viteza cometei. Ce este o cometă? Ce se întâmplă într-o coliziune

miez mic comete este singura sa parte solidă, aproape toată masa sa este concentrată în ea. Prin urmare, nucleul este cauza principală a restului complexului de fenomene cometare. Nucleele cometelor sunt încă inaccesibile pentru observațiile telescopice, deoarece sunt acoperite de materia luminoasă care le înconjoară, curgând continuu din nuclee. Folosind măriri mari, se poate privi în straturile mai adânci ale carcasei luminoase de gaz și praf, dar ceea ce rămâne va depăși semnificativ dimensiunile adevărate ale miezului ca dimensiune. Aglomerație centrală văzută în atmosferă comete vizual și în fotografii, se numește nucleu fotometric. Se crede că în centrul acestuia se află nucleul propriu-zis comete, adică se află centrul de masă. Cu toate acestea, așa cum a arătat astronomul sovietic D. O. Mokhnach, este posibil ca centrul de masă să nu coincidă cu cea mai strălucitoare regiune a nucleului fotometric. Acest fenomen se numește efectul Mokhnach.

Atmosfera cețoasă care înconjoară miezul fotometric se numește comă. Comă cu nucleu constitui cap comete- un înveliș gazos, care se formează ca urmare a încălzirii miezului la apropierea de Soare. Departe de Soare, capul pare simetric, dar pe măsură ce se apropie de el devine treptat oval, apoi se alungește și mai mult și, pe partea opusă Soarelui, din acesta se dezvoltă o coadă, formată din gaz și praf cuprinse în compus Capete.

Miezul este partea cea mai importantă comete . Cu toate acestea, încă nu există un consens cu privire la ceea ce este de fapt. Chiar și pe vremea lui Laplace, exista o părere că nucleul comete- un corp solid format din substante usor de evaporat precum gheata sau zapada, transformandu-se rapid intr-un gaz sub influenta caldura solara. Acest model clasic de gheață al nucleului cometarului a fost extins semnificativ în ultimii ani. Modelul lui Whipple al nucleului, un conglomerat de particule pietroase refractare și o componentă volatilă înghețată (metan, dioxid de carbon, apă etc.), se bucură de cea mai mare recunoaștere. Într-un astfel de nucleu, straturile de gheață de gaze înghețate alternează cu straturi de praf. Pe măsură ce gazele se încălzesc, evaporându-se, ele poartă cu ele nori de praf. Acest lucru face posibilă explicarea formării cozilor de gaz și praf în comete, precum și capacitatea nucleelor ​​mici de a elibera gaz.

Potrivit lui Whipple, mecanismul de ieșire a materiei din nucleu este explicat după cum urmează. În cometele care au făcut un număr mic de treceri prin periheliu - așa-numitele comete „tinere” - crusta protectoare de suprafață nu a avut încă timp să se formeze, iar suprafața nucleului este acoperită cu gheață, astfel încât eliberarea gazului se desfășoară intens. prin evaporare directă. Într-un spectru ca comete predomină lumina soarelui reflectată, ceea ce face posibilă distingerea spectrală a „vechiului” comete din „tânăr”. Numit de obicei „tânăr” comete, care au axe orbitale semi-mare, deoarece se presupune că ele pătrund mai întâi în regiunile interioare ale sistemului solar. "Vechi" comete- Acest comete cu o scurtă perioadă de revoluție în jurul Soarelui, trecându-și în mod repetat periheliul. În cometele „vechi”, la suprafață se formează un ecran refractar, deoarece în timpul revenirilor repetate la Soare, gheața de suprafață, dezghețându-se, „contamina”. Acest ecran protejează bine gheața de sub el de expunerea la lumina soarelui.

Modelul Whipple explică multe fenomene cometare: degajarea abundentă din nuclee mici, cauza forțelor negravitaționale care deviază cometa de la calea calculată. Fluxurile care curg din nucleu creează forțe reactive, care duc la accelerații sau decelerații seculare în mișcarea cometelor de scurtă perioadă.

Există și alte modele care neagă existența unui nucleu monolit: unul reprezintă nucleul ca un roi de fulgi de zăpadă, celălalt ca o acumulare de piatră și blocuri de gheață, al treilea spune că nucleul se condensează periodic din particulele unui roi de meteoriți. sub influența gravitației planetare. Modelul lui Whipple este considerat cel mai plauzibil.

Masele nucleelor ​​cometelor sunt în prezent determinate extrem de incert, așa că putem vorbi despre intervalul probabil de mase: de la câteva tone (microcomete) la câteva sute și, eventual, mii de miliarde de tone (de la 10 la 10 - 10 tone).

Comă cometeînconjoară miezul sub forma unei atmosfere cețoase. Pentru majoritatea cometelor, coma constă din trei părți principale, care diferă semnificativ în parametrii lor fizici:
1) cea mai apropiată regiune adiacentă nucleului - comă internă, moleculară, chimică și fotochimică,
2) comă vizibilă sau comă a radicalilor,
3) ultraviolete sau comă atomică.

La o distanta de 1 a. e. de la Soare, diametrul mediu al comei interioare D = 10 km, vizibil D = 10 - 10 km și ultraviolete D = 10 km.

Cele mai intense procese fizico-chimice au loc în coma internă: reacții chimice, disociere și ionizare a moleculelor neutre. Într-o comă vizibilă, formată în principal din radicali (molecule active din punct de vedere chimic) (CN, OH, NH etc.), procesul de disociere și excitare a acestor molecule sub acțiunea radiației solare continuă, dar mai puțin intens decât în ​​coma internă. .

L. M. Shulman, pe baza proprietăților dinamice ale materiei, a propus împărțirea atmosferei cometare în următoarele zone:
1) strat de lângă perete (zona de evaporare și condensare a particulelor de pe suprafața gheții),
2) regiune circumnucleară (zona de mișcare gaz-dinamică a materiei),
3) zona de tranziție,
4) zona de expansiune moleculară liberă a particulelor cometare în spațiul interplanetar.

Dar nu pentru toată lumea comete prezența tuturor regiunilor atmosferice enumerate trebuie să fie obligatorie.

Pe măsură ce te apropii comete spre Soare, diametrul capului vizibil crește pe zi ce trece, după ce trece de periheliul orbitei sale, capul crește din nou și atinge dimensiunea maximă între orbitele Pământului și Marte. În general, pentru întregul set de comete, diametrele capetelor sunt în limite largi: de la 6000 km la 1 milion km.

Capete de cometă în mișcare comete orbitele iau o varietate de forme. Departe de Soare, sunt rotunde, dar pe măsură ce se apropie de Soare, sub influența presiunii solare, capul ia forma unei parabole sau catenare.

S. V. Orlov a propus următoarea clasificare a capetelor de cometă, ținând cont de forma și structura internă a acestora:
1. Tip E; - observat în cometele cu comă strălucitoare, încadrate din partea Soarelui de învelișuri parabolice luminoase, al căror focus se află în nucleu comete.
2. Tip C; - observat la cometele ale căror capete sunt de patru ori mai slabe decât cele de tip E și seamănă cu o ceapă ca aspect.
3. Tip N; - observat în cometele cărora le lipsesc atât comă, cât și cochilii.
4. Tip Q; - observat la cometele care au o proeminență slabă spre Soare, adică o coadă anormală.
5. Tip h; - observat în comete, în capul cărora se generează inele care se extind uniform - halouri cu centru în nucleu.

Partea cea mai impresionantă comete- coada ei. Cozile sunt aproape întotdeauna îndreptate departe de Soare. Cozile sunt formate din praf, gaz și particule ionizate. Prin urmare, în funcție de compoziţie Particulele din coadă sunt respinse departe de Soare de forțele emanate de Soare.

F. Bessel, examinând forma cozii comete Halley, a explicat-o mai întâi prin acțiunea forțelor respingătoare care emană de la Soare. Ulterior, F. A. Bredikhin a dezvoltat o teorie mecanică mai avansată a cozilor cometelor și a propus să le împartă în trei grupuri separate, în funcție de magnitudinea accelerației respingătoare.

Mecanismul strălucirii moleculelor cometare a fost descifrat în 1911 de K. Schwarzschild și E. Kron, care au ajuns la concluzia că acesta este mecanismul fluorescenței, adică reemisia luminii solare.

Uneori, în comete se observă structuri destul de neobișnuite: raze care ies din nucleu în unghiuri diferite și formează o coadă radiantă în agregat; galos - sisteme de inele concentrice expansive; cochilii contractante - aspectul mai multor cochilii care se deplasează constant spre nucleu; formațiuni de nori; îndoituri în formă de omega ale cozilor care apar atunci când vântul solar este neomogen.

În 2009, s-a deschis Robert McNaught Cometa C/2009 R1, care se apropie de Pământ, iar la jumătatea lunii iunie 2010, locuitorii emisferei nordice o vor putea vedea cu ochiul liber.

Cometa Morehouse(C / 1908 R1) - o cometă descoperită în SUA în 1908, care a fost prima dintre comete care a fost studiată activ folosind fotografie. S-au observat schimbări uimitoare în structura cozii. În ziua de 30 septembrie 1908, aceste schimbări s-au produs continuu. Pe 1 octombrie, coada s-a rupt și nu a mai putut fi observată vizual, deși o fotografie făcută pe 2 octombrie arăta trei cozi. Ruptura și creșterea ulterioară a cozilor au avut loc în mod repetat.

Cometa Tebbutt(C/1861 J1) - O cometă strălucitoare vizibilă cu ochiul liber a fost descoperită de un astronom amator australian în 1861. Pământul a trecut prin coada cometei pe 30 iunie 1861.

Cometa Hyakutake(C/1996 B2) este o cometă mare care a atins magnitudinea zero în martie 1996 și a produs o coadă estimată a avea cel puțin 7 grade lungime. Luminozitatea sa aparentă se datorează în mare măsură apropierii sale de Pământ - cometa a trecut de acesta la o distanță de mai puțin de 15 milioane de km. Apropierea maximă de Soare este de 0,23 UA, iar diametrul acestuia este de aproximativ 5 km.

Cometa Humason(C / 1961 R1) - o cometă gigantică, descoperită în 1961. Cozile sale, în ciuda faptului că sunt atât de departe de Soare, încă se extind cu 5 UA în lungime, ceea ce este un exemplu de activitate neobișnuit de mare.

Cometa McNaught(C/2006 P1), cunoscută și sub numele de Marea Cometă din 2007, este o cometă cu perioadă lungă descoperită la 7 august 2006 de astronomul britanic-australian Robert McNaught și a devenit cea mai strălucitoare cometă din ultimii 40 de ani. Locuitorii din emisfera nordică l-au putut observa cu ușurință cu ochiul liber în ianuarie și februarie 2007. În ianuarie 2007, magnitudinea cometei a ajuns la -6,0; Cometa era vizibilă peste tot în lumina zilei, iar lungimea maximă a cozii era de 35 de grade.

Probabil, cometele cu perioadă lungă zboară către noi din Norul Oort, care conține milioane de nuclee cometare. Corpurile situate la periferia sistemului solar, de regulă, sunt formate din substanțe volatile (apă, metan și alte gheață) care se evaporă la apropierea de Soare.

Au fost descoperite până acum peste 400 de comete cu perioadă scurtă. Dintre acestea, aproximativ 200 au fost observate în mai mult de un pasaj periheliu. Mulți dintre ei sunt incluși în așa-numitele familii. De exemplu, aproximativ 50 dintre cometele cu cea mai scurtă perioadă (revoluția lor completă în jurul Soarelui durează 3-10 ani) formează familia Jupiter. Puțin mai mic decât familiile lui Saturn, Uranus și Neptun (cel din urmă, în special, include celebra cometă Halley).

Cometele care ies din adâncurile spațiului arată ca niște obiecte nebuloase, în spatele cărora se întinde o coadă, ajungând uneori la o lungime de milioane de kilometri. Nucleul unei comete este un corp de particule solide și gheață, învăluit într-o coajă cețoasă numită comă. Un nucleu cu un diametru de câțiva kilometri poate avea în jurul său o comă de 80.000 km. Fluxuri de lumină solară scot particule de gaz din comă și le aruncă înapoi, trăgându-le într-o coadă lungă, fumurie, care se trage în spatele ei în spațiu.

Luminozitatea cometelor depinde foarte mult de distanța lor de la Soare. Dintre toate cometele, doar o parte foarte mică se apropie de Soare și de Pământ suficient pentru a fi văzute cu ochiul liber. Cele mai notabile sunt uneori denumite „Marile Comete”.

Structura cometelor

Cometele se mișcă pe orbite eliptice alungite. Observați cele două cozi diferite.

De regulă, cometele constau dintr-un „cap” - un mic cheag strălucitor, care este înconjurat de o coajă ușoară ceață (comă), constând din gaze și praf. În cometele luminoase, pe măsură ce se apropie de Soare, se formează o „coadă” - o bandă luminoasă slabă, care, ca urmare a presiunii ușoare și a acțiunii vântului solar, este cel mai adesea îndreptată în direcția opusă luminii noastre.

Cozile rătăcitorilor cerești ai cometelor diferă ca lungime și formă. Unele comete le au întinzându-se pe cer. De exemplu, coada unei comete care a apărut în 1944 [ specifica], avea 20 de milioane de km lungime. Cometa C/1680 V1 avea o coadă întinsă pe 240 de milioane de km.

Cozile cometelor nu au contururi ascuțite și sunt practic transparente - stelele sunt clar vizibile prin ele - deoarece sunt formate din materie extrem de rarefiată (densitatea sa este mult mai mică decât densitatea gazului eliberat de o brichetă). Compoziția sa este diversă: gaz sau cele mai mici particule de praf sau un amestec al ambelor. Compoziția majorității boabelor de praf este similară cu materialul de asteroizi din sistemul solar, care a fost dezvăluit ca urmare a studiului cometei Wild (2) de către sonda spațială Stardust. În esență, este „nimic vizibil”: o persoană poate observa cozile cometelor doar pentru că gazul și praful strălucesc. În același timp, strălucirea gazului este asociată cu ionizarea acestuia de către razele ultraviolete și fluxurile de particule ejectate de pe suprafața solară, iar praful pur și simplu împrăștie lumina soarelui.

Teoria cozilor și formelor cometelor a fost dezvoltată la sfârșitul secolului al XIX-lea de astronomul rus Fyodor Bredikhin (-). El deține și clasificarea cozilor de cometă, care este folosită în astronomia modernă.

Bredikhin a sugerat ca cozile cometelor să fie clasificate în trei tipuri principale: drepte și înguste, îndreptate direct de la Soare; lat și ușor curbat, deviând de la soare; scurt, puternic deviat de la lumina centrală.

Astronomii explică astfel de forme diferite de cozi de cometă după cum urmează. Particulele care alcătuiesc cometele au compoziții și proprietăți diferite și răspund diferit la radiația solară. Astfel, căile acestor particule în spațiu „diverge”, iar cozile călătorilor în spațiu iau forme diferite.

Comete de aproape

Ce sunt cometele în sine? Astronomii și-au făcut o idee exhaustivă despre ele datorită „vizitelor” de succes la cometa lui Halley de către navele spațiale „Vega-1” și „Vega-2” și european „Giotto”. Numeroase instrumente instalate pe aceste vehicule au transmis către Pământ imagini ale nucleului cometei și diverse informații despre învelișul acesteia. S-a dovedit că nucleul cometei Halley este format în principal din gheață obișnuită (cu mici incluziuni de gheață de dioxid de carbon și metan), precum și particule de praf. Ei sunt cei care formează învelișul cometei și, pe măsură ce se apropie de Soare, unii dintre ei - sub presiunea razelor solare și a vântului solar - trec în coadă.

Dimensiunile nucleului cometei Halley, așa cum au calculat corect oamenii de știință, sunt egale cu câțiva kilometri: 14 în lungime, 7,5 în direcția transversală.

Nucleul cometei Halley are o formă neregulată și se rotește în jurul unei axe care, așa cum a sugerat astronomul german Friedrich Bessel (-), este aproape perpendiculară pe planul orbitei cometei. Perioada de rotație s-a dovedit a fi de 53 de ore - ceea ce din nou a fost de acord bine cu calculele astronomilor.

Note

exploratori de comete

Fundația Wikimedia. 2010 .

Vedeți ce sunt „Cometele” în alte dicționare:

Corpuri cerești care apar ocazional în sistemul solar. Sunt nebuloase strălucitoare cu un nucleu strălucitor în interior; cel mai adesea o potecă ușoară sau, așa cum se numește, o coadă se întinde în spatele lor; este întotdeauna întors în direcția opusă soarelui ...... Dicționar de cuvinte străine ale limbii ruse

- (greacă, sg. kometes, lit. cu păr lung) corpuri mici ale Sistemului Solar cu atmosfere nestaționare extinse (până la sute de milioane de km). Structurile fizice diferă, de asemenea, de alte corpuri mici. chimic. și caracteristici orbitale. Observat de pe Pământ... Enciclopedia fizică

- (Cometă) corpuri cerești, având forma unei pate cețoase cu un miez mai mult sau mai puțin strălucitor la mijloc; majoritatea sunt însoțite, în plus, de o bandă neclară destul de strălucitoare numită coada cometei. Unele dintre ele apar pe seif ...... Dicţionar marin

comete- Corpurile cerești ale sistemului solar, care se deplasează pe orbite foarte alungite, constând dintr-un miez de gheață și o „coadă” de gaze întinse pe milioane de kilometri. [Glosar de termeni și concepte geologice. Universitatea de Stat din Tomsk] Subiecte ...... Manualul Traducătorului Tehnic

- (din greaca kometes o stea cu coada, o cometa; literalmente cu par lung) corpurile sistemului solar, care arata ca obiecte nebuloase, de obicei cu un miez de cheag usor in centru si o coada. Informații generale despre comete. K. se observă atunci când... Marea Enciclopedie Sovietică

- (din grecescul komētēs, literalmente cu păr lung), corpurile sistemului solar se mișcă pe orbite foarte alungite, la distanțe considerabile de Soare ele arată ca niște pete ovale ușor luminoase și, pe măsură ce se apropie de Soare, apar... ... Dicţionar enciclopedic

Conținutul articolului

COMETĂ, un mic corp ceresc care se mișcă în spațiul interplanetar și eliberează din abundență gaz atunci când se apropie de Soare. Diverse procese fizice sunt asociate cu cometele, de la sublimarea (evaporarea uscată) a gheții până la fenomenele plasmatice. Cometele sunt rămășițele formării sistemului solar, o etapă de tranziție către materia interstelară. Observarea cometelor și chiar descoperirea lor sunt adesea efectuate de astronomi amatori. Uneori, cometele sunt atât de strălucitoare încât atrag atenția tuturor. În trecut, apariția cometelor strălucitoare a provocat teamă în rândul oamenilor și a servit drept sursă de inspirație pentru artiști și desenatori.

Mișcarea și distribuția spațială.

Toate sau aproape toate cometele sunt părți constitutive ale sistemului solar. Ele, ca și planetele, respectă legile gravitației, dar se mișcă într-un mod foarte ciudat. Toate planetele se învârt în jurul Soarelui în aceeași direcție (care se numește „înainte” spre deosebire de „înapoi”) pe orbite aproape circulare situate aproximativ în același plan (ecliptica), iar cometele se mișcă atât în ​​direcția înainte, cât și în spate. orbite foarte alungite (excentrice) înclinate în unghiuri diferite față de ecliptică. Este natura mișcării care eliberează imediat cometa.

Cometele cu perioadă lungă (cu o perioadă orbitală de peste 200 de ani) provin din regiuni situate de mii de ori mai departe decât cele mai îndepărtate planete, iar orbitele lor sunt înclinate la tot felul de unghiuri. Cometele cu perioadă scurtă (perioade mai mici de 200 de ani) provin din regiunea planetelor exterioare, mișcându-se într-o direcție înainte de-a lungul orbitelor care se află aproape de ecliptică. Departe de Soare, cometele de obicei nu au „cozi”, dar uneori au o „comă” abia vizibilă în jurul „miezului”; împreună sunt numite „capul” cometei. Pe măsură ce se apropie de Soare, capul se mărește și apare coada.

Structura.

În centrul comei se află miezul - un corp solid sau un conglomerat de corpuri cu un diametru de câțiva kilometri. Aproape întreaga masă a unei comete este concentrată în nucleul ei; această masă este de miliarde de ori mai mică decât pământul. Conform modelului lui F. Whipple, nucleul cometei este format dintr-un amestec de diverse gheață, în principal gheață de apă cu un amestec de dioxid de carbon înghețat, amoniac și praf. Acest model este confirmat atât de observațiile astronomice, cât și de măsurătorile directe de la nave spațiale din apropierea nucleelor ​​cometelor Halley și Giacobini–Zinner în 1985–1986.

Când o cometă se apropie de Soare, miezul ei se încălzește și gheața se sublimează, adică. se evaporă fără să se topească. Gazul rezultat se împrăștie în toate direcțiile din nucleu, luând cu el particulele de praf și creând o comă. Distruse de lumina soarelui, moleculele de apă formează o uriașă coroană de hidrogen în jurul nucleului cometei. Pe lângă atracția solară, materia rarefiată a cometei este afectată și de forțe de respingere, datorită cărora se formează o coadă. Moleculele neutre, atomii și particulele de praf sunt afectate de presiunea luminii solare, în timp ce moleculele și atomii ionizați sunt mai puternic afectați de presiunea vântului solar.

Comportamentul particulelor care formează coada a devenit mult mai clar după studiul direct al cometelor în 1985-1986. Coada plasmei, care constă din particule încărcate, are o structură magnetică complexă cu două regiuni de polaritate diferită. Pe partea de comă îndreptată spre Soare, se formează o undă de șoc frontală, care prezintă activitate plasmatică ridicată.

Deși mai puțin de o milioneme din masa unei comete este conținută în coadă și comă, 99,9% din lumină provine din aceste formațiuni de gaz și doar 0,1% din nucleu. Cert este că miezul este foarte compact și are, de asemenea, un coeficient de reflexie scăzut (albedo).

Uneori, cometele sunt distruse atunci când se apropie de planete. Pe 24 martie 1993, la Observatorul Mount Palomar din California, astronomii K. și Y. Shoemaker, împreună cu D. Levy, au descoperit o cometă cu un nucleu deja distrus lângă Jupiter. Calculele au arătat că pe 9 iulie 1992, cometa Shoemaker-Levy-9 (aceasta este deja a noua cometă descoperită de ei) a trecut lângă Jupiter la o distanță de jumătate din raza planetei de suprafața sa și a fost sfâșiată de atracția sa în mai mult de 20 de părți. Înainte de distrugere, raza miezului său era de cca. 20 km.

După ce s-au întins într-un lanț, fragmentele cometei s-au îndepărtat de Jupiter de-a lungul unei orbite alungite, apoi, în iulie 1994, s-au apropiat din nou de ea și s-au ciocnit cu suprafața înnorata a lui Jupiter.

Origine.

Nucleele cometelor sunt rămășițele materiei primare a sistemului solar, care a alcătuit discul protoplanetar. Prin urmare, studiul lor ajută la restabilirea imaginii formării planetelor, inclusiv a Pământului. În principiu, unele comete ar putea veni la noi din spațiul interstelar, dar până acum nicio astfel de cometă nu a fost identificată în mod fiabil.

compoziția gazelor.

În tabel. 1 enumeră principalele componente gazoase ale cometelor în ordinea descrescătoare a conținutului lor. Mișcarea gazului în cozile cometei arată că acesta este puternic influențat de forțele negravitaționale. Strălucirea gazului este excitată de radiația solară.

ORBITE SI CLASIFICARE

Pentru a înțelege mai bine această secțiune, vă sfătuim să citiți articolele: MECANICA CELESTĂ; SECȚIUNI CONICE; ORBITĂ; SISTEM SOLAR.

Orbită și viteză.

Mișcarea nucleului cometei este complet determinată de atracția soarelui. Forma orbitei unei comete, ca orice alt corp din sistemul solar, depinde de viteza și distanța acesteia de la Soare. Viteza medie a unui corp este invers proporțională cu rădăcina pătrată a distanței sale medii de la Soare ( A). Dacă viteza este întotdeauna perpendiculară pe vectorul rază îndreptat de la Soare către corp, atunci orbita este circulară, iar viteza se numește viteză circulară ( vc) pe distanță A. Viteza de evadare din câmpul gravitațional al Soarelui pe o orbită parabolică ( vp) ori viteza circulară la acea distanţă. Dacă viteza cometei este mai mică vp, apoi se mișcă în jurul Soarelui pe o orbită eliptică și nu părăsește niciodată sistemul solar. Dar dacă viteza depășește vp, apoi cometa trece pe lângă Soare o dată și îl părăsește pentru totdeauna, mișcându-se de-a lungul unei orbite hiperbolice.

Figura prezintă orbitele eliptice a două comete, precum și orbitele aproape circulare ale planetelor și o orbită parabolică. La distanța care separă Pământul de Soare, viteza circulară este de 29,8 km/s, iar viteza parabolică este de 42,2 km/s. În apropierea Pământului, viteza cometei lui Encke este de 37,1 km/s, iar viteza cometei Halley este de 41,6 km/s; de aceea cometa Halley merge mult mai departe de Soare decât cometa Encke.

Clasificarea orbitelor cometare.

Majoritatea cometelor au orbite eliptice, deci aparțin sistemului solar. Adevărat, pentru multe comete acestea sunt elipse foarte alungite, aproape de o parabolă; Potrivit acestora, cometele părăsesc Soarele foarte departe și pentru o lungă perioadă de timp. Se obișnuiește să se împartă orbitele eliptice ale cometelor în două tipuri principale: cu perioadă scurtă și cu perioadă lungă (aproape parabolice). Perioada limită este considerată a fi o perioadă orbitală de 200 de ani.

DISTRIBUȚIA SPAȚIALĂ ȘI ORIGINEA

Comete aproape parabolice.

Multe comete aparțin acestei clase. Deoarece perioadele lor de revoluție sunt de milioane de ani, doar o zece miime parte dintre ele apare în vecinătatea Soarelui pe parcursul unui secol. În secolul al XX-lea observat cca. 250 de astfel de comete; deci sunt milioane de ei. În plus, nu toate cometele se apropie suficient de Soare pentru a deveni vizibile: dacă periheliul (punctul cel mai apropiat de Soare) al orbitei cometei se află dincolo de orbita lui Jupiter, atunci este aproape imposibil să-l observi.

Având în vedere acest lucru, în 1950 Jan Oort a sugerat că spațiul din jurul Soarelui la o distanță de 20-100 mii a.u. (unități astronomice: 1 UA = 150 milioane km, distanța de la Pământ la Soare) este umplut cu nuclee de cometă, al căror număr este estimat la 10 12, iar masa totală este de 1–100 de mase Pământului. Limita exterioară a „norului de cometă” Oort este determinată de faptul că, la această distanță de Soare, mișcarea cometelor este afectată semnificativ de atracția stelelor vecine și a altor obiecte masive ( cm. de mai jos). Stelele se mișcă în raport cu Soare, efectul lor perturbator asupra cometelor se modifică, iar acest lucru duce la evoluția orbitelor cometelor. Deci, întâmplător, o cometă se poate afla pe o orbită care trece lângă Soare, dar la următoarea revoluție orbita ei se va schimba ușor, iar cometa va trece departe de Soare. Cu toate acestea, în loc de aceasta, cometele „noi” vor cădea constant din norul Oort în vecinătatea Soarelui.

comete de scurtă perioadă.

Când o cometă trece lângă Soare, miezul ei se încălzește, iar gheața se evaporă, formând o comă și o coadă gazoasă. După câteva sute sau mii de astfel de treceri, nu rămân substanțe fuzibile în miez și nu mai este vizibil. Pentru cometele cu perioadă scurtă care se apropie în mod regulat de Soare, aceasta înseamnă că în mai puțin de un milion de ani populația lor ar trebui să devină invizibilă. Dar le observăm, prin urmare, reaprovizionarea din comete „proaspete” sosește în mod constant.

Reumplerea cometelor de scurtă perioadă are loc ca urmare a „captării” acestora de către planete, în principal Jupiter. Se credea anterior că cometele cu perioadă lungă din norul Oort au fost capturate, dar acum se crede că provin dintr-un disc cometar numit „norul interior Oort”. În principiu, conceptul norului Oort nu s-a schimbat, dar calculele au arătat că influența mareelor ​​a Galaxiei și impactul norilor masivi de gaz interstelar ar trebui să-l distrugă destul de repede. Ai nevoie de o sursă pentru a o completa. O astfel de sursă este acum considerată a fi norul interior Oort, care este mult mai rezistent la influența mareelor ​​și conține un ordin de mărime mai multe comete decât norul exterior prezis de Oort. După fiecare apropiere a sistemului solar cu un nor interstelar masiv, cometele din norul exterior Oort se împrăștie în spațiul interstelar și sunt înlocuite cu comete din norul interior.

Tranziția unei comete de pe o orbită aproape parabolică la una cu perioadă scurtă are loc dacă ajunge din urmă cu planeta din spate. De obicei, sunt necesare mai multe treceri printr-un sistem planetar pentru a captura o cometă pe o nouă orbită. Orbita rezultată a unei comete are de obicei o înclinație mică și o excentricitate mare. Cometa se deplasează de-a lungul ei într-o direcție înainte, iar afeliul orbitei sale (punctul cel mai îndepărtat de Soare) se află lângă orbita planetei care a capturat-o. Aceste considerații teoretice sunt pe deplin confirmate de statisticile orbitelor cometelor.

forțe negravitaționale.

Produșii gazoși ai sublimării exercită o presiune reactivă asupra nucleului cometei (asemănătoare reculului unui pistol la tragere), ceea ce duce la evoluția orbitei. Cel mai activ flux de gaz are loc din partea încălzită „de după-amiază” a miezului. Prin urmare, direcția forței de presiune asupra miezului nu coincide cu direcția razelor solare și a gravitației solare. Dacă rotația axială a nucleului și circulația sa orbitală au loc în aceeași direcție, atunci presiunea gazului în ansamblu accelerează mișcarea nucleului, ducând la o creștere a orbitei. Dacă rotația și inversarea au loc în direcții opuse, atunci mișcarea cometei este încetinită, iar orbita este redusă. Dacă o astfel de cometă a fost capturată inițial de Jupiter, atunci după un timp orbita sa se află în întregime în regiunea planetelor interioare. Probabil asta s-a întâmplat cu cometa Encke.

Cometele lovin Soarele.

Un grup special de comete cu perioadă scurtă sunt cometele care „ating” Soarele. S-au format probabil cu milenii în urmă, ca urmare a distrugerii prin maree a unui nucleu mare, de cel puțin 100 km în diametru. După prima apropiere catastrofală de Soare, fragmentele de miez au făcut cca. 150 de revoluții, care continuă să se destrame. Doisprezece membri ai acestei familii de comete Kreutz au fost observați între 1843 și 1984. Poate că originea lor este legată de marea cometă văzută de Aristotel în 371 î.Hr.

Cometa Halley.

Aceasta este cea mai faimoasă dintre toate cometele. A fost observată de 30 de ori din 239 î.Hr. Numit după E. Halley, care, după apariția cometei în 1682, i-a calculat orbita și i-a prezis întoarcerea în 1758. Perioada orbitală a cometei Halley este de 76 de ani; ultima dată a apărut în 1986 și data viitoare va fi observat în 2061. În 1986, a fost studiat la distanță apropiată de 5 sonde interplanetare - două japoneze ("Sakigake" și "Suisei"), două sovietice ("Vega- 1" și "Vega- 2") și unul european ("Giotto"). S-a dovedit că nucleul cometei are o formă asemănătoare cartofului cu o lungime de cca. 15 km si o latime de aprox. 8 km, iar suprafața sa este „mai neagră decât cărbunele”. Poate că este acoperită cu un strat de compuși organici, cum ar fi formaldehida polimerizată. Cantitatea de praf din apropierea miezului s-a dovedit a fi mult mai mare decât era de așteptat.

Cometa Encke.

Această cometă slabă a fost prima inclusă în familia de comete a lui Jupiter. Perioada sa de 3,29 ani este cea mai scurtă dintre comete. Orbita a fost calculată pentru prima dată în 1819 de astronomul german I. Encke (1791–1865), care a identificat-o cu cometele observate în 1786, 1795 și 1805. Cometa lui Encke este responsabilă pentru ploaia de meteori Taurid, observată anual în octombrie și noiembrie.

Cometa Giacobini-Zinner.

Această cometă a fost descoperită de M. Giacobini în 1900 și redescoperită de E. Zinner în 1913. Perioada sa este de 6,59 ani. Odată cu ea, pe 11 septembrie 1985, s-a apropiat prima dată sonda spațială International Cometary Explorer, care a trecut prin coada cometei la o distanță de 7800 km de nucleu, datorită căreia s-au obținut date despre componenta plasmatică a cozii. Această cometă este asociată cu ploaia de meteoriți iacobinide (draconide).

FIZICA COMETELOR

Miez.

Toate manifestările unei comete sunt cumva legate de nucleu. Whipple a sugerat că nucleul cometei este un corp solid, format în principal din gheață de apă cu particule de praf. Un astfel de model de „bulgăre de zăpadă murdar” explică cu ușurință multiplele zburări ale cometelor în apropierea Soarelui: în timpul fiecărui zbor, un strat subțire de suprafață (0,1-1% din masa totală) se evaporă și partea interioară a nucleului este păstrată. Poate că nucleul este un conglomerat de mai multe „cometesimale”, fiecare nu mai mult de un kilometru în diametru. O astfel de structură ar putea explica dezintegrarea nucleelor ​​în bucăți, așa cum sa observat la cometa Biela în 1845 sau la cometa West în 1976.

Strălucire.

Luminozitatea observată a unui corp ceresc iluminat de Soare cu o suprafață constantă variază invers cu pătratele distanțelor sale față de observator și față de Soare. Cu toate acestea, lumina soarelui este împrăștiată în principal de învelișul de gaz și praf al cometei, a cărui suprafață efectivă depinde de rata de sublimare a gheții, care, la rândul său, depinde de fluxul de căldură incident asupra nucleului, care variază în sine invers cu pătratul distanței până la Soare. Prin urmare, luminozitatea cometei ar trebui să se schimbe invers cu puterea a patra a distanței până la Soare, ceea ce este confirmat de observații.

Dimensiunea nucleului.

Mărimea nucleului cometei poate fi estimată din observații într-un moment în care aceasta este departe de Soare și nu este învăluită într-o înveliș de gaz și praf. În acest caz, lumina este reflectată doar de suprafața solidă a nucleului, iar strălucirea ei aparentă depinde de aria secțiunii transversale și de coeficientul de reflexie (albedo). Nucleul cometei Halley avea un albedo foarte scăzut - aprox. 3%. Dacă acest lucru este, de asemenea, caracteristic altor nuclee, atunci diametrele celor mai multe dintre ele se află în intervalul de la 0,5 la 25 km.

Sublimare.

Trecerea materiei de la starea solidă la starea gazoasă este importantă pentru fizica cometelor. Măsurătorile luminozității și spectrelor de emisie ale cometelor au arătat că topirea gheții principale începe la o distanță de 2,5-3,0 UA, așa cum ar trebui să fie dacă gheața este în mare parte apă. Acest lucru a fost confirmat de studiul cometelor Halley și Giacobini-Zinner. Gazele observate mai întâi în timpul apropierii cometei de Soare (CN, C 2) sunt probabil dizolvate în gheață de apă și formează hidrați de gaz (clatrați). Modul în care această gheață „compozită” se va sublima depinde în mare măsură de proprietățile termodinamice ale gheții de apă. Sublimarea amestecului de praf-gheață are loc în mai multe etape. Fluxurile de gaz și particulele mici și pufoase de praf colectate de acestea părăsesc miezul, deoarece atracția de lângă suprafața sa este extrem de slabă. Dar boabele de praf dense sau grele legate între ele nu sunt duse de fluxul de gaz și se formează o crustă de praf. Apoi razele soarelui încălzesc stratul de praf, căldura trece înăuntru, gheața se sublimează, iar fluxurile de gaz se sparg, spargând crusta de praf. Aceste efecte s-au manifestat atunci când cometa Halley a fost observată în 1986: sublimarea și scurgerea gazelor au avut loc doar în câteva regiuni din nucleul cometei iluminate de Soare. Probabil, gheața a fost expusă în aceste zone, în timp ce restul suprafeței a fost acoperită cu crustă. Gazele și praful scăpat formează structuri observabile în jurul nucleului cometei.

Comă.

Granulele de praf și gazul din molecule neutre (Tabelul 1) formează o comă de cometă aproape sferică. De obicei, o comă se întinde de la 100 de mii la 1 milion de km de nucleu. Presiunea ușoară poate deforma coma, întinzând-o în direcția antisolară.

Corona de hidrogen.

Deoarece gheața de miez este în mare parte apă, coma conține, de asemenea, în mare parte molecule de H 2 O. Fotodisociarea descompune H 2 O în H și OH și apoi OH în O și H. Atomii de hidrogen rapid zboară departe de miez înainte de a deveni ionizați și formează o coroană, a cărei dimensiune vizibilă depășește adesea discul solar.

Coada și fenomene conexe.

Coada unei comete poate fi compusă din plasmă moleculară sau praf. Unele comete au ambele tipuri de cozi.

Coada de praf este de obicei omogenă și se întinde pe milioane și zeci de milioane de kilometri. Este format din boabe de praf împinse înapoi de presiunea luminii solare din nucleu într-o direcție anti-solară și este de culoare gălbuie deoarece boabele de praf împrăștie pur și simplu lumina soarelui. Structurile cozii de praf pot fi explicate prin erupția neuniformă a prafului din miez sau prin distrugerea boabelor de praf.

O coadă de plasmă lungă de zeci și chiar sute de milioane de kilometri este o manifestare vizibilă a interacțiunii complexe dintre o cometă și vântul solar. Unele molecule care au părăsit nucleul sunt ionizate de radiația solară, formând ioni moleculari (H 2 O + , OH + , CO + , CO 2 +) și electroni. Această plasmă împiedică mișcarea vântului solar pătruns de câmpul magnetic. Când lovește o cometă, liniile câmpului se înfășoară în jurul ei, luând forma unui ac de păr și formând două regiuni de polaritate opusă. Ionii moleculari sunt prinși în această structură magnetică și formează o coadă de plasmă vizibilă în partea centrală, cea mai densă a acesteia, care are o culoare albastră datorită benzilor spectrale de CO + . Rolul vântului solar în formarea cozilor de plasmă a fost stabilit de L. Birman și H. Alven în anii 1950. Calculele lor au confirmat măsurătorile de la nave spațiale care au zburat prin cozile cometelor Giacobini-Zinner și Halley în 1985 și 1986.

În coada plasmei, alte fenomene de interacțiune cu vântul solar incident pe cometă cu o viteză de cca. 400 km/s și formând o undă de șoc în fața ei, în care materia vântului și capul cometei este compactată. Procesul de „captură” joacă un rol esențial; esența sa este că moleculele neutre ale cometei pătrund liber în fluxul vântului solar, dar imediat după ionizare încep să interacționeze activ cu câmpul magnetic și sunt accelerate la energii semnificative. Adevărat, se observă uneori ioni moleculari foarte energici, care sunt inexplicabili din punctul de vedere al mecanismului indicat. Procesul de captare excită, de asemenea, undele de plasmă în volumul gigant al spațiului din jurul nucleului. Observarea acestor fenomene prezintă un interes fundamental pentru fizica plasmei.

Un spectacol remarcabil este „ruperea cozii”. După cum se știe, în stare normală, coada plasmei este conectată la capul cometei printr-un câmp magnetic. Cu toate acestea, adesea coada se desprinde de pe cap și rămâne în urmă, iar în locul ei se formează una nouă. Acest lucru se întâmplă atunci când o cometă trece prin limita regiunilor vântului solar cu câmpuri magnetice direcționate opus. În acest moment, structura magnetică a cozii este rearanjată, ceea ce arată ca o rupere și formarea unei noi cozi. Topologia complexă a câmpului magnetic duce la accelerarea particulelor încărcate; Poate că asta explică apariția ionilor rapizi menționați mai sus.

Ciocniri în sistemul solar.

Din numărul observat și parametrii orbitali ai cometelor, E. Epic a calculat probabilitatea coliziunii cu nucleele cometelor de diferite dimensiuni (Tabelul 2). În medie, 1 dată în 1,5 miliarde de ani, Pământul are șansa de a se ciocni cu un nucleu cu un diametru de 17 km, iar acest lucru poate distruge complet viața într-o zonă egală cu zona Americii de Nord. Pentru 4,5 miliarde de ani din istoria Pământului, acest lucru s-ar putea întâmpla de mai multe ori. Catastrofe de o scară mai mică apar mult mai des: în 1908 peste Siberia, probabil, nucleul unei comete mici a intrat în atmosferă și a explodat, determinând adăpostirea unei păduri pe o suprafață mare.

Cuvânt "cometă" este de origine greaca. Poate fi tradus ca "caudat" , "păros" , "uros" .


Această definiție caracterizează cu exactitate corpul ceresc, deoarece „coada” de gaz și praf este o trăsătură caracteristică a majorității cometelor.

O cometă este un corp ceresc care, în comparație cu alte corpuri din spațiul cosmic, are o masă relativ mică, de obicei de formă neregulată, compusă din gaze înghețate și componente nevolatile.

Cometele se deplasează în spațiu pe anumite orbite. Orbita cometei în jurul Soarelui este o elipsă extrem de alungită. În funcție de cât de departe se află cometa de stea, aspectul acesteia se schimbă.

Departe de Soare, cometa arată ca un nor neclar. Când se apropie de el, sub influența energiei termice solare, cometa începe să evapore gaz. Gazul „elimină” particulele de materie solidă care alcătuiesc cometa și iau forma unui nor în jurul nucleului, formând o comă. Se întâmplă ca coma să se umfle la o dimensiune uriașă.


Datorită evaporării și acțiunii vântului solar, cometei îi „crește” o coadă de praf și gaz, datorită cărora și-a primit numele.

Caracteristicile cometelor

În mod convențional, o cometă poate fi împărțită în trei părți - miez, comă, coadă. Totul în comete este absolut rece, iar strălucirea lor este doar reflectarea luminii solare de către praf și strălucirea gazului ionizat cu ultraviolete.

Miez

Miezul este partea cea mai grea a acestui corp ceresc. Conține cea mai mare parte a masei cometei. Este destul de dificil să studiezi cu exactitate compoziția nucleului cometei, deoarece la o distanță accesibilă telescopului, acesta este înconjurat constant de o manta gazoasă. În acest sens, teoria astronomului american Whipple a fost adoptată ca bază pentru teoria compoziției nucleului cometei.

Conform teoriei sale, nucleul unei comete este un amestec de gaze înghețate amestecate cu diverse prafuri. Prin urmare, atunci când o cometă se apropie de Soare și se încălzește, gazele încep să se „topească”, formând o coadă. Cu toate acestea, există și alte ipoteze despre compoziția nucleului.

Unul dintre ei susține că cometa are o structură liberă de praf, cu pori foarte mari - un fel de „burete cosmic”. „Buretele” este incredibil de fragil: dacă luați chiar și o bucată foarte mare de cometă, o puteți rupe cu ușurință cu mâinile.

Coadă

Coada unei comete este partea sa cea mai expresivă. Se formează lângă o cometă pe măsură ce se apropie de Soare. Coada este o bandă luminoasă care se întinde de la nucleu în direcția opusă față de Soare, „suflată” de vântul solar.

Este format din gaze și praf care se evaporă din nucleul unei comete sub influența aceluiași vânt solar. Coada strălucește puternic - datorită ei, avem ocazia să observăm zborul acestor corpuri cerești.

Diferențele cometelor între ele

Cometele diferă între ele în masă și dimensiune. Unele dintre ele sunt mai grele, altele sunt mai ușoare, dar totuși aceste corpuri cerești sunt foarte mici în comparație cu restul corpurilor din univers. În plus, observatorul (dacă este foarte norocos) poate vedea că diferite comete au străluciri și forme diferite. Depinde de ce gaze se evaporă de pe suprafața nucleelor ​​lor.

Cozile de cometă pot varia, de asemenea, în lungime și formă. Pentru unii, se întinde pe întreg cerul vizibil: în 1680, locuitorii Pământului puteau observa Marea Cometă cu o coadă de 240 de milioane de kilometri. Unele comete au o coadă dreaptă și îngustă, altele sunt ușor curbate și late, deviând în lateral; încă altele sunt scurte și pronunțat curbate.

Diferențele dintre comete și asteroizi

Asteroizii, ca și cometele, sunt corpuri cerești mici. Cu toate acestea, asteroizii sunt mai mari decât cometele: conform clasificării internaționale, acestea includ corpuri al căror diametru depășește 30 m. Până în 2006, asteroidul a fost numit chiar și o planetă minoră. Indirect, acest lucru a fost servit de faptul că asteroizii au sateliți.

Asteroizii și cometele au o serie de alte diferențe între ele.

În primul rând, un asteroid și o cometă diferă în compoziția lor. Un asteroid este alcătuit în mare parte din metale și roci, în timp ce o cometă, așa cum știm deja, este formată din gaze și praf înghețate.


Aceasta implică a doua diferență - asteroidul nu are o coadă, deoarece nu există nimic care să se evapore de pe suprafața sa. Spre deosebire de comete, asteroizii se mișcă pe o orbită circulară și tind să se unească în centuri.

Și, în sfârșit, există câteva milioane de asteroizi cunoscuți, în timp ce există doar 3.572 de comete.