Rychlost komety. Co je to kometa? Co se stane při srážce

Malé jádro komety je jeho jedinou pevnou částí, je v něm soustředěna téměř veškerá jeho hmota. Proto je jádro hlavní příčinou zbytku komplexu kometárních jevů. Jádra komet jsou stále nepřístupná pro teleskopická pozorování, protože jsou zahalena okolní svítící hmotou, která z jader nepřetržitě vytéká. Pomocí velkého zvětšení lze nahlédnout do hlubších vrstev svítícího plynového a prachového obalu, ale to, co zůstane, bude stále mnohem větší než skutečné rozměry jádra. Centrální kondenzace viditelná v atmosféře komety vizuálně a na fotografiích se nazývá fotometrické jádro. Předpokládá se, že samotné jádro je ve středu. komety, to znamená, že se nachází těžiště. Jak však ukázal sovětský astronom D.O. Mokhnach, těžiště se nemusí shodovat s nejjasnější oblastí fotometrického jádra. Tento jev se nazývá Mohnachův jev.

Mlžná atmosféra obklopující fotometrické jádro se nazývá kóma... Kóma s jádrem makeup hlava komety- plynný obal, který vzniká v důsledku zahřívání jádra při přiblížení ke Slunci. Daleko od Slunce vypadá hlava symetricky, ale jak se k ní přibližuje, postupně se stává oválnou, pak se ještě více prodlužuje a na opačné straně od Slunce se z ní vyvíjí ocas, který se skládá z plynu a prachu vstupujícího sloučenina hlavy.

Jádro je nejdůležitější část komety ... Stále však neexistuje jednotný názor na to, co to skutečně je. Ještě v době Laplacea se věřilo, že jádro komety- pevná látka, sestávající ze snadno se odpařujících látek, jako je led nebo sníh, které se vlivem slunečního tepla rychle mění v plyn. Tento klasický ledový model kometárního jádra byl v poslední době výrazně rozšířen. Nejuznávanější je model jádra vyvinutý Uiphilem - konglomerát žáruvzdorných kamenitých částic a zmrzlých těkavých složek (metan, oxid uhličitý, voda atd.). V takovém jádru se střídají ledové vrstvy zmrzlých plynů s prachovými vrstvami. Jak se plyny ohřívají, vypařují, odnášejí prachová oblaka. To umožňuje vysvětlit vznik plynových a prachových ohonů v kometách a také schopnost malých jader uvolňovat plyn.

Mechanismus odtoku hmoty z jádra je podle Whipplea vysvětlen následovně. Komety, které provedly malý počet periheliových průchodů – tzv. „mladé“ komety – ještě nestihly vytvořit povrchovou ochrannou kůru a povrch jádra je pokryt ledem, proto vývoj plynu probíhá intenzivně přímé odpařování. Ve spektru např komety převládá odražené sluneční světlo, což umožňuje spektrálně rozlišit "staré" komety od „mladých“. Obvykle se nazývají "mladí". komety, mající hlavní poloosy oběžných drah, protože se předpokládá, že nejprve proniknou do vnitřních oblastí sluneční soustavy. "Starý" komety- to komety s krátkou periodou revoluce kolem Slunce, opakovaně míjející jejich perihélium. U „starých“ komet se na povrchu vytváří žáruvzdorná clona, ​​protože při opakovaných návratech ke Slunci se povrchový led, který taje, „znečišťuje“. Tato clona dobře chrání spodní led před vystavením slunečnímu záření.

Whippleův model vysvětluje mnoho kometárních jevů: hojné uvolňování plynu z malých jader, příčinu negravitačních sil, které vychylují kometu z vypočítané dráhy. Proudy vycházející z jádra vytvářejí reaktivní síly, které vedou k sekulárnímu zrychlení nebo zpomalení pohybu krátkoperiodických komet.

Existují také další modely, které popírají přítomnost monolitického jádra: jeden představuje jádro jako roj sněhových vloček, druhý jako nahromadění ledových kamenných bloků a třetí naznačuje, že jádro periodicky kondenzuje z částic meteorického roje. pod vlivem planetární gravitace. Přesto je Whippleův model považován za nejvěrohodnější.

Hmotnosti kometárních jader jsou v současnosti určeny extrémně nejistě, takže můžeme mluvit o pravděpodobném hmotnostním rozmezí: od několika tun (mikrokomety) po několik stovek a možná i tisíce miliard tun (od 10 do 10-10 tun).

Kóma komety obklopuje jádro v podobě mlhavé atmosféry. U většiny komet se kóma skládá ze tří hlavních částí, které se výrazně liší svými fyzikálními parametry:
1) nejbližší oblast sousedící s jádrem - vnitřní, molekulární, chemické a fotochemické kóma,
2) viditelné kóma nebo kóma radikálů,
3) ultrafialové nebo atomové kóma.

Ve vzdálenosti 1a. To znamená, že od Slunce je střední průměr vnitřní komy D = 10 km, viditelná D = 10 - 10 km a ultrafialová D = 10 km.

Ve vnitřním kómatu probíhají nejintenzivnější fyzikální a chemické procesy: chemické reakce, disociace a ionizace neutrálních molekul. Ve viditelném kómatu, sestávajícím převážně z radikálů (chemicky aktivních molekul) (CN, OH, NH atd.), proces disociace a excitace těchto molekul vlivem slunečního záření pokračuje, ale méně intenzivně než ve vnitřním kómatu. .

L. M. Shulman na základě dynamických vlastností hmoty navrhl rozdělit kometární atmosféru do následujících zón:
1) vrstva stěny (oblast vypařování a kondenzace částic na povrchu ledu),
2) perinukleární oblast (oblast plynodynamického pohybu hmoty),
3) přechodová oblast,
4) oblast volného molekulárního rozptylu kometárních částic do meziplanetárního prostoru.

Ale ne pro každého komety přítomnost všech uvedených atmosférických oblastí by měla být povinná.

Jak se přibližujete komety ke Slunci průměr viditelné hlavy den ode dne roste, po projití perihélia její dráhy se hlava opět zvětšuje a dosahuje maximální velikosti mezi drahami Země a Marsu. Obecně platí, že pro celou sadu komet jsou průměry hlav omezeny v širokých mezích: od 6000 km do 1 milionu km.

Kometa míří při pohybu komety na oběžné dráze nabývají různých podob. Daleko od Slunce jsou kulaté, ale jak se ke Slunci přibližují, pod vlivem slunečního tlaku získává hlava podobu paraboly nebo řetězovky.

S.V. Orlov navrhl následující klasifikaci kometárních hlav, s ohledem na jejich tvar a vnitřní strukturu:
1. Typ E; - pozorováno u komet s jasnými komami, orámovanými ze strany Slunce svítícími parabolickými slupkami, jejichž ohnisko leží v jádře komety.
2. Typ C; - pozorováno u komet, jejichž hlavy jsou čtyřikrát slabší než hlavy typu E a svým vzhledem připomínají cibuli.
3. Typ N; - pozorováno u komet, které postrádají komu i obal.
4. Typ Q; - pozorováno u komet se slabým výběžkem směrem ke Slunci, tedy anomálním ohonem.
5. Typ h; - pozorováno u komet, v jejichž hlavě se generují rovnoměrně se rozpínající prstence - galo se středem v jádře.

Nejpůsobivější část komety- její ocas... Ocasy jsou téměř vždy nasměrovány od Slunce. Ocasy se skládají z prachu, plynu a ionizovaných částic. Proto v závislosti na složeníčástice ohonů jsou odpuzovány ve směru opačném ke Slunci silami vycházejícími ze Slunce.

F. Bessel, Zkoumání tvaru ocasu komety Halley, nejprve to vysvětlil působením odpudivých sil vycházejících ze Slunce. Následně F. A. Bredikhin vypracoval dokonalejší mechanickou teorii kometárních ohonů a navrhl je rozdělit do tří samostatných skupin v závislosti na velikosti odpudivého zrychlení.

Mechanismus záře kometárních molekul rozluštili v roce 1911 K. Schwarzschild a E. Crohn, kteří došli k závěru, že jde o mechanismus fluorescence, tedy reemise slunečního záření.

Někdy jsou u komet pozorovány spíše neobvyklé struktury: paprsky vycházející z jádra pod různými úhly a tvořící dohromady zářivý ohon; galos - systémy rozpínajících se soustředných prstenců; zmenšující se skořápky - vzhled několika skořápek, které se neustále pohybují směrem k jádru; oblačnost; ohyby ocasů připomínající omega, které se objevují během nepravidelností slunečního větru.

V roce 2009 otevřel Robert McNaught kometa C / 2009 R1, která se blíží k Zemi a v polovině června 2010 ji budou moci spatřit pouhým okem obyvatelé severní polokoule.

Kometa Morehouse(C / 1908 R1) je kometa objevená v USA v roce 1908, která byla první kometou, která byla aktivně studována pomocí fotografie. Došlo k překvapivým změnám ve struktuře ocasu. Během dne 30. září 1908 probíhaly tyto změny nepřetržitě. 1. října se ocas odtrhl a už jej nebylo možné vizuálně pozorovat, ačkoli fotografie pořízená 2. října ukázala přítomnost tří ocasů. K prasknutí a následnému růstu ocasů docházelo opakovaně.

Kometa Tebbutta(C / 1861 J1) - jasná kometa viditelná pouhým okem, byla objevena australským amatérským astronomem v roce 1861. Země prošla ohonem komety 30. června 1861.

Kometa hyakutake(C / 1996 B2) je velká kometa, která v březnu 1996 dosáhla nulové jasnosti a vytvořila ohon, jehož rozsah se odhaduje na nejméně 7 stupňů. Jeho zdánlivá jasnost je z velké části způsobena blízkostí Země – kometa od ní prolétla ve vzdálenosti necelých 15 milionů km. Maximální přiblížení ke Slunci je 0,23 AU a jeho průměr je asi 5 km.

Humasonova kometa(C / 1961 R1) - obří kometa, objevená v roce 1961. Její ohony i přes tak velkou vzdálenost od Slunce stále dosahují délky 5 AU, což je příklad neobvykle vysoké aktivity.

Kometa McNaught(C / 2006 P1), známá také jako Velká kometa roku 2007, je dlouhoperiodická kometa objevená 7. srpna 2006 britsko-australským astronomem Robertem McNaughtem a stala se nejjasnější kometou za posledních 40 let. Obyvatelé severní polokoule jej mohli v lednu a únoru 2007 snadno pozorovat pouhým okem. V lednu 2007 dosáhla magnituda komety -6,0; kometa byla viditelná všude za denního světla a maximální délka ohonu byla 35 stupňů.

Pravděpodobně k nám létají dlouhoperiodické komety z Oortova oblaku, které obsahuje miliony kometárních jader. Tělesa nacházející se na okraji sluneční soustavy se zpravidla skládají z těkavých látek (voda, metan a další led), které se při přiblížení ke Slunci vypařují.

V tuto chvíli bylo objeveno více než 400 krátkoperiodických komet. Z toho asi 200 bylo pozorováno při více než jednom průchodu perihéliem. Řada z nich patří do tzv. rodin. Například asi 50 komet s nejkratší periodou (jejich úplná rotace kolem Slunce trvá 3–10 let) tvoří rodinu Jupiterů. O něco menší než rodina Saturna, Uranu a Neptuna (zejména do té druhé patří slavná Halleyova kometa).

Komety vynořující se z hlubin vesmíru vypadají jako zamlžené objekty, za nimiž se táhne ohon dosahující někdy délky milionů kilometrů. Jádrem komety je těleso z pevných částic a ledu, které je obaleno mlžnou slupkou zvanou koma. Jádro o průměru několika kilometrů může mít kolem sebe kómu o průměru 80 000 kilometrů. Proudy slunečního světla vyrážejí částice plynu z kómatu a vrhají je zpět a stahují je do dlouhého kouřového ohonu, který se za ním vleče vesmírem.

Jasnost komet je velmi závislá na jejich vzdálenosti od Slunce. Ze všech komet je jen velmi malý zlomek dostatečně blízko ke Slunci a Zemi, takže je lze vidět pouhým okem. Nejpozoruhodnější z nich jsou někdy označovány jako „velké komety“.

Struktura komety

Komety se pohybují po protáhlých eliptických drahách. Všimněte si dvou různých ocasů.

Komety se zpravidla skládají z "hlavy" - malého jasného sraženého jádra, které je obklopeno lehkým mlžným obalem (koma), který se skládá z plynů a prachu. U jasných komet při jejich přiblížení ke Slunci vzniká „ocásek“ – slabý svítící pás, který je v důsledku lehkého tlaku a působení slunečního větru nasměrován nejčastěji opačným směrem než naše hvězda.

Ocasy nebeských poutníků komet se liší délkou a tvarem. U některých komet se táhnou po obloze. Například ohon komety, který se objevil v roce 1944 [ vyjasnit], byla dlouhá 20 milionů km. A kometa C/1680 V1 měla ohon, který se táhl na 240 milionů km.

Ohony komet nemají ostré obrysy a jsou prakticky průhledné - hvězdy jsou přes ně dobře viditelné - protože jsou tvořeny z extrémně řídké hmoty (její hustota je mnohem menší než hustota plynu uvolněného ze zapalovače). Jeho složení je různé: plyn nebo nejmenší zrnka prachu nebo směs obou. Složení většiny prachových zrn je podobné materiálu asteroidu sluneční soustavy, který byl odhalen jako výsledek studie komety Wild (2) sondou Stardust. Ve skutečnosti jde o „neviditelné nic“: člověk může pozorovat ohony komet pouze proto, že září plyn a prach. V tomto případě je záře plynu spojena s jeho ionizací ultrafialovými paprsky a proudy částic emitovaných ze slunečního povrchu a prach jednoduše rozptyluje sluneční světlo.

Teorii ohonů a tvarů komet vypracoval na konci 19. století ruský astronom Fjodor Bredikhin (-). Patří také do klasifikace kometárních ohonů, která se používá v moderní astronomii.

Bredikhin navrhl klasifikovat ohony komet do hlavních tří typů: rovné a úzké, nasměrované přímo ze Slunce; široký a mírně zakřivený, odchylující se od Slunce; krátká, silně odkloněná od centrálního svítidla.

Astronomové vysvětlují tyto různé formy kometárních ohonů následovně. Částice, které tvoří komety, mají různé složení a vlastnosti a odlišně reagují na sluneční záření. Dráhy těchto částic se tak ve vesmíru „rozcházejí“ a ocasy vesmírných cestovatelů získávají různé tvary.

Komety blízko

Co jsou to samotné komety? Astronomové o nich získali vyčerpávající představu díky úspěšným „návštěvám“ Halleyovy komety vesmírných lodí „Vega-1“ a „Vega-2“ a evropského „Giotto“. Četné přístroje instalované na těchto zařízeních přenášely na Zemi snímky jádra komety a různé informace o jejím obalu. Ukázalo se, že jádro Halleyovy komety tvoří převážně obyčejný led (s malými inkluzemi oxidu uhličitého a ledu metanu), stejně jako prachové částice. Právě ony tvoří obal komety a jak se přibližuje ke Slunci, některé z nich – pod tlakem slunečních paprsků a slunečního větru – přecházejí do ohonu.

Rozměry jádra Halleyovy komety, jak vědci správně vypočítali, se rovnají několika kilometrům: 14 - na délku, 7,5 - v příčném směru.

Jádro Halleyovy komety má nepravidelný tvar a otáčí se kolem osy, která, jak předpokládal německý astronom Friedrich Bessel (-), byla téměř kolmá na oběžnou rovinu komety. Doba rotace se ukázala být 53 hodin - což bylo opět v dobré shodě s výpočty astronomů.

Poznámky (upravit)

Výzkumníci komet

Nadace Wikimedia. 2010.

Podívejte se, co jsou "komety" v jiných slovnících:

Nebeská tělesa, která se občas objeví ve sluneční soustavě. Jsou to lehké mlhoviny s brilantním jádrem uvnitř; nejčastěji se za nimi táhne lehká stopa, nebo, jak se tomu říká, ocas; vždy je obrácen k opačnému slunci ... ... Slovník cizích slov ruského jazyka

- (řecky, singulární komety, doslova dlouhovlasá) malá tělesa sluneční soustavy s rozšířenou (až stovky milionů km) nestacionární atmosférou. Od ostatních malých těles se K. liší i fyz. chem. a orbitální charakteristiky. Je to přesně ... ... Fyzická encyklopedie

- (Kometa) nebeská tělesa v podobě mlžné skvrny s více či méně jasným jádrem uprostřed; většinu z nich navíc doprovází spíše světlý mlhavý pruh zvaný ohon komety. Některé z nich se objevují na korpusu ... ... Námořní slovník

komety- Nebeská tělesa sluneční soustavy, pohybující se po vysoce protáhlých drahách, skládající se z ledového jádra a plynového „ocasu“ nataženého v délce milionu km. [Slovník geologických termínů a pojmů. Tomská státní univerzita] Témata ... ... Technická příručka překladatele

- (z řeckého kometes, hvězda s ocasem, kometa; doslova dlouhovlasá) tělesa sluneční soustavy, která vypadají jako mlhavé objekty, obvykle s lehkou sraženinou jádra ve středu a ohonem. Obecné informace o kometách. K. jsou pozorovány, když... Velká sovětská encyklopedie

- (z řeckého komētēs, doslova dlouhovlasý), tělesa Sluneční soustavy se pohybují po značně protáhlých drahách, ve značné vzdálenosti od Slunce vypadají jako slabě zářící oválné skvrny, a když se přibližují ke Slunci, objevují se ... ... encyklopedický slovník

Obsah článku

KOMETA, malé nebeské těleso pohybující se v meziplanetárním prostoru a při přiblížení ke Slunci hojně emitující plyn. S kometami jsou spojeny různé fyzikální procesy, od sublimace (suché vypařování) ledu až po plazmatické jevy. Komety jsou pozůstatky formování sluneční soustavy, přechodné stadium k mezihvězdné hmotě. Pozorování komet a dokonce i jejich objevy často provádějí amatéři astronomie. Někdy jsou komety tak jasné, že přitahují pozornost všech. V minulosti výskyt jasných komet vyvolával v lidech strach a sloužil jako zdroj inspirace pro umělce a karikaturisty.

Pohyb a prostorové rozložení.

Všechny nebo téměř všechny komety jsou součástí sluneční soustavy. Stejně jako planety se řídí zákony gravitace, ale pohybují se velmi zvláštním způsobem. Všechny planety obíhají kolem Slunce v jednom směru (který se nazývá "dopředu" na rozdíl od "reverzního") po téměř kruhových drahách ležících přibližně ve stejné rovině (ekliptika) a komety se pohybují vpřed i vzad silně protáhle ( excentrické) dráhy skloněné pod různými úhly k ekliptice. Je to povaha pohybu, která okamžitě vydává kometu.

Dlouhoperiodické komety (s oběžnou dobou delší než 200 let) přilétají z oblastí nacházejících se tisíckrát dále než nejvzdálenější planety a jejich dráhy jsou nakloněny pod nejrůznějšími úhly. Krátkoperiodické komety (méně než 200 let) pocházejí z oblasti vnějších planet a pohybují se v dopředném směru po drahách, které leží blízko ekliptiky. Daleko od Slunce komety obvykle nemají „ohony“, ale někdy mají sotva viditelné „koma“ obklopující „jádro“; dohromady se jim říká „hlava“ komety. Jak se blíží ke slunci, hlava se zvětšuje a objevuje se ocas.

Struktura.

Ve středu kómatu je jádro - pevná látka nebo konglomerát těl o průměru několika kilometrů. Prakticky veškerá hmota komety je soustředěna v jejím jádru; tato hmotnost je miliardkrát menší než hmotnost Země. Podle modelu F. Whipplea tvoří jádro komety směs různých ledů, především vodního ledu s příměsí zmrzlého oxidu uhličitého, čpavku a prachu. Tento model potvrzují jak astronomická pozorování, tak přímá měření z kosmických lodí v blízkosti jader komet Halley a Giacobini - Zinner v letech 1985-1986.

Když se kometa přiblíží ke Slunci, její jádro se zahřeje a ledy sublimují, tzn. odpařovat bez tání. Vzniklý plyn se od jádra rozptyluje všemi směry, odnáší prachové částice a vytváří kómu. Molekuly vody rozpadající se pod vlivem slunečního záření vytvářejí kolem jádra komety obrovskou vodíkovou korónu. Kromě sluneční přitažlivosti působí na řídkou hmotu komety odpudivé síly, díky nimž vzniká ohon. Tlak slunečního světla působí na neutrální molekuly, atomy a prachové částice a tlak slunečního větru působí na ionizované molekuly a atomy.

Chování částic, které tvoří ohon, bylo mnohem jasnější po přímém studiu komet v letech 1985-1986. Plazmový ohon, sestávající z nabitých částic, má složitou magnetickou strukturu se dvěma oblastmi různé polarity. Na straně kómatu obrácené ke Slunci se vytváří frontální rázová vlna, která vykazuje vysokou aktivitu plazmatu.

Ačkoli ohon a kóma obsahují méně než jednu miliontinu hmotnosti komety, 99,9 % světla pochází z těchto plynových formací a pouze 0,1 % z jádra. Jádro je totiž velmi kompaktní a navíc má nízký koeficient odrazu (albedo).

Někdy jsou komety zničeny, když se přiblíží k planetám. Astronomové K. a J. Shoemakersovi spolu s D. Levym objevili 24. března 1993 na observatoři Mount Palomar v Kalifornii kometu u Jupiteru se zničeným jádrem. Výpočty ukázaly, že 9. července 1992 prošla kometa Shoemaker - Levi-9 (jedná se o devátou kometu, kterou objevili) poblíž Jupiteru ve vzdálenosti poloviny poloměru planety od jeho povrchu a byla svou gravitací roztržena na více než 20 díly. Před zničením byl poloměr jeho jádra cca. 20 km.

Úlomky komety se natáhly v řetězu a po protáhlé dráze se vzdalovaly od Jupiteru a pak se k němu v červenci 1994 znovu přiblížily a srazily se s oblačným povrchem Jupiteru.

Původ.

Kometární jádra jsou zbytky primární hmoty sluneční soustavy, která tvořila protoplanetární disk. Jejich studium proto pomáhá obnovit obraz o vzniku planet včetně Země. V zásadě by k nám některé komety mohly přiletět z mezihvězdného prostoru, ale zatím nebyla spolehlivě identifikována ani jedna taková kometa.

Složení plynu.

Stůl 1 uvádí hlavní plynové složky komet v sestupném pořadí podle jejich četnosti. Pohyb plynu v ohonech komet ukazuje, že je silně ovlivněn negravitačními silami. Záře plynu je vybuzena slunečním zářením.

OBĚHY A KLASIFIKACE

Abyste lépe porozuměli této části, doporučujeme vám přečíst si články: NEBESKÝ MECHANIKA; KUŽELOVÉ ŘEZY; OBÍHAT; SLUNEČNÍ SOUSTAVA.

Oběžná dráha a rychlost.

Pohyb jádra komety je zcela určen přitažlivostí Slunce. Tvar oběžné dráhy komety, stejně jako jakéhokoli jiného tělesa ve sluneční soustavě, závisí na její rychlosti a vzdálenosti od Slunce. Průměrná rychlost tělesa je nepřímo úměrná druhé odmocnině jeho průměrné vzdálenosti od Slunce ( A). Pokud je rychlost vždy kolmá k vektoru poloměru směrovaného od Slunce k tělesu, pak je oběžná dráha kruhová a rychlost se nazývá kruhová rychlost ( v c) na dálku A... Rychlost odklonu od gravitačního pole Slunce na parabolické dráze ( v p) je krát větší než kruhová rychlost na tuto vzdálenost. Pokud je rychlost komety menší v p, pak se pohybuje kolem Slunce po eliptické dráze a nikdy neopustí sluneční soustavu. Ale pokud rychlost překročí v p, pak kometa jednou mine Slunce a navždy ho opustí, pohybuje se po hyperbolické dráze.

Obrázek ukazuje eliptické dráhy dvou komet, stejně jako téměř kruhové dráhy planet a parabolickou dráhu. Ve vzdálenosti, která odděluje Zemi od Slunce, je kruhová rychlost 29,8 km/s a parabolická rychlost je 42,2 km/s. V blízkosti Země je rychlost komety Encke 37,1 km/sa rychlost Halleyovy komety je 41,6 km/s; proto se Halleyova kometa pohybuje mnohem dále od Slunce než Enckeho.

Klasifikace kometárních drah.

Většina komet má eliptické dráhy, patří tedy do sluneční soustavy. Pravda, u mnoha komet jsou to velmi protáhlé elipsy, blízké parabole; podél nich opouštějí komety Slunce velmi daleko a na dlouhou dobu. Je zvykem dělit eliptické dráhy komet na dva hlavní typy: krátkoperiodické a dlouhoperiodické (téměř parabolické). Za hraniční se považuje oběžná doba 200 let.

ROZDĚLENÍ A VZNIK PROSTORU

Téměř parabolické komety.

Mnoho komet patří do této třídy. Protože jejich oběžné doby jsou miliony let, během století se v blízkosti Slunce objeví pouze jedna desetitisícina z nich. Ve 20. století. pozorováno cca. 250 takových komet; proto jsou jich miliony. Navíc ne všechny komety se přibližují ke Slunci natolik, aby se staly viditelnými: pokud perihelium (bod nejblíže Slunci) dráhy komety leží za dráhou Jupitera, pak je téměř nemožné si ho všimnout.

S ohledem na tuto skutečnost navrhl v roce 1950 Jan Oort, že prostor kolem Slunce je ve vzdálenosti 20–100 tisíc AU. (astronomické jednotky: 1 AU = 150 mil. km, vzdálenost Země ke Slunci) je vyplněna jádry komet, jejichž počet se odhaduje na 10 12 a celková hmotnost na 1–100 hmotností Země. Vnější hranice Oortova „kometového oblaku“ je určena tím, že v této vzdálenosti od Slunce je pohyb komet výrazně ovlivněn přitažlivostí sousedních hvězd a jiných hmotných objektů ( cm. níže). Hvězdy se pohybují vzhledem ke Slunci, mění se jejich rušivý vliv na komety a to vede k vývoji kometárních drah. Náhodou se tedy kometa může dostat na dráhu procházející blízko Slunce, ale při další revoluci se její dráha mírně změní a kometa proletí daleko od Slunce. Místo něj však budou z Oortova oblaku neustále padat do blízkosti Slunce „nové“ komety.

Krátkoperiodické komety.

Když kometa projde blízko Slunce, její jádro se zahřeje a led se vypaří a vytvoří plynnou kómu a ohon. Po několika stovkách nebo tisících takových letů v jádru nezůstanou žádné tavitelné látky a přestane být vidět. Pro krátkoperiodické komety pravidelně se přibližující ke Slunci to znamená, že za méně než milion let by se jejich populace měla stát neviditelnou. Ale pozorujeme je, proto neustále doplňování pochází z "čerstvých" komet.

K doplnění krátkoperiodických komet dochází v důsledku jejich „zachycení“ planetami, především Jupiterem. Dříve se věřilo, že byly zachyceny komety z těch dlouhoperiodických pocházejících z Oortova oblaku, ale nyní se má za to, že jejich zdrojem je kometární disk, nazývaný „vnitřní Oortův oblak“. Koncepce Oortova oblaku se v zásadě nezměnila, ale výpočty ukázaly, že slapový vliv Galaxie a vliv masivních mračen mezihvězdného plynu by ji měly zničit poměrně rychle. Je vyžadován zdroj doplňování. Za takový zdroj je nyní považován vnitřní Oortův oblak, který je mnohem odolnější vůči slapovým vlivům a obsahuje řádově více komet než vnější oblak předpovídaný Oortem. Po každém přiblížení sluneční soustavy s masivním mezihvězdným oblakem se komety z vnějšího Oortova oblaku rozptýlí do mezihvězdného prostoru a jsou nahrazeny kometami z vnitřního oblaku.

K přechodu komety z téměř parabolické dráhy na krátkoperiodickou dochází, pokud planetu dohání zezadu. K zachycení komety na novou oběžnou dráhu je obvykle zapotřebí několik průchodů planetárním systémem. Výsledná dráha komety má obecně nízký sklon a vysokou excentricitu. Kometa se po ní pohybuje v dopředném směru a afélium její dráhy (bod nejvzdálenější od Slunce) leží poblíž dráhy planety, která ji zachytila. Tyto teoretické úvahy plně podporují statistiky drah komet.

Negravitační síly.

Plynné produkty sublimace vyvíjejí reaktivní tlak na jádro komety (podobně jako zpětný ráz děla při výstřelu), což vede k vývoji oběžné dráhy. K nejaktivnějšímu odtoku plynu dochází z vyhřívané „odpolední“ strany aktivní zóny. Směr síly tlaku na jádro se proto neshoduje se směrem slunečních paprsků a sluneční gravitace. Pokud k axiální rotaci jádra a jeho orbitální rotaci dochází ve stejném směru, pak tlak plynu jako celku zrychluje pohyb jádra, což vede ke zvýšení oběžné dráhy. Pokud rotace a rotace nastanou v opačných směrech, pak se pohyb komety zpomalí a oběžná dráha se sníží. Pokud byla taková kometa původně zachycena Jupiterem, pak je její dráha po chvíli celá v oblasti vnitřních planet. To se pravděpodobně stalo s kometou Encke.

Komety se dotýkají slunce.

Zvláštní skupinou krátkoperiodických komet jsou komety, které se „dotýkají“ Slunce. Vznikly pravděpodobně před tisíci lety v důsledku slapové destrukce velkého jádra o průměru nejméně 100 km. Po prvním katastrofickém přiblížení ke Slunci úlomky jádra vytvořily cca. 150 otáček, stále se rozpadá. Dvanáct členů této rodiny Kreutzových komet bylo pozorováno v letech 1843 až 1984. Jejich původ může souviset s velkou kometou, kterou viděl Aristoteles v roce 371 před naším letopočtem.

Halleyova kometa.

Toto je nejslavnější ze všech komet. Od roku 239 před naším letopočtem byl pozorován 30krát. Je pojmenována po E. Galley, který po objevení komety v roce 1682 vypočítal její dráhu a předpověděl její návrat v roce 1758. Oběžná doba Halleyovy komety je 76 let; naposledy se objevila v roce 1986 a příště bude pozorována v roce 2061. V roce 1986 ji zblízka studovalo 5 meziplanetárních sond – dvě japonské (Sakigake a Suisei), dvě sovětské (Vega-1 a Vega-2“ ) a jeden Evropan (" Giotto "). Ukázalo se, že jádro komety má tvar bramboru o délce cca. 15 km a šířce cca. 8 km a jeho povrch je „černější než uhlí.“ Je možné, že je pokrytý vrstvou organických sloučenin, jako je polymerizovaný formaldehyd. Množství prachu v blízkosti jádra bylo výrazně vyšší, než se očekávalo.

Enckeho kometa.

Tato slabá kometa byla první, která byla zařazena do rodiny komet Jupiter. Jeho perioda 3,29 roku je nejkratší mezi kometami. Dráhu poprvé vypočítal v roce 1819 německý astronom I. Encke (1791–1865), který ji ztotožnil s kometami pozorovanými v letech 1786, 1795 a 1805. Kometa Encke je zodpovědná za meteorický roj Taurid, který je pozorován každoročně v říjnu resp. Listopad.

Kometa Giacobini - Zinner.

Tato kometa byla objevena M. Jacobinim v roce 1900 a znovu objevena E. Zinnerem v roce 1913. Její perioda je 6,59 roku. Právě s ní se 11. září 1985 poprvé přiblížila vesmírná sonda International Cometary Explorer, která prošla ohonem komety ve vzdálenosti 7800 km od jádra, díky čemuž byly získány údaje o plazmatické složce ohonu. S touto kometou je spojen meteorický roj Jacobinid (Draconids).

FYZIKA KOMET

Jádro.

Všechny projevy komety jsou nějak spojeny s jádrem. Whipple navrhl, že jádro komety je pevné těleso, které se skládá převážně z vodního ledu s prachovými částicemi. Tento model „špinavé sněhové koule“ snadno vysvětluje mnohonásobný průlet komet v blízkosti Slunce: při každém průletu se tenká povrchová vrstva (0,1–1 % celkové hmoty) odpaří a vnitřní část jádra zůstane zachována. Možná je jádro konglomerátem několika „kometesimálů“, z nichž každá nemá v průměru větší než kilometr. Taková struktura by mohla vysvětlit rozpad jader na části, jak bylo pozorováno u komety Biela v roce 1845 nebo u komety West v roce 1976.

Lesk.

Pozorovaná jasnost nebeského tělesa osvětleného Sluncem s konstantním povrchem se mění nepřímo úměrně ke čtvercům jeho vzdáleností od pozorovatele a od Slunce. Sluneční světlo je však rozptylováno především plynovým a prachovým obalem komety, jejichž účinná plocha závisí na rychlosti sublimace ledu a ta zase na tepelném toku dopadajícím na jádro, které se samo mění v nepřímém poměru. na druhou mocninu vzdálenosti ke Slunci. Jasnost komety by se proto měla měnit nepřímo úměrně čtvrté mocnině vzdálenosti ke Slunci, což potvrzují pozorování.

Velikost jádra.

Velikost jádra komety lze odhadnout z pozorování v době, kdy je daleko od Slunce a není obalena obalem plynu a prachu. Světlo se v tomto případě odráží pouze pevným povrchem jádra a jeho zdánlivá brilance závisí na ploše průřezu a koeficientu odrazu (albedo). V jádře Halleyovy komety bylo albedo velmi nízké - cca. 3 %. Pokud je to typické pro ostatní jádra, pak se průměry většiny z nich pohybují v rozmezí od 0,5 do 25 km.

Sublimace.

Přechod hmoty z pevného do plynného skupenství je důležitý pro fyziku komet. Měření jasnosti a emisních spekter komet ukázala, že tání hlavního ledu začíná ve vzdálenosti 2,5–3,0 AU, jak by tomu mělo být, pokud je led převážně voda. To potvrdila studie komet Halley a Giacobini - Zinner. Plyny pozorované jako první, když se kometa přiblíží ke Slunci (CN, C 2), jsou pravděpodobně rozpuštěny ve vodním ledu a tvoří plynové hydráty (klatráty). Jak bude tento „složený“ led sublimovat, závisí do značné míry na termodynamických vlastnostech vodního ledu. Sublimace směsi prachu a ledu probíhá v několika fázích. Proudy plynu a jimi zachycená malá a nadýchaná zrnka prachu opouštějí jádro, protože přitažlivost na jeho povrchu je extrémně slabá. Proud plynu však neodnáší hustá nebo spojená zrna těžkého prachu a vytváří se prachová krusta. Sluneční paprsky pak zahřívají prachovou vrstvu, teplo prochází dovnitř, led sublimuje a proudy plynu prorážejí a rozbíjejí prachovou kůru. Tyto efekty se projevily při pozorování Halleyovy komety v roce 1986: k sublimaci a výronu plynu došlo pouze v několika oblastech jádra komety osvětlených Sluncem. Je pravděpodobné, že v těchto oblastech byl odkryt led, zatímco zbytek povrchu byl pokryt krustou. Unikající plyn a prach tvoří kolem jádra komety pozorovatelné struktury.

Kóma.

Prachová zrna a plyn z neutrálních molekul (tabulka 1) tvoří téměř kulovou kometární kómu. Obvykle se kóma táhne od 100 tisíc do 1 milionu km od jádra. Lehký tlak může koma deformovat vytažením v protislunečním směru.

Vodíková koróna.

Vzhledem k tomu, že led v jádře je většinou voda, kóma obsahuje hlavně molekuly H 2 O. Fotodisociace rozkládá H 2 O na H a OH a poté OH na O a H. Rychlé atomy vodíku odlétají z jádra, než se ionizují a tvoří korónu, jejíž zdánlivá velikost často přesahuje sluneční disk.

Ocas a související jevy.

Ohon komety může být složen z molekulárního plazmatu nebo prachu. Některé komety mají oba typy ohonů.

Prachový ohon je obvykle jednotný a táhne se miliony a desítky milionů kilometrů. Je tvořen prachovými částicemi vyvrženými tlakem slunečního světla z jádra v protislunečním směru a má nažloutlou barvu, protože prachové částice pouze rozptylují sluneční světlo. Prachové ocasní struktury lze přičíst nerovnoměrnému vyhazování prachu z jádra nebo ničení prachových částic.

Plazmový ohon dlouhý desítky a dokonce stovky milionů kilometrů je viditelným projevem složité interakce mezi kometou a slunečním větrem. Některé molekuly, které opustily jádro, jsou ionizovány slunečním zářením za vzniku molekulárních iontů (H 2 O +, OH +, CO +, CO 2 +) a elektronů. Toto plazma brání pohybu slunečního větru, pronikajícího magnetickým polem. Při dopadu na kometu se siločáry ovinou kolem ní, získají tvar vlásenky a vytvoří dvě oblasti opačné polarity. Molekulární ionty jsou zachyceny v této magnetické struktuře a tvoří v její centrální, nejhustší části viditelný plazmatický ohon, který má modrou barvu díky spektrálním pásům CO +. Role slunečního větru při tvorbě plazmových ohonů byla stanovena L. Birmanem a H. Alvenem v 50. letech 20. století. Jejich výpočty potvrdily měření z kosmické lodi, která v letech 1985 a 1986 proletěla ohony komet Giacobini-Zinner a Halley.

V plazmovém ohonu jsou další jevy interakce se slunečním větrem zasahující kometu rychlostí cca. 400 km/sa před sebou tvoří rázovou vlnu, ve které hmota větru a hlavy komety zhoustne. Proces zachycení hraje zásadní roli; jeho podstatou je, že neutrální kometární molekuly volně pronikají do proudu slunečního větru, ale ihned po ionizaci začnou aktivně interagovat s magnetickým polem a jsou urychlovány na významné energie. Jsou pozorovány pravdivé, někdy velmi energetické molekulární ionty, které jsou z hlediska naznačeného mechanismu nevysvětlitelné. Proces záchytu také excituje plazmové vlny v gigantickém objemu prostoru kolem jádra. Pozorování těchto jevů má zásadní význam pro fyziku plazmatu.

Nádherná podívaná je „ocasní zlom“. Jak je známo, v normálním stavu je plazmový ohon spojen s hlavou komety magnetickým polem. Dost často se však ocas uvolní z hlavy a zaostane a na jeho místě se vytvoří nový. K tomu dochází, když kometa prochází hranicí oblastí slunečního větru s opačně orientovaným magnetickým polem. V tuto chvíli je magnetická struktura ocasu přeskupena, což vypadá jako zlom a vytvoření nového ocasu. Složitá topologie magnetického pole vede k urychlování nabitých částic; možná to vysvětluje vzhled výše zmíněných rychlých iontů.

Srážky ve sluneční soustavě.

Z pozorovaného počtu a orbitálních parametrů komet vypočítal E. Epik pravděpodobnost srážek s jádry komet různých velikostí (tab. 2). V průměru jednou za 1,5 miliardy let má Země šanci se srazit s jádrem o průměru 17 km, a to může zcela zničit život v oblasti rovné oblasti Severní Ameriky. Více než 4,5 miliardy let historie Země se to může stát více než jednou. Katastrofy menšího rozsahu jsou mnohem častější: v roce 1908 nad Sibiří jádro malé komety pravděpodobně vstoupilo do atmosféry a explodovalo, což způsobilo, že se na velké ploše usadil les.

Slovo "kometa" je řeckého původu. Dá se to přeložit jako "caudate" , "chlupatý" , "chlupatý" .


Tato definice přesně charakterizuje nebeské těleso, protože "ocas" plynu a prachu je charakteristickým rysem většiny komet.

Kometa je nebeské těleso, které má ve srovnání s ostatními tělesy ve vesmíru relativně malou hmotnost, obvykle nepravidelného tvaru, ve svém složení - zmrzlé plyny a netěkavé složky.

Komety se pohybují ve vesmíru po určitých drahách. Dráha komety kolem Slunce je extrémně protáhlá elipsa. V závislosti na tom, jak daleko je kometa od hvězdy, se mění její vzhled.

Daleko od Slunce vypadá kometa jako rozmazaný mrak. Při přiblížení se k ní vlivem sluneční tepelné energie začne kometa vypařovat plyn. Plyn „odfoukne“ částice pevné hmoty, které tvoří kometu, a ty mají kolem jádra podobu mraku a vytvářejí komu. Stává se, že kóma nabobtná do obrovské velikosti.


Vlivem vypařování a působením slunečního větru kometě „roste“ ohon prachu a plynu, díky kterému získala své jméno.

Charakteristika komet

Kometu lze konvenčně rozdělit na tři části – jádro, kóma a ohon. Všechno v kometách je absolutně studené a jejich záře je jen odrazem slunečního světla od prachu a záře ultrafialového ionizovaného plynu.

Jádro

Jádro je nejtěžší částí tohoto nebeského tělesa. Obsahuje většinu komety. Složení jádra komety není snadné přesně studovat, protože ve vzdálenosti dostupné dalekohledem je neustále obklopeno plynovým pláštěm. V tomto ohledu byla za základ pro teorii složení jádra komety vzata teorie amerického astronoma Whipplea.

Podle jeho teorie je jádro komety směsí zmrzlých plynů smíchaných s různým prachem. Proto, když se kometa přiblíží ke Slunci a zahřeje se, začnou se plyny „tavit“ a tvoří ohon. Existují však další předpoklady o složení jádra.

Jeden z nich tvrdí, že kometa má volnou strukturu prachu s velmi velkými póry – jakousi vesmírnou „houbu“. "Houba" je neuvěřitelně křehká: když vezmete i velmi velký kus komety, můžete jej snadno roztrhnout rukama.

Ocas

Ohon komety je její nejvýraznější částí. Je tvořen kometou, když se přibližuje ke Slunci. Ohon je svítící pás, který se táhne od jádra ve směru opačném ke Slunci, "odfouknutý" slunečním větrem.

Skládá se z plynů a prachu, které se odpařují z jádra komety pod vlivem stejného slunečního větru. Ocas jasně září – díky němu máme možnost pozorovat let těchto nebeských těles.

Vzájemné rozdíly mezi kometami

Komety se od sebe liší hmotností a velikostí. Některá z nich jsou těžší, jiná lehčí, ale přesto jsou tato nebeská tělesa velmi malá ve srovnání se zbytkem těles ve vesmíru. Kromě toho může pozorovatel (pokud má velké štěstí) vidět, že různé komety mají různou luminiscenci a tvar. Záleží na tom, jaké plyny se vypařují z povrchu jejich jader.

Ohony komety se také mohou lišit délkou a tvarem. Pro některé se táhne přes celou viditelnou oblohu: v roce 1680 mohli obyvatelé Země pozorovat Velkou kometu s ohonem 240 milionů kilometrů. Některé komety mají rovný a úzký ohon, jiné jsou mírně zakřivené a široké, vybočující do strany; další jsou krátké a výrazně zakřivené.

Rozdíly mezi kometami a asteroidy

Asteroidy, stejně jako komety, patří k malým nebeským tělesům. Asteroidy však svou velikostí předčí komety: podle mezinárodní klasifikace k nim patří tělesa, jejichž průměr přesahuje 30 m. Do roku 2006 se asteroidu říkalo dokonce planetka. Nepřímo to bylo dáno i tím, že asteroidy mají satelity.

Asteroidy a komety mají mezi sebou řadu dalších rozdílů.

Za prvé, asteroid a kometa se liší svým složením. Asteroid se skládá převážně z kovů a hornin a kometa, jak již víme, je tvořena zmrzlými plyny a prachem.


Z toho plyne druhý rozdíl - asteroid nemá ohon, protože se z jeho povrchu nemá co odpařovat. Na rozdíl od komet se asteroidy pohybují po kruhové dráze a mají tendenci se spojovat do pásů.

A poslední - existuje několik milionů známých asteroidů, zatímco komet je pouze 3 572.