uuri ng mga buntot ng kometa sa tatlong pangunahing uri: makitid at tuwid, nakadirekta palayo sa Araw; hubog at malawak, lumihis mula sa gitnang luminary; maikli, malakas na hilig mula sa Araw.

Ipinaliwanag ng mga astronomo ang iba't ibang hugis ng mga buntot ng kometa tulad ng sumusunod. Ang mga constituent particle ng mga kometa ay may iba't ibang katangian at komposisyon at iba ang reaksyon sa solar radiation. Samakatuwid, ang mga landas ng mga particle na ito sa kalawakan ay "nakakaiba," bilang isang resulta kung saan ang mga buntot ng mga manlalakbay sa kalawakan ay may iba't ibang mga hugis.

Pag-aaral ng mga kometa

Ang sangkatauhan ay nagpakita ng interes sa mga kometa mula noong sinaunang panahon. Ang kanilang hindi inaasahang hitsura at hindi pangkaraniwang hitsura ay nagsilbing pinagmumulan ng iba't ibang mga pamahiin sa loob ng maraming siglo. Iniugnay ng mga sinaunang tao ang paglitaw sa kalangitan ng mga kosmikong katawan na ito na may maliwanag na kumikinang na buntot na may pagsisimula ng mga mahihirap na oras at paparating na mga kaguluhan.

Salamat kay Tycho Brahe, sa panahon ng Renaissance, ang mga kometa ay nagsimulang mauri bilang mga celestial body.

Ang mga tao ay nakakuha ng mas detalyadong pag-unawa sa mga kometa salamat sa 1986 na paglalakbay sa kometa ni Halley sa spacecraft tulad ng Giotto, pati na rin ang Vega-1 at Vega-2. Ang mga instrumentong naka-install sa mga device na ito ay nagpapadala ng mga larawan ng nucleus ng kometa at iba't ibang impormasyon tungkol sa shell nito sa Earth. Ito ay lumabas na ang nucleus ng kometa ay binubuo pangunahin ng simpleng yelo (na may maliit na pagsasama ng methane at carbon dioxide na yelo) at mga particle ng field. Sa totoo lang, bumubuo sila ng shell ng kometa, at habang papalapit ito sa Araw, ang ilan sa kanila, sa ilalim ng impluwensya ng presyon mula sa solar wind at solar ray, ay nagiging buntot.

Ayon sa mga siyentipiko, ang mga sukat ng nucleus ng kometa ni Halley ay ilang kilometro: 7.5 km sa nakahalang direksyon, 14 km ang haba.

Ang nucleus ng kometa ni Halley ay hindi regular sa hugis at patuloy na umiikot sa paligid ng isang axis, na, ayon sa mga pagpapalagay ni Friedrich Bessel, ay halos patayo sa eroplano ng orbit ng kometa. Tulad ng para sa panahon ng pag-ikot, ito ay 53 oras, na sumang-ayon nang mabuti sa mga kalkulasyon.

Ang Deep Impact spacecraft ng NASA ay nag-drop ng isang probe sa Comet Tempel 1 noong 2005, na nagpapahintulot dito na imahen ang ibabaw nito.

Pag-aaral ng mga kometa sa Russia

Ang unang impormasyon tungkol sa mga kometa ay lumitaw sa Tale of Bygone Years. Malinaw na ang mga chronicler ay nagbigay ng espesyal na kahalagahan sa hitsura ng mga kometa, dahil sila ay itinuturing na mga harbinger ng iba't ibang mga kasawian - salot, digmaan, atbp. Ngunit sa wika ng Sinaunang Rus' hindi sila binigyan ng anumang hiwalay na pangalan, dahil sila ay itinuturing na mga buntot na bituin na gumagalaw sa kalangitan. Nang lumitaw ang paglalarawan ng kometa sa mga pahina ng mga salaysay (1066), ang bagay na pang-astronomiya ay tinawag na “isang dakilang bituin; larawan ng bituin ng isang kopya; bituin... naglalabas ng mga sinag, na tinatawag ding sparkler.”

Ang konsepto ng "comet" ay lumitaw sa Russian pagkatapos ng pagsasalin ng mga gawa sa Europa na tumatalakay sa mga kometa. Ang pinakaunang pagbanggit ay nakita sa koleksyon na "Golden Beads," na parang isang buong encyclopedia tungkol sa kaayusan ng mundo. Sa simula ng ika-16 na siglo, ang "Lucidarius" ay isinalin mula sa Aleman. Dahil ang salita ay bago para sa mga mambabasang Ruso, ipinaliwanag ito ng tagasalin sa pamilyar na pangalan na "bituin", ibig sabihin, "ang bituin ng comita ay nagbibigay ng liwanag mula sa sarili nito tulad ng isang sinag." Ngunit ang konsepto ng "comet" ay pumasok sa wikang Ruso noong kalagitnaan ng 1660s, nang ang mga kometa ay aktwal na lumitaw sa kalangitan ng Europa. Ang kaganapang ito ay pumukaw ng partikular na interes. Mula sa mga isinaling gawa, nalaman ng mga Ruso na ang mga kometa ay hindi katulad ng mga bituin. Hanggang sa simula ng ika-18 siglo, ang saloobin sa hitsura ng mga kometa bilang mga palatandaan ay napanatili kapwa sa Europa at sa Russia. Ngunit pagkatapos ay lumitaw ang mga unang gawa na itinanggi ang mahiwagang katangian ng mga kometa.

Pinagkadalubhasaan ng mga siyentipikong Ruso ang pang-agham na kaalaman sa Europa tungkol sa mga kometa, na nagpapahintulot sa kanila na gumawa ng isang makabuluhang kontribusyon sa kanilang pag-aaral. Ang astronomo na si Fyodor Bredinich sa ikalawang kalahati ng ika-19 na siglo ay bumuo ng isang teorya ng kalikasan ng mga kometa, na nagpapaliwanag sa pinagmulan ng mga buntot at ang kanilang kakaibang uri ng mga hugis.

Para sa lahat ng gustong makilala ang mga kometa nang mas detalyado at matuto tungkol sa kasalukuyang balita, inaanyayahan ka ng aming portal na website na sundin ang mga materyales sa seksyong ito.

Ang kometa (mula sa sinaunang Greek na balbon, balbon) ay isang maliit na celestial na katawan na may malabo na anyo, na umiikot sa Araw kasama ang isang conical na seksyon na may napakahabang orbit. Habang papalapit ang kometa sa Araw, nabubuo ito ng koma at kung minsan ay buntot ng gas at alikabok.

Ang mga kometa ay nahahati ayon sa kanilang orbital period sa:

1. Maikling-panahon
Sa ngayon, higit sa 400 short-period comets ang natuklasan. Sa mga ito, humigit-kumulang 200 ang naobserbahan sa higit sa isang perihelion passage. Ang mga short-period na kometa (mga panahon na wala pang 200 taon) ay nagmula sa rehiyon ng mga panlabas na planeta, na gumagalaw sa pasulong na direksyon sa mga orbit na nakahiga malapit sa ecliptic. Malayo sa Araw, ang mga kometa ay karaniwang walang "buntot" ngunit minsan ay may halos hindi nakikitang "coma" na nakapalibot sa "nucleus"; magkasama sila ay tinatawag na "ulo" ng kometa. Habang papalapit ito sa Araw, lumalaki ang ulo at lumilitaw ang isang buntot. Marami sa kanila ay nabibilang sa mga tinatawag na pamilya. Halimbawa, karamihan sa pinakamaikling panahon na mga kometa (ang kanilang kumpletong rebolusyon sa paligid ng Araw ay tumatagal ng 3-10 taon) ang bumubuo sa pamilyang Jupiter. Bahagyang mas maliit sa bilang ang mga pamilya ng Saturn, Uranus at Neptune (ang huli, lalo na, kasama ang sikat na Comet Halley).

Mga pamilya:
- pamilya ni Jupiter
- Pamilya Saturn
- Pamilya Uranus
- Pamilya Neptune

Kapag ang isang kometa ay dumaan malapit sa Araw, ang core nito ay umiinit at ang yelo ay sumingaw, na bumubuo ng isang gas coma at buntot. Pagkatapos ng ilang daan o libu-libong mga naturang flight, walang mga fusible substance na natitira sa core, at hindi na ito makikita. Para sa mga short-period na kometa na regular na lumalapit sa Araw, nangangahulugan ito na ang kanilang mga populasyon ay dapat na maging invisible sa mas mababa sa isang milyong taon. Ngunit napapansin namin ang mga ito, samakatuwid, ang muling pagdadagdag mula sa mga "sariwang" kometa ay patuloy na dumarating.
Ang muling pagdadagdag ng mga short-period na kometa ay nangyayari bilang resulta ng kanilang "pagkuha" ng mga planeta, pangunahin ang Jupiter. Dati ay inakala na ang mga long-period na kometa na nagmumula sa Oort cloud ay nakunan, ngunit ngayon ay pinaniniwalaan na ang kanilang pinagmulan ay isang cometary disk na tinatawag na "inner Oort cloud." Sa prinsipyo, ang ideya ng Oort cloud ay hindi nagbago, ngunit ipinakita ng mga kalkulasyon na ang tidal na impluwensya ng Galaxy at ang impluwensya ng napakalaking ulap ng interstellar gas ay dapat sirain ito nang mabilis. Ang isang mapagkukunan ng muling pagdadagdag ay kailangan. Ang nasabing pinagmulan ay itinuturing na ngayon na ang panloob na ulap ng Oort, na higit na lumalaban sa mga impluwensya ng tidal at naglalaman ng isang pagkakasunud-sunod ng magnitude na mas maraming mga kometa kaysa sa panlabas na ulap na hinulaang ni Oort. Pagkatapos ng bawat paglapit ng Solar System sa isang napakalaking interstellar cloud, ang mga kometa mula sa panlabas na Oort cloud ay nagkakalat sa interstellar space, at sila ay pinalitan ng mga kometa mula sa panloob na ulap.
Ang paglipat ng isang kometa mula sa isang halos parabolic na orbit patungo sa isang maikling panahon na orbit ay nangyayari kapag naabutan nito ang planeta mula sa likuran. Karaniwan, ang pagkuha ng isang kometa sa isang bagong orbit ay nangangailangan ng ilang pagpasa sa planetary system. Ang resultang orbit ng isang kometa ay karaniwang may mababang inclination at mataas na eccentricity. Ang kometa ay gumagalaw kasama nito sa pasulong na direksyon, at ang aphelion ng orbit nito (ang pinakamalayo na punto mula sa Araw) ay malapit sa orbit ng planeta na nakakuha nito. Ang mga teoretikal na pagsasaalang-alang na ito ay ganap na nakumpirma ng mga istatistika ng mga cometary orbit.

2. Mahabang panahon
Malamang, ang mga long-period na kometa ay dumarating sa atin mula sa Oort Cloud, na naglalaman ng malaking bilang ng cometary nuclei. Ang mga katawan na matatagpuan sa labas ng Solar system, bilang panuntunan, ay binubuo ng mga pabagu-bagong sangkap (tubig, mitein at iba pang mga yelo) na sumingaw kapag papalapit sa Araw. Ang mga long-period na kometa (na may mga orbital na panahon na higit sa 200 taon) ay nagmumula sa mga rehiyon na libu-libong beses na mas malayo kaysa sa pinakamalayong mga planeta, at ang kanilang mga orbit ay nakatagilid sa lahat ng uri ng mga anggulo.
Maraming mga kometa ang nabibilang sa klase na ito. Dahil ang kanilang orbital period ay milyun-milyong taon, isa lamang sampu-sa-libo ng mga ito ang lumilitaw sa paligid ng Araw sa loob ng isang siglo. Mga 250 ganoong kometa ang naobserbahan noong ika-20 siglo; samakatuwid, mayroong milyon-milyong mga ito sa kabuuan. Bilang karagdagan, hindi lahat ng mga kometa ay lumalapit nang sapat sa Araw upang maging nakikita: kung ang perihelion (ang puntong pinakamalapit sa Araw) ng orbit ng kometa ay nasa kabila ng orbit ng Jupiter, kung gayon halos imposibleng mapansin ito.
Isinasaalang-alang ito, noong 1950, iminungkahi ni Jan Oort na ang espasyo sa paligid ng Araw sa layo na 20–100 thousand AU. (astronomical units: 1 AU = 150 million km, distance from the Earth to the Sun) ay puno ng comet nuclei, ang bilang nito ay tinatantya sa 10 12, at ang kabuuang masa ay 1–100 Earth mass. Ang panlabas na hangganan ng Oort "comet cloud" ay tinutukoy ng katotohanan na sa layo na ito mula sa Araw ang paggalaw ng mga kometa ay makabuluhang naiimpluwensyahan ng pagkahumaling ng mga kalapit na bituin at iba pang malalaking bagay. Ang mga bituin ay gumagalaw na may kaugnayan sa Araw, ang kanilang nakakagambalang impluwensya sa mga kometa ay nagbabago, at ito ay humahantong sa ebolusyon ng mga cometary orbit. Kaya, kung nagkataon, ang isang kometa ay maaaring mapunta sa isang orbit na dumadaan malapit sa Araw, ngunit sa susunod na rebolusyon ang orbit nito ay bahagyang magbabago, at ang kometa ay lilipas mula sa Araw. Gayunpaman, sa halip na ito, ang mga "bagong" kometa ay patuloy na mahuhulog mula sa Oort cloud patungo sa paligid ng Araw.

Ang mga kometa na dumarating mula sa malalim na kalawakan ay nagmumukhang malabo na mga bagay na may buntot sa likuran nila, kung minsan ay umaabot ng ilang milyong kilometro ang haba. Ang nucleus ng kometa ay isang katawan ng mga solidong particle at yelo na nababalot ng malabo na shell na tinatawag na coma. Ang isang core na may diameter na ilang kilometro ay maaaring magkaroon ng coma sa paligid nito na 80 libong km ang lapad. Ang mga daloy ng sikat ng araw ay nagpapaalis ng mga particle ng gas mula sa pagkawala ng malay at itinatapon ang mga ito pabalik, na hinihila ang mga ito sa isang mahabang umuusok na buntot na gumagalaw sa likuran niya sa kalawakan.
Ang ningning ng mga kometa ay lubos na nakasalalay sa kanilang distansya mula sa Araw. Sa lahat ng mga kometa, isang napakaliit na bahagi lamang ang malapit sa Araw at Lupa upang makita ng mata. Ang pinakatanyag sa mga ito ay tinatawag na "mga dakilang kometa."
Marami sa mga bulalakaw (“shooting star”) na ating naobserbahan ay nagmula sa cometary. Ito ay mga particle na nawala ng isang kometa na nasusunog kapag sila ay pumasok sa atmospera ng isang planeta.

Orbit at bilis

Ang paggalaw ng nucleus ng kometa ay ganap na tinutukoy ng atraksyon ng Araw. Ang hugis ng orbit ng kometa, tulad ng ibang katawan sa Solar System, ay nakasalalay sa bilis at distansya nito mula sa Araw. Ang average na bilis ng isang katawan ay inversely proportional sa square root ng average na distansya nito sa Araw (a). Kung ang bilis ay palaging patayo sa radius vector na nakadirekta mula sa Araw patungo sa katawan, kung gayon ang orbit ay pabilog, at ang bilis ay tinatawag na pabilog na bilis (υc) sa layo a. Ang bilis ng pagtakas mula sa gravitational field ng Araw sa isang parabolic orbit (υp) ay √2 beses na mas malaki kaysa sa circular speed sa distansyang ito. Kung ang bilis ng kometa ay mas mababa sa υp, kung gayon ito ay gumagalaw sa paligid ng Araw sa isang elliptical orbit at hindi kailanman umaalis sa Solar System. Ngunit kung ang bilis ay lumampas sa υp, ang kometa ay dumaan sa Araw nang isang beses at umalis ito magpakailanman, na gumagalaw sa isang hyperbolic orbit. Karamihan sa mga kometa ay may mga elliptical orbit, kaya nabibilang sila sa Solar System. Totoo, para sa maraming mga kometa ang mga ito ay napakahabang mga ellipse, malapit sa isang parabola; kasama nila, ang mga kometa ay lumalayo sa Araw nang napakalayo at sa mahabang panahon.

KOMET SA SOLAR SYSTEM

Ipinapakita ng figure ang mga elliptical orbit ng dalawang kometa, pati na rin ang halos pabilog na orbit ng mga planeta at isang parabolic orbit. Sa layo na naghihiwalay sa Earth mula sa Araw, ang circular speed ay 29.8 km/s, at ang parabolic speed ay 42.2 km/s. Malapit sa Earth, ang bilis ng Comet Encke ay 37.1 km/s, at ang bilis ng Comet Halley ay 41.6 km/s; Ito ang dahilan kung bakit mas malayo ang Comet Halley mula sa Araw kaysa sa Comet Encke.
Ang mga produktong sublimation na may gas ay nagbibigay ng reaktibong presyon sa nucleus ng kometa (katulad ng pag-urong ng baril kapag pinaputok), na humahantong sa ebolusyon ng orbit. Ang pinakaaktibong pag-agos ng gas ay nangyayari mula sa pinainit na "hapon" na bahagi ng core. Samakatuwid, ang direksyon ng puwersa ng presyon sa core ay hindi nag-tutugma sa direksyon ng solar ray at solar gravity. Kung ang axial rotation ng nucleus at ang orbital revolution nito ay nangyayari sa parehong direksyon, kung gayon ang presyon ng gas sa kabuuan ay nagpapabilis sa paggalaw ng nucleus, na humahantong sa pagtaas ng orbit. Kung ang pag-ikot at sirkulasyon ay nangyayari sa magkasalungat na direksyon, ang paggalaw ng kometa ay bumagal at ang orbit ay paikliin. Kung ang naturang kometa ay unang nakuha ng Jupiter, pagkatapos ng ilang oras ang orbit nito ay ganap na nasa rehiyon ng mga panloob na planeta. Ito marahil ang nangyari kay Comet Encke.

Nomenclature ng mga kometa

Sa nakalipas na mga siglo, ang mga patakaran para sa pagbibigay ng pangalan sa mga kometa ay paulit-ulit na binago at nilinaw. Hanggang sa simula ng ika-20 siglo, karamihan sa mga kometa ay pinangalanan ayon sa taon na sila ay natuklasan, kung minsan ay may karagdagang mga paglilinaw tungkol sa ningning o panahon ng taon kung mayroong ilang mga kometa sa taong iyon. Halimbawa, "Great Comet of 1680", "Great September Comet of 1882", "Day Comet of 1910" ("Great January Comet of 1910").
Matapos mapatunayan ni Halley na ang mga kometa noong 1531, 1607 at 1682 ay ang parehong kometa, at hinulaan ang pagbabalik nito noong 1759, ang kometa na ito ay nakilala bilang Halley's Comet. Gayundin, ang pangalawa at pangatlong kilalang pana-panahong mga kometa ay tumanggap ng mga pangalang Encke at Biela bilang parangal sa mga siyentipiko na kinakalkula ang orbit ng mga kometa, sa kabila ng katotohanan na ang unang kometa ay naobserbahan ni Mechain, at ang pangalawa ni Messier noong ika-18 siglo. Nang maglaon, ang mga pana-panahong kometa ay karaniwang ipinangalan sa kanilang mga natuklasan. Ang mga kometa na naobserbahan sa isang perihelion passage lamang ay patuloy na pinangalanan ayon sa taon ng kanilang paglitaw.
Sa simula ng ika-20 siglo, nang ang mga pagtuklas ng mga kometa ay naging madalas na kaganapan, isang kombensiyon ang binuo para sa pagbibigay ng pangalan sa mga kometa, na nananatiling wasto hanggang ngayon. Ang isang kometa ay pinangalanan lamang matapos itong matuklasan ng tatlong independyenteng mga tagamasid. Sa nakalipas na mga taon, maraming mga kometa ang natuklasan gamit ang mga instrumento na pinatatakbo ng malalaking pangkat ng mga siyentipiko. Sa ganitong mga kaso, ang mga kometa ay ipinangalan sa kanilang mga instrumento. Halimbawa, ang kometa C/1983 H1 (IRAS - Araki - Alcock) ay independiyenteng natuklasan ng satellite ng IRAS at mga amateur na astronomo na sina Genichi Araki at George Alcock. Noong nakaraan, kung ang isang grupo ng mga astronomo ay nakatuklas ng maraming kometa, isang numero ang idinagdag sa mga pangalan (ngunit para lamang sa mga pana-panahong kometa), gaya ng Comet Shoemaker-Levy 1-9. Maraming mga kometa ang natutuklasan na ngayon ng ilang mga instrumento, na ginagawang hindi praktikal ang gayong sistema. Sa halip, ginagamit ang isang espesyal na sistema para sa pagbibigay ng pangalan sa mga kometa.
Bago ang 1994, ang mga kometa ay unang binigyan ng pansamantalang pagtatalaga na binubuo ng taon ng kanilang pagkatuklas at isang Latin na maliit na titik na nagpapahiwatig ng pagkakasunud-sunod kung saan sila natuklasan sa isang partikular na taon (halimbawa, ang Kometa 1969i ay ang ikasiyam na kometa na natuklasan noong 1969). Matapos maipasa ng kometa ang perihelion, ang orbit nito ay mapagkakatiwalaang naitatag, pagkatapos nito ay nakatanggap ang kometa ng isang permanenteng pagtatalaga, na binubuo ng taon ng pagpasa ng perihelion at isang Roman numeral na nagpapahiwatig ng pagkakasunud-sunod ng pagpasa ng perihelion sa isang partikular na taon. Kaya ang kometa 1969i ay binigyan ng permanenteng pagtatalaga 1970 II (ang pangalawang kometa na pumasa sa perihelion noong 1970).
Habang dumami ang bilang ng mga kometa na natuklasan, ang pamamaraang ito ay naging lubhang hindi maginhawa. Noong 1994, inaprubahan ng International Astronomical Union ang isang bagong sistema para sa pagbibigay ng pangalan sa mga kometa. Sa kasalukuyan, kasama sa pangalan ng isang kometa ang taon ng pagtuklas, isang liham na nagsasaad ng kalahati ng buwan kung saan naganap ang pagtuklas, at ang bilang ng pagtuklas sa kalahati ng buwang iyon. Ang sistemang ito ay katulad ng ginamit upang pangalanan ang mga asteroid. Kaya, ang ikaapat na kometa, na natuklasan sa ikalawang kalahati ng Pebrero 2006, ay tumatanggap ng pagtatalaga na 2006 D4. Ang pangalan ng isang kometa ay pinangungunahan ng isang prefix na nagpapahiwatig ng likas na katangian ng kometa. Ang mga sumusunod na prefix ay ginagamit:

P/ - short-period comet (iyon ay, isang kometa na ang panahon ay mas mababa sa 200 taon, o kung saan ay naobserbahan sa dalawa o higit pang perihelion passages);
C/ - mahabang panahon na kometa;
X/ - isang kometa kung saan hindi makalkula ang isang maaasahang orbit (karaniwan ay para sa mga makasaysayang kometa);
D/ - ang mga kometa ay bumagsak o nawala;
A/ - mga bagay na maling kinuha para sa mga kometa, ngunit talagang naging mga asteroid.

Halimbawa, ang Comet Hale-Bopp ay itinalagang C/1995 O1. Karaniwan, pagkatapos ng pangalawang naobserbahang pagpasa ng perihelion, ang mga pana-panahong kometa ay tumatanggap ng serial number. Kaya, unang natuklasan ang Halley's Comet noong 1682. Ang pagtatalaga nito sa hitsura na iyon ayon sa modernong sistema ay 1P/1682 Q1. Ang mga kometa na unang natuklasan bilang mga asteroid ay nagpapanatili ng isang pagtatalaga ng titik. Halimbawa, P/2004 EW38 (Catalina-LINEAR).

Ang istraktura ng mga kometa

Ang kometa ay binubuo ng:
1. Core
2. Koma
3. Buntot

Sa gitna ng pagkawala ng malay ay mayroong isang core - isang solidong katawan o isang conglomerate ng mga katawan na may diameter na ilang kilometro. Halos lahat ng masa ng kometa ay puro sa nucleus nito; ang masa na ito ay bilyun-bilyong beses na mas mababa kaysa sa mundo. Ayon sa modelo ni F. Whipple, ang nucleus ng kometa ay binubuo ng pinaghalong iba't ibang yelo, pangunahin ang tubig na yelo na may pinaghalong frozen na carbon dioxide, ammonia at alikabok. Ang modelong ito ay kinumpirma ng parehong astronomical na obserbasyon at direktang pagsukat mula sa spacecraft malapit sa nuclei ng mga kometa na Halley at Giacobini–Zinner noong 1985–1986.
Ang comet nuclei ay ang mga labi ng pangunahing bagay ng Solar System, na bumubuo sa protoplanetary disk. Samakatuwid, ang kanilang pag-aaral ay nakakatulong upang maibalik ang larawan ng pagbuo ng mga planeta, kabilang ang Earth. Sa prinsipyo, ang ilang mga kometa ay maaaring dumating sa amin mula sa interstellar space, ngunit sa ngayon ay wala pang isang kometa na mapagkakatiwalaan na natukoy.
Kapag ang isang kometa ay lumalapit sa Araw, ang core nito ay umiinit at ang yelo ay nag-sublimate, i.e. sumingaw nang hindi natutunaw. Ang nagreresultang gas ay nakakalat sa lahat ng direksyon mula sa nucleus, na kumukuha ng mga particle ng alikabok at lumilikha ng isang pagkawala ng malay. Ang mga molekula ng tubig na nawasak ng sikat ng araw ay bumubuo ng isang malaking hydrogen corona sa paligid ng nucleus ng kometa. Bilang karagdagan sa solar attraction, kumikilos din ang mga repulsive forces sa rarefied matter ng isang kometa, dahil sa kung saan nabuo ang isang buntot. Ang mga neutral na molekula, mga atomo at mga particle ng alikabok ay apektado ng presyon ng sikat ng araw, habang ang mga ionized na molekula at mga atom ay mas malakas na apektado ng presyon ng solar wind.

Ang pag-uugali ng mga butil na bumubuo ng buntot ay naging mas malinaw pagkatapos ng direktang pag-aaral ng mga kometa noong 1985–1986. Ang buntot ng plasma, na binubuo ng mga sisingilin na mga particle, ay may isang kumplikadong magnetic na istraktura na may dalawang rehiyon ng magkaibang polarity. Sa gilid ng coma na nakaharap sa Araw, isang frontal shock wave ang nabuo, na nagpapakita ng mataas na aktibidad ng plasma.
Bagama't ang buntot at coma ay naglalaman ng mas mababa sa isang milyon ng masa ng kometa, 99.9% ng liwanag ay nagmumula sa mga gas formation na ito, at 0.1% lamang mula sa nucleus. Ang katotohanan ay ang core ay napaka-compact at mayroon ding mababang reflection coefficient (albedo).

Ang mga pangunahing bahagi ng gas ng mga kometa ay nakalista sa pababang pagkakasunud-sunod ng kanilang nilalaman. Ang paggalaw ng gas sa mga buntot ng mga kometa ay nagpapakita na ito ay malakas na naiimpluwensyahan ng mga di-gravitational na puwersa. Ang glow ng gas ay nasasabik ng solar radiation.
Mga atomo	Molecules	Mga ion
GAS COMPONENT NG ISANG COMET

Ang mga particle na nawala ng kometa ay gumagalaw sa kanilang mga orbit at, pumapasok sa mga atmospheres ng mga planeta, nagiging sanhi ng pagbuo ng mga meteor ("shooting star"). Karamihan sa mga meteor na naobserbahan natin ay nauugnay sa mga partikulo ng cometary. Minsan ang pagkasira ng mga kometa ay mas sakuna. Ang Comet Bijela, na natuklasan noong 1826, ay nahati sa dalawang bahagi sa harap ng mga nagmamasid noong 1845. Noong huling nakita ang kometa na ito noong 1852, ang mga piraso ng nucleus nito ay milyun-milyong kilometro ang layo sa isa't isa. Ang nuclear fission ay karaniwang nagbabadya ng kumpletong pagkawatak-watak ng isang kometa. Noong 1872 at 1885, nang ang kometa ni Bijela, kung walang nangyari dito, ay tumawid sa orbit ng Earth, ang hindi pangkaraniwang mabibigat na pag-ulan ng meteor ay naobserbahan.
Sabihin natin sa iyo nang mas detalyado ang tungkol sa bawat elemento ng istraktura ng kometa:

CORE

Ang nucleus ay ang solidong bahagi ng kometa kung saan halos lahat ng masa nito ay puro. Ang nuclei ng mga kometa ay kasalukuyang hindi naa-access sa teleskopiko na mga obserbasyon, dahil nakatago sila ng patuloy na bumubuo ng maliwanag na bagay.
Ayon sa pinakakaraniwang modelo ng Whipple, ang core ay isang pinaghalong yelo na pinaghalo-halo ng mga particle ng meteoric matter (ang teorya ng "marumi snowball"). Sa istrukturang ito, ang mga layer ng frozen na gas ay kahalili ng mga layer ng alikabok. Habang umiinit ang mga gas, sumisingaw ang mga ito at nagdadala ng mga ulap ng alikabok. Ipinapaliwanag nito ang pagbuo ng mga buntot ng gas at alikabok sa mga kometa.
Ayon sa mga pag-aaral na isinagawa gamit ang American automatic station Deep Impact, na inilunsad noong 2005, ang core ay binubuo ng napakaluwag na materyal at isang bukol ng alikabok na may mga pores na sumasakop sa 80% ng dami nito.
Ang comet nuclei ay binubuo ng yelo na may pagdaragdag ng cosmic dust at frozen volatile compounds: carbon monoxide at dioxide, methane, ammonia.

KOMET SA SOLAR SYSTEM

Ang core ay may medyo mababang albedo, mga 4%. Ayon sa pangunahing hypothesis, ito ay ipinaliwanag sa pamamagitan ng pagkakaroon ng isang dust matrix na nabuo sa panahon ng pagsingaw ng yelo at ang akumulasyon ng mga particle ng alikabok sa ibabaw, katulad ng kung paano lumalaki ang isang layer ng surface moraine sa panahon ng pag-urong ng mga glacier sa Earth. Ang isang pag-aaral ng Comet Halley ng Giotto probe ay natagpuan na ito ay sumasalamin lamang sa 4% ng liwanag na insidente dito, at ang Deep Space 1 ay sinukat ang albedo ng Comet Borelli, na 2.5-3.0% lamang. Mayroon ding mga mungkahi na ang ibabaw ay hindi natatakpan ng dust matrix, ngunit may isang matrix ng mga kumplikadong organikong compound, madilim tulad ng tar o bitumen. Sa hypothetically, sa ilang mga kometa, sa paglipas ng panahon, ang aktibidad ay maaaring mawala, kasama ang pagtigil ng sublimation.
Sa ngayon, kakaunti ang mga kometa na ang nuclei ay direktang naobserbahan. Ang paggamit ng spacecraft ay naging posible upang pag-aralan ang kanilang mga coma at nuclei nang direkta at makakuha ng mga close-up na larawan.

MEETING WITH A COMET

- Kometa ni Halley naging unang kometa na ginalugad ng spacecraft. Noong Marso 6 at 9, 1986, dumaan ang Vega-1 at Vega-2 sa layong 8890 at 8030 km mula sa nucleus ng kometa. Nagpadala sila ng 1,500 larawan ng panloob na halo at, sa unang pagkakataon sa kasaysayan, mga larawan ng core, at nagsagawa ng ilang instrumental na mga obserbasyon. Salamat sa kanilang mga obserbasyon, posible na ayusin ang orbit ng susunod na spacecraft, ang Giotto probe ng European Space Agency, na naging posible na lumipad nang mas malapit noong Marso 14, sa layo na 605 km. Dalawang Japanese spacecraft din ang nag-ambag sa pag-aaral ng kometa: Suisei (paglipad noong Marso 8, 150 libong km) at Sakigake (Marso 10, 7 milyong km, na ginamit upang gabayan ang nakaraang spacecraft). Ang lahat ng 5 spacecraft na ito na naggalugad sa kometa ni Halley sa panahon ng pagpasa nito noong 1986 ay nakatanggap ng hindi opisyal na pangalang "Halley's Armada". - MAY Kometa Borelli Noong Setyembre 21, 2001, lumapit ang Deep Space 1 spacecraft, na nakakuha ng pinakamahusay na mga larawan ng nucleus ng kometa sa oras na iyon. - Kometa Wild 2 ay ginalugad ng Stardust spacecraft noong 2004. Sa paglapit sa layo na hanggang 240 km, ang diameter ng core (5 km) ay natukoy, at 10 jet ng gas na sumasabog mula sa ibabaw nito ay naitala. - Kometa Tempel ay ang pangunahing pokus ng misyon ng Deep Impact ng NASA. Noong Hulyo 4, 2005, ang inilabas na Impactor probe ay bumangga sa core, na humahantong sa pagbuga ng bato na may dami na halos 10 libong tonelada. - Kometa Hartley ay ang pangalawang bagay ng pag-aaral ng NASA Deep impact mission, ang diskarte ay naganap noong Nobyembre 4, 2010 sa layo na 700 km. Naobserbahan ang malalakas na jet, na naglalaman ng malalaking fragment ng materyal ng kometa na kasing laki ng mga basketball. - Upang mag-orbit kometa Churyumov-Gerasimenko Noong 2014, inilunsad ang Rosetta spacecraft; noong Nobyembre 2014, ang descent module ay binalak na mapunta sa core.

MEETING WITH A COMET

Ang laki ng nucleus ng kometa ay maaaring matantya mula sa mga obserbasyon sa isang oras na ito ay malayo sa Araw at hindi nababalot ng gas at alikabok na sobre. Sa kasong ito, ang liwanag ay makikita lamang ng solidong ibabaw ng core, at ang maliwanag na ningning nito ay nakasalalay sa cross-sectional area at reflectance (albedo).
Sublimation - ang paglipat ng isang sangkap mula sa isang solid patungo sa isang gas na estado ay mahalaga para sa pisika ng mga kometa. Ang mga sukat ng liwanag at paglabas ng spectra ng mga kometa ay nagpakita na ang pagtunaw ng mga pangunahing yelo ay nagsisimula sa layo na 2.5–3.0 AU, tulad ng dapat kung ang yelo ay pangunahing tubig. Ito ay nakumpirma sa pamamagitan ng pag-aaral ng mga kometa na Halley at Giacobini-Zinner. Ang mga gas na unang naobserbahan habang papalapit ang kometa sa Araw (CN, C 2) ay malamang na natunaw sa tubig na yelo at bumubuo ng mga gas hydrates (clathrates). Kung paano mag-sublimate ang "composite" na yelo na ito ay higit sa lahat ay nakasalalay sa mga thermodynamic na katangian ng tubig na yelo. Ang sublimation ng dust-ice mixture ay nangyayari sa ilang yugto. Ang mga daloy ng gas at maliliit at malalambot na dust particle na kinuha ng mga ito ay umalis sa core, dahil ang atraksyon sa ibabaw nito ay napakahina. Ngunit ang daloy ng gas ay hindi nagdadala ng siksik o magkakaugnay na mabibigat na particle ng alikabok, at nabuo ang isang dust crust. Pagkatapos ay pinainit ng sinag ng araw ang layer ng alikabok, pumapasok ang init, nag-sublimate ang yelo, at dumadaloy ang gas, na nabasag ang dust crust. Ang mga epektong ito ay naging maliwanag sa panahon ng pagmamasid sa kometa ni Halley noong 1986: ang sublimation at pag-agos ng gas ay naganap lamang sa ilang mga rehiyon ng nucleus ng kometa na iluminado ng Araw. Malamang na ang yelo ay nakalantad sa mga lugar na ito, habang ang natitirang bahagi ng ibabaw ay natatakpan ng crust. Ang inilabas na gas at alikabok ay bumubuo sa mga nakikitang istruktura sa paligid ng nucleus ng kometa.

COMA

Ang mga butil ng alikabok at gas ng mga neutral na molekula ay bumubuo ng halos spherical coma ng kometa. Karaniwan ang coma ay umaabot mula 100 libo hanggang 1 milyong km mula sa nucleus. Maaaring ma-deform ng magaan na presyon ang coma, na lumalawak ito sa isang anti-solar na direksyon.

Ang coma ay isang magaan, mahamog, hugis tasa na shell na binubuo ng mga gas at alikabok. Ang coma, kasama ang nucleus, ang bumubuo sa ulo ng kometa. Kadalasan, ang coma ay binubuo ng tatlong pangunahing bahagi:
- Panloob na pagkawala ng malay(molekular, kemikal at photochemical). Ang pinakamatinding pisikal at kemikal na proseso ay nagaganap dito.
- Nakikitang koma(radical coma).
- Ultraviolet coma(atomic).

Larawan ng Comet C/2001 Q4 (NEAT)

KOMET SA SOLAR SYSTEM

Dahil ang mga pangunahing yelo ay halos tubig, ang coma ay pangunahing naglalaman ng mga molekula ng H 2 O. Ang photodissociation ay naghihiwa-hiwalay sa H 2 O sa H at OH, at pagkatapos ay OH sa O at H. Ang mabilis na mga atomo ng hydrogen ay lumilipad nang malayo sa nucleus bago sila maging ionized, at bumuo ng hydrogen corona, ang maliwanag na sukat nito ay kadalasang lumalampas sa solar disk.

BUNTOT

Ang buntot ng isang kometa ay isang pinahabang trail ng alikabok at gas ng cometary matter, na nabuo habang ang kometa ay lumalapit sa Araw at nakikita dahil sa pagkakalat ng sikat ng araw dito. Karaniwang nakadirekta palayo sa Araw.
Habang papalapit ang isang kometa sa Araw, ang mga pabagu-bagong sangkap na may mababang mga punto ng kumukulo, tulad ng tubig, monoxide, carbon monoxide, methane, nitrogen at posibleng iba pang mga frozen na gas, ay nagsisimulang mag-sublimate mula sa ibabaw ng nucleus nito. Ang prosesong ito ay humahantong sa pagbuo ng coma. Ang pagsingaw ng maruming yelo na ito ay naglalabas ng mga particle ng alikabok na na-gas mula sa core. Ang mga molekula ng gas sa isang coma ay sumisipsip ng sikat ng araw at pagkatapos ay muling naglalabas nito sa iba't ibang mga wavelength (ang phenomenon na ito ay tinatawag na fluorescence), at ang mga particle ng alikabok ay nagkakalat ng sikat ng araw sa iba't ibang direksyon nang hindi binabago ang haba ng daluyong. Ang parehong mga prosesong ito ay nagreresulta sa pagkawala ng malay na nakikita ng isang tagamasid sa labas.
Sa kabila ng katotohanang wala pang isang milyong bahagi ng masa ng kometa ang nakakonsentra sa buntot at pagkawala ng malay, halos 99.9% ng glow na ating napapansin habang dumadaan ang kometa sa kalangitan ay nagmumula sa mga gas formation na ito. Ang katotohanan ay ang core ay napaka-compact at may mababang reflection coefficient (albedo).
Iba-iba ang haba at hugis ng mga buntot ng kometa. Ang ilang mga kometa ay may mga ito na lumalawak sa buong kalangitan. Halimbawa, ang buntot ng kometa na lumitaw noong 1944 ay 20 milyong km ang haba. At ang kometa C/1680 V1 ay may buntot na umaabot sa 240 milyong km. Ang mga kaso ng paghihiwalay ng buntot mula sa isang kometa ay naitala din (C/2007 N3 (Lulin)).
Ang mga buntot ng mga kometa ay walang matalim na mga balangkas at halos transparent - ang mga bituin ay malinaw na nakikita sa pamamagitan ng mga ito - dahil sila ay nabuo mula sa napakabihirang bagay (ang density nito ay mas mababa kaysa sa density ng gas na inilabas mula sa isang lighter). Iba-iba ang komposisyon nito: gas o maliliit na dust particle, o pinaghalong pareho. Ang komposisyon ng karamihan sa mga butil ng alikabok ay katulad ng materyal na asteroid sa solar system, gaya ng inihayag ng pag-aaral ng Stardust spacecraft ng comet 81P/Wilda. Sa esensya, ito ay "walang nakikita": ang isang tao ay maaaring obserbahan ang mga buntot ng mga kometa lamang dahil ang gas at alikabok ay kumikinang. Sa kasong ito, ang glow ng gas ay nauugnay sa ionization nito sa pamamagitan ng ultraviolet rays at stream ng mga particle na inilabas mula sa solar surface, at ang alikabok ay nakakalat lamang ng sikat ng araw.
Ang teorya ng mga buntot at hugis ng kometa ay binuo sa pagtatapos ng ika-19 na siglo ng astronomong Ruso na si Fyodor Bredikhin. Nabibilang din siya sa klasipikasyon ng mga buntot ng kometa, na ginagamit sa modernong astronomiya.

Iminungkahi ni Bredikhin ang pag-uuri ng mga buntot ng kometa sa tatlong pangunahing uri:
- Uri I Tuwid at makitid, direktang nakadirekta mula sa Araw;
- II uri. Malapad at bahagyang hubog, lumilihis palayo sa Araw;
- III uri. Maikli, malakas na lumihis mula sa gitnang luminary.

Ipinaliwanag ng mga astronomo ang iba't ibang hugis ng mga buntot ng cometary tulad ng sumusunod. Ang mga particle na bumubuo sa mga kometa ay may iba't ibang komposisyon at katangian at iba ang tugon sa solar radiation. Kaya, ang mga landas ng mga particle na ito sa kalawakan ay "nakakaiba," at ang mga buntot ng mga manlalakbay sa kalawakan ay may iba't ibang hugis.
Ang bilis ng isang particle na ibinubuga mula sa nucleus ng kometa ay binubuo ng bilis na nakuha bilang isang resulta ng pagkilos ng Araw - ito ay nakadirekta mula sa Araw patungo sa particle, at ang bilis ng paggalaw ng kometa, ang vector na kung saan ay tangent. sa orbit nito, samakatuwid ang mga particle na ibinubuga sa isang tiyak na sandali ay, sa pangkalahatan, ay hindi matatagpuan sa tuwid na linya, ngunit sa isang kurba na tinatawag na syndynamy. Kakatawanin ni Syndina ang posisyon ng buntot ng kometa sa oras na iyon. Sa mga indibidwal na matalim na pagbuga, ang mga particle ay bumubuo ng mga segment o linya sa syndyne sa isang anggulo dito, na tinatawag na mga synchron. Kung magkano ang pagkakaiba ng buntot ng kometa mula sa direksyon mula sa Araw hanggang sa kometa ay depende sa masa ng mga particle at sa pagkilos ng Araw.

Ang epekto ng solar radiation sa isang koma ay humahantong sa pagbuo ng buntot ng kometa. Ngunit dito, masyadong, ang alikabok at gas ay kumikilos nang iba. Ang radiation ng ultraviolet mula sa araw ay nag-ionize ng ilan sa mga molekula ng gas, at ang presyon ng solar wind, na isang stream ng mga sisingilin na particle na ibinubuga ng Araw, ay nagtutulak sa mga ion, na nag-uunat ng coma sa isang mahabang buntot na maaaring umabot ng higit sa 100 milyon kilometro. Ang mga pagbabago sa daloy ng solar wind ay maaaring humantong sa naobserbahang mabilis na mga pagbabago sa hitsura ng buntot at kahit na kumpleto o bahagyang pagkasira. Ang mga ion ay pinabilis ng solar wind sa bilis na sampu at daan-daang kilometro bawat segundo, na mas malaki kaysa sa bilis ng orbital na paggalaw ng kometa. Samakatuwid, ang kanilang paggalaw ay halos eksaktong nakadirekta sa direksyon mula sa Araw, tulad ng uri I buntot na kanilang nabuo. Ang mga buntot ng ion ay may mala-bughaw na glow dahil sa fluorescence. Ang solar wind ay halos walang epekto sa comet dust; ito ay itinulak palabas ng coma sa pamamagitan ng presyon ng sikat ng araw. Ang alikabok ay pinabilis ng liwanag na mas mahina kaysa sa mga ion ng solar wind, kaya ang paggalaw nito ay tinutukoy ng paunang bilis ng paggalaw ng orbital at pagbilis sa ilalim ng impluwensya ng magaan na presyon. Ang alikabok ay nahuhuli sa likod ng ion tail at bumubuo ng type II o III na mga buntot na nakakurba sa direksyon ng orbit. Uri II tailings ay nabuo sa pamamagitan ng isang pare-parehong daloy ng alikabok mula sa ibabaw. Ang Type III tails ay resulta ng panandaliang paglabas ng malaking ulap ng alikabok. Dahil sa pagkalat ng mga acceleration na nakuha ng mga butil ng alikabok na may iba't ibang laki sa ilalim ng impluwensya ng magaan na presyon, ang paunang ulap ay nakaunat din sa isang buntot, kadalasang nakakurbada kahit na mas malakas kaysa sa uri ng II na buntot. Ang mga buntot ng alikabok ay kumikinang na may nagkakalat na mapula-pula na liwanag.
Ang buntot ng alikabok ay karaniwang pare-pareho at umaabot sa milyun-milyon at sampu-sampung milyong kilometro. Ito ay nabuo sa pamamagitan ng mga butil ng alikabok na itinapon mula sa core sa antisolar na direksyon sa pamamagitan ng presyon ng sikat ng araw, at may madilaw-dilaw na kulay dahil ang mga butil ng alikabok ay nakakalat lamang ng sikat ng araw. Ang mga istruktura ng buntot ng alikabok ay maaaring ipaliwanag sa pamamagitan ng hindi pantay na pagsabog ng alikabok mula sa core o ang pagkasira ng mga butil ng alikabok.
Ang buntot ng plasma, sampu o kahit daan-daang milyong kilometro ang haba, ay isang nakikitang pagpapakita ng kumplikadong pakikipag-ugnayan sa pagitan ng kometa at ng solar wind. Ang ilang mga molekula na umaalis sa nucleus ay na-ionize ng solar radiation, na bumubuo ng mga molekular na ion (H 2 O +, OH +, CO +, CO 2 +) at mga electron. Pinipigilan ng plasma na ito ang paggalaw ng solar wind, na pinapasok ng magnetic field. Kapag ang kometa ay tumama sa kometa, ang mga linya ng field ay bumabalot sa paligid nito, na kumukuha ng hugis ng isang hairpin at lumilikha ng dalawang bahagi ng magkasalungat na polarity. Ang mga molekular na ion ay nakukuha sa magnetic na istrakturang ito at bumubuo ng isang nakikitang buntot ng plasma sa gitna, pinakamakapal na bahagi nito, na may asul na kulay dahil sa mga spectral na banda ng CO+. Ang papel ng solar wind sa pagbuo ng mga plasma tails ay itinatag ni L. Biermann at H. Alfven noong 1950s. Kinumpirma ng kanilang mga kalkulasyon ang mga sukat mula sa spacecraft na lumipad sa mga buntot ng mga kometa na sina Giacobini–Zinner at Halley noong 1985 at 1986.
Ang iba pang mga phenomena ng pakikipag-ugnayan sa solar wind, na tumama sa kometa sa bilis na humigit-kumulang 400 km/s at bumubuo ng isang shock wave sa harap nito, kung saan ang bagay ng hangin at ang ulo ng kometa ay siksik, ay nangyayari din. sa buntot ng plasma. Ang proseso ng "pagkuha" ay gumaganap ng isang mahalagang papel; ang kakanyahan nito ay ang mga neutral na molekula ng kometa ay malayang tumagos sa daloy ng solar wind, ngunit kaagad pagkatapos ng ionization ay nagsisimula silang aktibong nakikipag-ugnayan sa magnetic field at pinabilis sa makabuluhang enerhiya. Totoo, kung minsan ang mga napakalakas na molekular na ion ay sinusunod na hindi maipaliwanag mula sa punto ng view ng ipinahiwatig na mekanismo. Ang proseso ng pagkuha ay nasasabik din sa mga alon ng plasma sa napakalaking dami ng espasyo sa paligid ng nucleus. Ang pagmamasid sa mga phenomena na ito ay may pangunahing interes para sa plasma physics.
Ang "tail break" ay isang magandang tanawin. Tulad ng nalalaman, sa normal na estado ang buntot ng plasma ay konektado sa ulo ng kometa sa pamamagitan ng isang magnetic field. Gayunpaman, kadalasan ang buntot ay humihiwalay mula sa ulo at nahuhuli, at isang bago ay nabuo sa lugar nito. Nangyayari ito kapag ang isang kometa ay dumaan sa hangganan ng mga rehiyon ng solar wind na may magkasalungat na direksyon na magnetic field. Sa sandaling ito, ang magnetic na istraktura ng buntot ay muling inayos, na mukhang isang pahinga at pagbuo ng isang bagong buntot. Ang kumplikadong topology ng magnetic field ay humahantong sa acceleration ng mga sisingilin na particle; Maaaring ipaliwanag nito ang hitsura ng mga fast ions na binanggit sa itaas.
Anti-Tail ay isang terminong ginamit sa astronomiya upang ilarawan ang isa sa tatlong uri ng mga buntot na lumilitaw sa isang kometa habang papalapit ito sa Araw. Ang kakaiba ng buntot na ito ay, hindi katulad ng iba pang dalawang buntot, alikabok at gas, ito ay nakadirekta patungo sa Araw, at hindi malayo dito, kaya ito ay geometrically kabaligtaran sa iba pang mga buntot. Ang antitail ay binubuo ng malalaking particle ng alikabok, na, dahil sa kanilang masa at sukat, ay mahinang naapektuhan ng solar wind at, bilang panuntunan, ay nananatili sa eroplano ng orbit ng kometa, na sa huli ay kumukuha ng hugis ng isang disk. Dahil sa medyo mababang konsentrasyon ng mga particle ng alikabok, halos imposibleng makita ang disk na ito sa ilalim ng normal na mga kondisyon. Samakatuwid, ito ay makikita lamang sa gilid kapag ito ay sapat na maliwanag upang maobserbahan. Nagiging posible ito sa maikling panahon kapag ang Earth ay tumatawid sa eroplano ng orbit ng kometa. Bilang resulta, ang disk ay makikita sa anyo ng isang maliit na buntot na nakadirekta palayo sa Araw.
Dahil ang mga particle ng alikabok ay may anyo ng isang disk, natural na ang antitail ay umiiral hindi lamang sa harap, kundi pati na rin sa likod at sa mga gilid ng kometa. Ngunit sa mga gilid ng kometa ay hindi ito nakikita dahil sa cometary nucleus, at sa likod nito ay nawala ito sa likod ng mas siksik at mas maliwanag na alikabok at mga buntot ng gas.
Karamihan sa mga dumaraan na kometa ay masyadong maliit upang makakita ng isang antitail, ngunit may ilang mga kometa na sapat ang laki upang magawa ito, gaya ng Kometa C/1995 O1 (Hale-Bopp) noong 1997.

Degenerate na Kometa

Ang isang degenerate na kometa ay isa na nawala ang karamihan sa mga volatile nito at samakatuwid ay hindi na bumubuo ng isang buntot o pagkawala ng malay habang papalapit ito sa Araw. Ang lahat ng mga volatile ay sumingaw na mula sa nucleus ng kometa, at ang natitirang mga bato ay pangunahing binubuo ng medyo mabibigat na hindi pabagu-bagong elemento, katulad ng mga karaniwan sa ibabaw ng mga asteroid. Ang mga extinct na kometa ay maliliit, madilim na celestial na katawan na napakahirap makita kahit na may pinakamalakas na teleskopyo.
Para mawala ang isang kometa, hindi nito kailangang mawala ang lahat ng mga pabagu-bagong sangkap nito: sapat na na ang mga ito ay selyado sa ilalim ng isang layer ng sedimentary non-volatile compounds. Maaaring mabuo ang gayong mga layer kung ang ibabaw ng kometa ay naglalaman ng mga non-volatile compound. Habang ang mga gas at iba pang pabagu-bagong sangkap ay sumingaw, ang mga non-volatile na compound ay tumira at nag-iipon upang bumuo ng isang crust na ilang sentimetro ang kapal, na sa kalaunan ay ganap na hinaharangan ang pagpasok ng solar energy sa malalim na mga layer. Bilang resulta, ang init ng araw ay hindi na makalusot sa crust na ito at magpainit sa kanila sa isang temperatura kung saan sila magsisimulang mag-evaporate - ang kometa ay nagiging extinct. Ang mga uri ng kometa ay tinatawag ding nakatago o natutulog. Ang isang halimbawa ng naturang katawan ay ang asteroid (14827) Hypnos.
Ang terminong dormant comet ay ginagamit din upang ilarawan ang mga inactive na kometa na maaaring maging aktibo kung sila ay malapit sa Araw. Halimbawa, sa panahon ng pagpasa ng perihelion noong 2008, ang aktibidad ng cometary ng asteroid (52872) Okiroya ay makabuluhang tumindi. At ang asteroid (60558) Echeclus, pagkatapos na maitala ang hitsura ng isang pagkawala ng malay, ay nakatanggap din ng pagtatalaga ng cometary na 174P/Echeclus.

Kapag ang mga asteroid at kometa ay nahahati sa dalawang magkaibang klase, ang mga pangunahing pagkakaiba sa pagitan ng mga klase na ito ay hindi nabuo sa loob ng mahabang panahon. Ang isyung ito ay nalutas lamang noong 2006 sa 26th General Assembly sa Prague. Ang pangunahing pagkakaiba sa pagitan ng isang asteroid at isang kometa ay kinikilala na ang isang kometa, habang papalapit ito sa Araw, ay bumubuo ng isang koma sa paligid ng sarili dahil sa sublimation ng yelo malapit sa ibabaw sa ilalim ng impluwensya ng solar radiation, habang ang isang asteroid ay hindi kailanman bumubuo ng isang pagkawala ng malay. Bilang isang resulta, ang ilang mga bagay ay nakatanggap ng dalawang pagtatalaga nang sabay-sabay, dahil sa una ay inuri sila bilang mga asteroid, ngunit pagkatapos, kapag nakita ang aktibidad ng cometary sa kanila, nakatanggap din sila ng isang pagtatalaga ng cometary. Ang isa pang pagkakaiba ay ang mga kometa ay may posibilidad na magkaroon ng mas mahabang mga orbit kaysa sa karamihan ng mga asteroid—kaya, ang "mga asteroid" na may mataas na orbital eccentricity ay mas malamang na ang nuclei ng mga extinct na kometa. Ang isa pang mahalagang tagapagpahiwatig ay ang kalapitan ng orbit sa Araw: ipinapalagay na karamihan sa mga bagay na gumagalaw sa mga orbit na malapit sa Araw ay mga extinct na kometa rin. Humigit-kumulang 6% ng lahat ng malapit-Earth na asteroid ay mga extinct na kometa na ganap nang naubos ang kanilang mga reserbang pabagu-bago ng isip na mga sangkap. Ito ay lubos na posible na ang lahat ng mga kometa maaga o huli ay mawawala ang lahat ng kanilang mga volatiles at maging mga asteroid.