Mõned kuulsad komeedid. Teave komeetide kohta. Komeetide liikumine. Komeetide nimed Mis tüüpi komeete on olemas?

KOMEET
väike taevakeha, mis liigub planeetidevahelises ruumis ja vabastab Päikesele lähenedes ohtralt gaasi. Komeetidega seostatakse mitmesuguseid füüsilisi protsesse alates jää sublimatsioonist (kuivaurustumisest) kuni plasmanähtusteni. Komeedid on Päikesesüsteemi moodustumise jäänused, üleminekuetapp tähtedevahelisele ainele. Komeete vaatlevad ja isegi avastavad sageli amatöörastronoomid. Mõnikord on komeedid nii eredad, et tõmbavad kõigi tähelepanu. Varem tekitas heledate komeetide ilmumine inimestes hirmu ja oli kunstnike ja karikaturistide inspiratsiooniallikas.
Liikumine ja ruumiline jaotus. Kõik või peaaegu kõik komeedid on Päikesesüsteemi komponendid. Nad, nagu planeedid, järgivad gravitatsiooniseadusi, kuid liiguvad väga ainulaadsel viisil. Kõik planeedid tiirlevad ümber Päikese samas suunas (mida nimetatakse "edasi", mitte "tagurpidi") peaaegu ümmargustel orbiitidel, mis asuvad ligikaudu samal tasapinnal (ekliptika) ja komeedid liiguvad nii edasi kui ka tagasi. piklikud (ekstsentrilised) orbiidid, mis on ekliptika suhtes erineva nurga all kaldu. Just liikumise iseloom annab komeedi kohe ära. Pikaajalised komeedid (üle 200-aastase tiirlemisperioodiga) pärinevad piirkondadest, mis on tuhandeid kordi kaugemal kui kõige kaugemad planeedid, ja nende orbiidid on kõikvõimalike nurkade all kallutatud. Lühiajalised komeedid (alla 200 aasta pikkused perioodid) pärinevad välisplaneetide piirkonnast, liikudes ekliptika lähedal asuvatel orbiitidel ettepoole. Päikesest kaugel pole komeetidel tavaliselt "sabasid", kuid mõnikord on neil "tuuma" ümbritsev vaevunähtav "kooma"; koos nimetatakse neid komeedi "peaks". Päikesele lähenedes suureneb pea ja ilmub saba.
Struktuur. Kooma keskel on tuum - mitmekilomeetrise läbimõõduga tahke keha või kehade konglomeraat. Peaaegu kogu komeedi mass on koondunud selle tuuma; see mass on miljardeid kordi väiksem kui maakeral. F. Whipple'i mudeli järgi koosneb komeedi tuum mitmesuguste jääde segust, peamiselt vesijääst, millele on lisatud külmunud süsihappegaasi, ammoniaagi ja tolmu segu. Seda mudelit kinnitavad nii astronoomilised vaatlused kui ka otsesed mõõtmised kosmoselaevadelt komeetide Halley ja Giacobini-Zinneri tuumade läheduses aastatel 1985–1986. Kui komeet Päikesele läheneb, siis selle tuum kuumeneb ja jää sublimeerub, s.t. aurustuda sulamata. Tekkiv gaas hajub tuumast igas suunas, võttes endaga kaasa tolmuosakesed ja tekitades kooma. Päikesevalguse poolt hävitatud veemolekulid moodustavad komeedi tuuma ümber tohutu vesinikkrooni. Lisaks päikese külgetõmbejõule mõjuvad komeedi haruldasele ainele ka tõukejõud, mille tõttu tekib saba. Päikesevalguse rõhk mõjutab neutraalseid molekule, aatomeid ja tolmuosakesi, ioniseeritud molekule ja aatomeid aga tugevamini päikesetuule rõhk. Saba moodustavate osakeste käitumine sai palju selgemaks pärast komeetide otsest uurimist aastatel 1985–1986. Plasmasabal, mis koosneb laetud osakestest, on keeruline magnetiline struktuur, millel on kaks erineva polaarsusega piirkonda. Päikese poole suunatud kooma küljel moodustub frontaalne lööklaine, millel on kõrge plasma aktiivsus.

Kuigi saba ja kooma sisaldavad vähem kui miljondik komeedi massist, tuleb 99,9% valgusest nendest gaasimoodustistest ja ainult 0,1% tuumast. Fakt on see, et tuum on väga kompaktne ja sellel on ka madal peegelduskoefitsient (albedo). Komeedi poolt kaotatud osakesed liiguvad oma orbiitidel ja planeetide atmosfääri sattudes põhjustavad meteooride ("lenduvate tähtede") teket. Enamik meie vaadeldavatest meteooridest on seotud komeediosakestega. Mõnikord on komeetide hävitamine katastroofilisem. 1826. aastal avastatud komeet Bijela jagunes 1845. aastal vaatlejate silme all kaheks osaks. Kui seda komeeti viimati 1852. aastal nähti, olid selle tuuma tükid üksteisest miljonite kilomeetrite kaugusel. Tuuma lõhustumine kuulutab tavaliselt komeedi täielikku lagunemist. Aastatel 1872 ja 1885, kui Bijela komeet, kui temaga poleks midagi juhtunud, oleks Maa orbiidi ületanud, täheldati ebatavaliselt tugevat meteoorisadu.
Vaata ka
METEOR ;
METEORIIT. Mõnikord hävivad komeedid planeetidele lähenedes. 24. märtsil 1993 avastasid astronoomid K. ja Y. Shoemaker Californias Mount Palomari observatooriumis koos D. Levyga Jupiteri lähedalt juba hävinud tuumaga komeedi. Arvutused näitasid, et 9. juulil 1992 möödus Shoemaker-Levy-9 komeet (see on üheksas nende avastatud komeet) Jupiteri lähedalt poole planeedi raadiuse kaugusel selle pinnast ja rebenes selle gravitatsiooni tõttu laiali. kui 20 osa. Enne hävitamist oli selle tuuma raadius u. 20 km.

Tabel 1.
KOMEETIDE PEAMISED GAASIKOMPONENDID


Ahelas välja sirutades liikusid komeedi killud piklikul orbiidil Jupiterist eemale ning lähenesid seejärel 1994. aasta juulis sellele uuesti ja põrkasid kokku Jupiteri pilvise pinnaga.
Päritolu. Komeedi tuumad on Päikesesüsteemi esmase aine jäänused, mis moodustasid protoplanetaarse ketta. Seetõttu aitab nende uuring taastada pilti planeetide, sealhulgas Maa tekkest. Põhimõtteliselt võivad mõned komeedid meieni tulla tähtedevahelisest ruumist, kuid seni pole ainsatki sellist komeeti usaldusväärselt tuvastatud.
Gaasi koostis. Tabelis Tabelis 1 on loetletud komeetide peamised gaasikomponendid nende sisalduse kahanevas järjekorras. Gaasi liikumine komeetide sabades näitab, et seda mõjutavad tugevalt mittegravitatsioonijõud. Gaasi hõõgumist ergastab päikesekiirgus.
ORBIIDID JA KLASSIFIKATSIOON
Selle jaotise paremaks mõistmiseks soovitame lugeda järgmisi artikleid:
TAEVAMEHAANIKA;
KOONUSOSAD;
ORBIIT;
PÄIKESESÜSTEEM .
Orbiit ja kiirus. Komeedi tuuma liikumise määrab täielikult Päikese külgetõmbejõud. Komeedi orbiidi kuju, nagu iga teise keha Päikesesüsteemis, oleneb selle kiirusest ja kaugusest Päikesest. Keha keskmine kiirus on pöördvõrdeline ruutjuurega tema keskmisest kaugusest Päikesest (a). Kui kiirus on alati risti Päikeselt kehale suunatud raadiusvektoriga, siis on orbiit ringikujuline ja kiirust nimetatakse ringkiiruseks (vc) kaugusel a. Päikese gravitatsiooniväljast põgenemise kiirus mööda paraboolset orbiiti (vp) on mitu korda suurem kui ringkiirus sellel kaugusel. Kui komeedi kiirus on väiksem kui vp, siis ta liigub ümber Päikese elliptilisel orbiidil ega lahku kunagi Päikesesüsteemist. Aga kui kiirus ületab vp, siis see liigub ümber Päikese elliptilisel orbiidil ega lahku kunagi Päikesesüsteemist. Kui aga kiirus ületab vp, siis möödub komeet Päikesest korra ja lahkub sellest igaveseks, liikudes mööda hüperboolset orbiiti. Joonisel on kujutatud kahe komeedi elliptilised orbiidid, samuti planeetide peaaegu ringikujulised orbiidid ja paraboolne orbiit. Maad Päikesest eraldaval kaugusel on ringkiirus 29,8 km/s ja paraboolkiirus 42,2 km/s. Maa lähedal on Encke komeedi kiirus 37,1 km/s, Halley komeedi kiirus 41,6 km/s; Seetõttu läheb Halley komeet Päikesest palju kaugemale kui Encke.



Komeetide orbiitide klassifikatsioon. Enamikul komeetidel on elliptilised orbiidid, seega kuuluvad nad Päikesesüsteemi. Tõsi, paljude komeetide jaoks on need väga piklikud ellipsid, mis on parabooli lähedal; mööda neid eemalduvad komeedid Päikesest väga kaugele ja pikaks ajaks. Komeetide elliptilised orbiidid on tavaks jagada kahte põhitüüpi: lühiajaliseks ja pikaperioodiks (peaaegu paraboolseks). Orbiidi perioodiks loetakse 200 aastat.
RUUMILINE JAOTUS JA PÄRITOLU
Peaaegu paraboolsed komeedid. Sellesse klassi kuuluvad paljud komeedid. Kuna nende tiirlemisperioodid on miljoneid aastaid, ilmub neist sajandi jooksul Päikese lähedusse vaid üks kümnetuhandik. 20. sajandil täheldatud u. 250 sellist komeeti; seetõttu on neid kokku miljoneid. Lisaks ei jõua kõik komeedid Päikesele piisavalt lähedale, et nähtavaks saada: kui komeedi orbiidi periheel (Päikesele lähim punkt) asub Jupiteri orbiidist kaugemal, siis on seda peaaegu võimatu märgata. Seda arvesse võttes pakkus Jan Oort 1950. aastal, et ruum Päikese ümber on 20-100 tuhande AU kaugusel. (astronoomilised ühikud: 1 AU = 150 miljonit km, kaugus Maast Päikeseni) on täidetud komeedi tuumadega, mille arvuks hinnatakse 1012 ja kogumassiks 1-100 Maa massi. Oorti “komeedipilve” välispiiri määrab asjaolu, et sellisel kaugusel Päikesest mõjutab komeetide liikumist oluliselt naabertähtede ja muude massiivsete objektide külgetõmbejõud (vt allpool). Tähed liiguvad Päikese suhtes, nende häiriv mõju komeetidele muutub ja see viib komeetide orbiitide arenguni. Nii et juhuslikult võib komeet sattuda Päikesest lähedalt mööduvale orbiidile, kuid järgmisel pöördel selle orbiit veidi muutub ja komeet läheb Päikesest eemale. Selle asemel aga langevad Oorti pilvest Päikese lähedusse pidevalt “uusi” komeete.
Lühiajalised komeedid. Kui komeet Päikese lähedalt möödub, kuumeneb selle tuum ja jää aurustub, moodustades gaasikooma ja saba. Pärast mitusada või tuhandet sellist lendu ei jää südamikusse sulavaid aineid ja see lakkab olemast. Lühiajalise perioodi komeetide puhul, mis lähenevad regulaarselt Päikesele, tähendab see, et nende populatsioonid peaksid muutuma nähtamatuks vähem kui miljoni aasta pärast. Kuid me jälgime neid, seetõttu saabub pidevalt juurde "värsketest" komeetidest. Lühiajaliste komeetide täiendamine toimub planeetide, peamiselt Jupiteri poolt, nende kinnipüüdmise tulemusena. Varem arvati, et Oorti pilvest pärinevad pika perioodi komeedid püüti kinni, kuid nüüd arvatakse, et nende allikaks on komeediketas, mida nimetatakse "sisemiseks Oorti pilveks". Põhimõtteliselt pole Oorti pilve idee muutunud, kuid arvutused on näidanud, et Galaktika loodete mõju ja massiivsete tähtedevaheliste gaasipilvede mõju peaksid selle üsna kiiresti hävitama. Vaja on täiendamise allikat. Selliseks allikaks peetakse praegu Oorti sisemist pilve, mis on loodete mõjudele palju vastupidavam ja sisaldab suurusjärgu võrra rohkem komeete kui Oorti ennustatud välimine pilv. Pärast Päikesesüsteemi iga lähenemist massiivsele tähtedevahelisele pilvele hajuvad välimise Oorti pilve komeedid tähtedevahelisse ruumi ja need asenduvad sisemise pilve komeetidega. Komeedi üleminek peaaegu paraboolselt orbiidilt lühiajalisele orbiidile toimub siis, kui see planeedile tagant järele jõuab. Tavaliselt nõuab komeedi uuele orbiidile püüdmine mitut planeedisüsteemi läbimist. Saadud komeedi orbiidil on tavaliselt madal kalle ja suur ekstsentrilisus. Komeet liigub mööda seda ettepoole ja selle orbiidi afeel (Päikesest kaugeim punkt) asub selle kinni püüdnud planeedi orbiidi lähedal. Neid teoreetilisi kaalutlusi kinnitab täielikult komeetide orbiitide statistika.
Mittegravitatsioonilised jõud. Gaasilised sublimatsiooniproduktid avaldavad komeedi tuumale reaktiivset survet (sarnane relva tagasilöögiga tulistamisel), mis viib orbiidi evolutsioonini. Kõige aktiivsem gaasi väljavool toimub südamiku kuumutatud "pärastlõunasel" poolel. Seetõttu ei lange tuumale avaldatava survejõu suund kokku päikesekiirte ja päikese gravitatsiooni suunaga. Kui tuuma aksiaalne pöörlemine ja selle orbitaalpööre toimuvad samas suunas, siis gaasi rõhk tervikuna kiirendab tuuma liikumist, mis viib orbiidi suurenemiseni. Kui pöörlemine ja tsirkulatsioon toimuvad vastassuundades, siis komeedi liikumine aeglustub ja orbiit lüheneb. Kui algselt püüdis sellise komeedi kinni Jupiter, siis mõne aja pärast on selle orbiit täielikult siseplaneetide piirkonnas. Tõenäoliselt juhtus nii komeedi Enckega.
Päikest puudutavad komeedid. Lühiajaliste komeetide erirühm koosneb komeetidest, mis "karjatavad" Päikest. Tõenäoliselt tekkisid need tuhandeid aastaid tagasi suure, vähemalt 100-kilomeetrise läbimõõduga südamiku loodete hävimise tulemusena. Pärast esimest katastroofilist lähenemist Päikesele tegid tuuma fragmendid u. 150 pööret, laguneb jätkuvalt. Selle Kreutzi komeetide perekonna 12 liiget täheldati aastatel 1843–1984. Nende päritolu võib olla seotud suure komeediga, mida Aristoteles nägi 371. aastal eKr.



Halley komeet. See on kõigist komeetidest kuulsaim. Alates aastast 239 eKr on seda täheldatud 30 korda. Nimetatud E. Halley auks, kes pärast komeedi ilmumist 1682. aastal arvutas selle orbiidi ja ennustas naasmist aastal 1758. Halley komeedi tiirlemisperiood on 76 aastat; see ilmus viimati 1986. aastal ja järgmisena vaadeldakse 2061. aastal. 1986. aastal uurisid seda lähedalt 5 planeetidevahelist sondi – kaks Jaapani (Sakigake ja Suisei), kaks Nõukogude (Vega-1 ja Vega-1) sondi. ja üks eurooplane ("Giotto"). Selgus, et komeedi tuum on kartulikujuline, u. 15 km ja laius ca. 8 km ja selle pind on "mustam kui kivisüsi". See võib olla kaetud orgaaniliste ühendite kihiga, näiteks polümeriseeritud formaldehüüdiga. Tolmu hulk südamiku lähedal osutus oodatust palju suuremaks. Vaata ka HALLEY, EDMUND.



Komeet Encke. See nõrk komeet kuulus esimesena Jupiteri komeetide perekonda. Selle periood 3,29 aastat on komeetide seas lühim. Orbiidi arvutas esmakordselt 1819. aastal Saksa astronoom I. Encke (1791-1865), kes tuvastas selle aastatel 1786, 1795 ja 1805 vaadeldud komeetidega. Encke komeet vastutab Tauride meteoriidisaju eest, mida täheldati igal aastal oktoobris ja novembris. .



Giacobini-Zinneri komeet. Selle komeedi avastas M. Giacobini 1900. aastal ja taasavastas E. Zinner 1913. Selle perioodi pikkus on 6,59 aastat. Just sellega lähenes 11. septembril 1985 esmakordselt kosmosesond "International Cometary Explorer", mis läbis komeedi saba 7800 km kaugusel tuumast, tänu millele saadi andmed plasmakomponendi kohta. sabast. Seda komeeti seostatakse jakobiniidide (drakoniidide) meteoriidisajuga.
KOMEETIDE FÜÜSIKA
Tuum. Kõik komeedi ilmingud on kuidagi seotud tuumaga. Whipple oletas, et komeedi tuum oli tahke keha, mis koosnes peamiselt tolmuosakestega vesijääst. See "räpane lumepalli" mudel seletab hõlpsasti komeetide mitut läbipääsu Päikese lähedal: iga läbikäiguga aurustub õhuke pinnakiht (0,1-1% kogumassist) ja tuuma sisemine osa säilib. Võib-olla on tuum mitme "kometesimaali" konglomeraat, millest igaühe läbimõõt ei ületa kilomeetrit. Selline struktuur võib seletada tuumade lagunemist, nagu täheldati komeedi Biela puhul 1845. aastal või komeedi Westi puhul 1976. aastal.
Sära. Päikese poolt valgustatud konstantse pinnaga taevakeha vaadeldav heledus muutub pöördvõrdeliselt tema kauguste ruutudega vaatlejast ja Päikesest. Päikesevalgust hajutab aga peamiselt komeedi gaasi- ja tolmukiht, mille efektiivne pindala sõltub jää sublimatsiooni kiirusest ja see omakorda tuumale langevast soojusvoost, mis ise muutub pöördvõrdeliselt Päikese kauguse ruut. Seetõttu peaks komeedi heledus varieeruma pöördvõrdeliselt Päikese kauguse neljanda astmega, mida kinnitavad vaatlused.
Kerneli suurus. Komeedi tuuma suurust saab hinnata vaatluste põhjal ajal, mil see asub Päikesest kaugel ega ole ümbritsetud gaasi- ja tolmuümbrisega. Sel juhul peegeldub valgus ainult südamiku tahkel pinnal ning selle näiv heledus sõltub ristlõike pindalast ja peegelduvusest (albeedost). Halley komeedi tuuma albeedo osutus väga madalaks - u. 3%. Kui see on tüüpiline teistele tuumadele, siis enamiku nende läbimõõt jääb vahemikku 0,5–25 km.
Sublimatsioon. Aine üleminek tahkest olekust gaasilisse olekusse on komeetide füüsika jaoks oluline. Komeetide heledus- ja emissioonispektri mõõtmised on näidanud, et põhijää sulamine algab 2,5-3,0 AU kauguselt, nagu peakski olema, kui jää on peamiselt vesi. Seda kinnitas komeetide Halley ja Giacobini-Zinner uurimine. Esimesena komeedi Päikesele lähenedes täheldatud gaasid (CN, C2) on tõenäoliselt veejääs lahustunud ja moodustavad gaasihüdraate (klatraate). Kuidas see "komposiit" jää sublimeerub, sõltub suuresti veejää termodünaamilistest omadustest. Tolmu-jää segu sublimatsioon toimub mitmes etapis. Gaasijoad ning nende poolt korjatud väikesed ja kohevad tolmuosakesed lahkuvad südamikust, kuna selle pinnal on külgetõmme äärmiselt nõrk. Kuid gaasivool ei kanna ära tihedaid või omavahel seotud raskeid tolmuosakesi ning moodustub tolmukoorik. Seejärel soojendavad päikesekiired tolmukihti, soojus läheb sisse, jää sublimeerub ja gaasivoolud murravad läbi tolmukooriku. Need mõjud ilmnesid Halley komeedi vaatlemisel 1986. aastal: sublimatsioon ja gaasi väljavool toimusid vaid mõnes Päikese poolt valgustatud komeedi tuuma piirkonnas. Tõenäoliselt paljandus nendel aladel jää, samas kui ülejäänud pind oli kaetud koorikuga. Vabanenud gaas ja tolm moodustavad komeedi tuuma ümber jälgitavad struktuurid.
kooma. Neutraalsete molekulide tolmuterad ja gaas (tabel 1) moodustavad komeedi peaaegu sfäärilise kooma. Tavaliselt ulatub kooma tuumast 100 tuhande kuni 1 miljoni km kaugusele. Kerge surve võib kooma deformeerida, venitades seda päikesevastases suunas.
Vesinikkroon. Kuna tuumjää on peamiselt vesi, sisaldab kooma peamiselt H2O molekule. Fotodissotsiatsioon lagundab H2O H-ks ja OH-ks ning seejärel OH O-ks ja H-ks. Kiiresti liikuvad vesinikuaatomid lendavad enne ioniseerumist tuumast kaugele ja moodustavad krooni, mille näiv suurus ületab sageli päikeseketta oma.
Saba ja sellega seotud nähtused. Komeedi saba võib koosneda molekulaarsest plasmast või tolmust. Mõnel komeedil on mõlemat tüüpi sabad. Tolmusaba on tavaliselt ühtlane ja ulatub miljoneid ja kümneid miljoneid kilomeetreid. See moodustub päikesevalguse survel tuumast päikesevastases suunas eemale visatud tolmuteradest ja sellel on kollakas värvus, kuna tolmuterad lihtsalt hajutavad päikesevalgust. Tolmusaba struktuure võib seletada tolmu ebaühtlase väljapurskega südamikust või tolmuterade hävimisega. Kümnete või isegi sadade miljonite kilomeetrite pikkune plasmasaba on komeedi ja päikesetuule vahelise keerulise vastasmõju nähtav ilming. Osa tuumast väljuvaid molekule ioniseeritakse päikesekiirguse toimel, moodustades molekulaarseid ioone (H2O+, OH+, CO+, CO2+) ja elektrone. See plasma takistab päikesetuule liikumist, mida läbib magnetväli. Kui komeet tabab komeeti, keerduvad väljajooned selle ümber, võttes juuksenõela kuju ja tekitades kaks vastupidise polaarsusega ala. Sellesse magnetstruktuuri püütakse kinni molekulaarsed ioonid ja moodustavad selle keskses, tihedamas osas nähtava plasmasaba, millel on CO+ spektriribade tõttu sinine värv. Päikesetuule rolli plasmasabade tekkes panid paika L. Bierman ja H. Alfven 1950. aastatel. Nende arvutused kinnitasid mõõtmisi kosmoselaevadelt, mis lendasid läbi komeetide Giacobini-Zinner ja Halley sabad aastatel 1985 ja 1986. Muud koostoime nähtused päikesetuulega, mis tabab komeeti kiirusega u. 400 km/s ja moodustades selle ees lööklaine, milles on tihendatud tuule aine ja komeedi pea. "Püüdmise" protsess mängib olulist rolli; selle olemus seisneb selles, et komeedi neutraalsed molekulid tungivad vabalt päikesetuule voolu, kuid kohe pärast ioniseerumist hakkavad nad aktiivselt magnetväljaga suhtlema ja kiirendatakse oluliste energiateni. Tõsi, mõnikord täheldatakse väga energilisi molekulaarseid ioone, mis on näidatud mehhanismi seisukohast seletamatud. Püüdmisprotsess ergastab ka plasmalaineid tuuma ümbritsevas hiiglaslikus ruumis. Nende nähtuste jälgimine pakub plasmafüüsika jaoks põhjapanevat huvi. “Sabamurd” on suurepärane vaatepilt. Teadupärast on normaalses olekus plasmasaba ühendatud komeedi peaga magnetvälja abil. Sageli aga murdub saba peast lahti ja jääb maha ning asemele moodustub uus. See juhtub siis, kui komeet läbib vastupidise magnetväljaga päikesetuule piirkondade piiri. Sel hetkel on saba magnetstruktuur ümber paigutatud, mis näeb välja nagu purunemine ja uue saba moodustumine. Magnetvälja kompleksne topoloogia viib laetud osakeste kiirenemiseni; See võib seletada ülalmainitud kiirete ioonide ilmumist.
Kokkupõrked päikesesüsteemis. Vaadeldud komeetide arvu ja orbitaalparameetrite põhjal arvutas E. Epic kokkupõrgete tõenäosuse erineva suurusega komeetide tuumadega (tabel 2). Keskmiselt kord 1,5 miljardi aasta jooksul on Maal võimalus kokku põrgata 17 km läbimõõduga südamikuga ja see võib täielikult hävitada elu Põhja-Ameerika pindalaga võrdsel alal. Maa 4,5 miljardi aastase ajaloo jooksul oleks seda võinud juhtuda rohkem kui üks kord. Väiksemad katastroofid on palju tavalisemad: 1908. aastal sattus väikese komeedi tuum tõenäoliselt atmosfääri ja plahvatas Siberi kohal, põhjustades metsade majutamist suurele alale.

Komeet Lovejoy. 2011. aasta novembris avastas Austraalia astronoom Terry Lovejoy Kreutzi ringi ühe suurima komeedi, mille läbimõõt on umbes 500 meetrit. See lendas läbi päikesekrooni ega põlenud ära, oli Maalt selgelt nähtav ja pildistati isegi ISS-ist.


Komeet McNaught. 21. sajandi esimene eredaim komeet, mida nimetatakse ka "2007. aasta suureks komeediks". Avastas astronoom Robert McNaught 2006. aastal. 2007. aasta jaanuaris ja veebruaris oli see planeedi lõunapoolkera elanike jaoks palja silmaga selgelt nähtav. Komeedi järgmine tagasitulek ei tule niipea – 92 600 aasta pärast.


Komeedid Hyakutake ja Hale-Bopp ilmusid üksteise järel 1996. ja 1997. aastal, konkureerides heleduses. Kui komeet Hale-Bopp avastati juba 1995. aastal ja lendas rangelt "graafiku järgi", siis Hyakutake avastati vaid paar kuud enne Maale lähenemist.


Komeet Lexel. 1770. aastal möödus Vene astronoomi Andrei Ivanovitš Lekseli avastatud komeet D/1770 L1 Maast rekordiliselt lähedalt – kõigest 1,4 miljoni kilomeetri kaugusel. See on umbes neli korda kaugemal, kui Kuu meist on. Komeet oli palja silmaga nähtav.


1948. aasta varjutuse komeet. 1. novembril 1948 avastasid astronoomid täieliku päikesevarjutuse ajal ootamatult Päikesest mitte kaugel ereda komeedi. Ametliku nimega C/1948 V1 oli see meie aja viimane "äkiline" komeet. Palja silmaga võis seda näha aasta lõpuni.


Suur 1910. aasta jaanuarikomeet ilmus taevasse paar kuud enne Halley komeeti, mida kõik ootasid. Uut komeeti märkasid esmakordselt Aafrika teemandikaevanduste kaevurid 12. jaanuaril 1910. aastal. Nagu paljud üliheledad komeedid, oli see nähtav isegi päeval.


1843. aasta Suur Märtsikomeet kuulub ka Kreutzi ümmarguste päikesekomeetide perekonda. See lendas vaid 830 tuhat km. Päikese keskpunktist ja oli Maalt selgelt nähtav. Selle saba on üks pikimaid kõigist teadaolevatest komeetidest, kaks astronoomilist ühikut (1 AU võrdub Maa ja Päikese vahelise kaugusega).


1882. aasta Suur Septembrikomeet on 19. sajandi eredaim komeet ja ühtlasi Kreutzi perekonna liige. See on tähelepanuväärne oma pika "anti-saba" poolest, mis on suunatud Päikese poole.


1680. aasta suur komeet, tuntud ka kui Kirchi komeet või Newtoni komeet. Esimene teleskoobi abil avastatud komeet, üks 17. sajandi eredamaid komeete. Isaac Newton uuris selle komeedi orbiiti, et kinnitada Kepleri seadusi.


Halley komeet on kõigist perioodilistest komeetidest kõige kuulsam. See külastab Päikesesüsteemi iga 75–76 aasta tagant ja on iga kord palja silmaga selgelt nähtav. Selle orbiidi arvutas välja inglise astronoom Edmund Halley, kes ennustas ka selle naasmist 1759. aastal. 1986. aastal uurisid seda kosmoseaparaadid, kogudes palju andmeid komeetide ehituse kohta. Järgmine Halley komeedi ilmumine toimub 2061. aastal.

Muidugi püsib alati oht, et mõni hulkuv komeet põrkub Maaga, mis tooks kaasa uskumatu hävingu ja tõenäolise tsivilisatsiooni surma, kuid seni on see vaid hirmutav teooria. Heledamad komeedid on nähtavad isegi päeval, pakkudes vapustavat vaatepilti. Siin on kümme kõige kuulsamat komeeti inimkonna ajaloos.

Päikesesüsteemi komeedid on kosmoseuurijatele alati huvi pakkunud. Küsimus, mis need nähtused on, teeb muret ka inimestele, kes on komeetide uurimisest kaugel. Proovime välja mõelda, milline see taevakeha välja näeb ja kas see võib mõjutada meie planeedi elu.

Artikli sisu:

Komeet on Kosmoses tekkinud taevakeha, mille suurus ulatub väikese asula mastaapsuseni. Komeetide koostis (külmad gaasid, tolm ja kivimitükid) muudab selle nähtuse tõeliselt ainulaadseks. Komeedi saba jätab miljonite kilomeetrite pikkuse jälje. See vaatemäng võlub oma suurejoonelisusega ja jätab rohkem küsimusi kui vastuseid.

Arusaam komeedist kui päikesesüsteemi elemendist


Selle kontseptsiooni mõistmiseks peaksime alustama komeetide orbiitidest. Päris paljud neist kosmilistest kehadest läbivad Päikesesüsteemi.

Vaatame lähemalt komeetide omadusi:

  • Komeedid on nn lumepallid, mis läbivad nende orbiidi ja sisaldavad tolmuseid, kiviseid ja gaasilisi kogumeid.
  • Päikesesüsteemi põhitähele lähenemise perioodil soojeneb taevakeha.
  • Komeetidel pole planeetidele iseloomulikke satelliite.
  • Samuti pole komeetidele tüüpilised rõngakujulised moodustumise süsteemid.
  • Nende taevakehade suurust on raske ja mõnikord ka ebareaalne määrata.
  • Komeedid ei toeta elu. Kuid nende koostis võib olla teatud ehitusmaterjal.
Kõik eelnev viitab sellele, et seda nähtust uuritakse. Sellest annab tunnistust ka kahekümne objektide uurimise missiooni olemasolu. Seni on vaatlemine piirdunud peamiselt ülivõimsate teleskoopide kaudu õppimisega, kuid selles valdkonnas on avastuste väljavaated väga muljetavaldavad.

Komeetide ehituse tunnused

Komeedi kirjelduse võib jagada objekti tuuma, kooma ja saba tunnusteks. See viitab sellele, et uuritavat taevakeha ei saa nimetada lihtsaks struktuuriks.

Komeedi tuum


Peaaegu kogu komeedi mass sisaldub tuumas, mis on kõige raskemini uuritav objekt. Põhjus on selles, et tuum on valgustasapinna aine poolt peidetud isegi kõige võimsamate teleskoopide eest.

On kolm teooriat, mis käsitlevad komeedi tuumade struktuuri erinevalt:

  1. "Musta lumepalli" teooria. See oletus on kõige levinum ja kuulub Ameerika teadlasele Fred Lawrence Whipple'ile. Selle teooria kohaselt pole komeedi tahke osa midagi muud kui jää ja meteoriidimaterjali fragmentide kombinatsioon. Selle spetsialisti sõnul eristatakse vanu komeete ja noorema moodustise kehasid. Nende struktuur on erinev sellest, et küpsemad taevakehad lähenesid korduvalt Päikesele, mis sulatas nende esialgse koostise.
  2. Südamik koosneb tolmusest materjalist. Teooria kuulutati välja 21. sajandi alguses tänu nähtuse uurimisele Ameerika kosmosejaama poolt. Selle uurimise andmed näitavad, et tuum on tolmune materjal, mis on väga rabe ja mille poorid hõivavad suurema osa selle pinnast.
  3. Tuum ei saa olla monoliitne struktuur. Täiendavad hüpoteesid lahknevad: need viitavad lumeparve kujul olevale struktuurile, planeedi gravitatsiooni mõjul kivi-jää kogunemisplokkidele ja meteoriidi kuhjumisele.
Kõikidel teooriatel on õigus selles valdkonnas praktiseerivate teadlaste poolt vaidlustada või toetada. Teadus ei seisa paigal, nii et avastused komeetide ehituse uurimisel jahmatavad pikka aega oma ootamatute leidudega.

Komeedi kooma


Koos tuumaga moodustab komeedi pea kooma, mis on heledat värvi udune kest. Sellise komeedi komponendi jälg ulatub üsna pikale kaugusele: sajast tuhandest kuni peaaegu pooleteise miljoni kilomeetri kaugusele objekti alusest.

Võib määratleda kolm kooma taset, mis näevad välja järgmised:

  • Sisemine keemiline, molekulaarne ja fotokeemiline koostis. Selle struktuuri määrab asjaolu, et peamised komeediga toimuvad muutused on koondunud ja kõige aktiivsemad selles piirkonnas. Keemilised reaktsioonid, neutraalselt laetud osakeste lagunemine ja ionisatsioon – kõik see iseloomustab protsesse, mis toimuvad sisemises koomas.
  • Radikaalide kooma. See koosneb molekulidest, mis on keemiliselt aktiivsed. Selles piirkonnas ei esine ainete suurenenud aktiivsust, mis on nii iseloomulik sisemisele koomale. Kuid ka siin jätkub kirjeldatud molekulide lagunemis- ja ergastusprotsess rahulikumas ja sujuvamas režiimis.
  • Aatomikoostise kooma. Seda nimetatakse ka ultraviolettkiirguseks. Seda komeedi atmosfääri piirkonda vaadeldakse vesiniku Lyman-alfa joonel kauges ultraviolettkiirguse spektripiirkonnas.
Kõigi nende tasandite uurimine on oluline sellise nähtuse nagu Päikesesüsteemi komeedid põhjalikumaks uurimiseks.

Komeedi saba


Komeedi saba on oma ilu ja tõhususe poolest ainulaadne vaatemäng. Tavaliselt on see suunatud Päikeselt ja näeb välja nagu piklik gaasi-tolmu tulva. Sellistel sabadel pole selgeid piire ja võime öelda, et nende värvivalik on täieliku läbipaistvuse lähedal.

Fedor Bredikhin tegi ettepaneku klassifitseerida sädelevad ploomid järgmistesse alamliikidesse:

  1. Sirge ja kitsa formaadiga sabad. Need komeedi komponendid on suunatud Päikesesüsteemi peamiselt tähelt.
  2. Kergelt deformeerunud ja laiaformaadilised sabad. Need ploomid väldivad Päikest.
  3. Lühikesed ja tugevalt deformeerunud sabad. Selle muutuse põhjustab märkimisväärne kõrvalekalle meie süsteemi põhitähest.
Komeetide sabasid saab eristada ka nende moodustumise põhjuse järgi, mis näeb välja järgmine:
  • Tolmu saba. Selle elemendi eripärane visuaalne omadus on see, et selle sära on iseloomulik punakas varjund. Selle formaadi värk on oma struktuurilt homogeenne, ulatudes miljoni või isegi kümnete miljonite kilomeetrite pikkuseks. See tekkis paljude tolmuosakeste tõttu, mida Päikese energia kaugele paiskas. Saba kollane toon on tingitud tolmuosakeste hajumisest päikesevalguse toimel.
  • Plasma struktuuri saba. See voog on palju ulatuslikum kui tolmurada, sest selle pikkus on kümneid ja mõnikord sadu miljoneid kilomeetreid. Komeet suhtleb päikesetuulega, mis põhjustab sarnase nähtuse. Nagu teada, tungib päikesepööriste voogudesse suur hulk magnetilise iseloomuga välju. Need põrkavad omakorda kokku komeedi plasmaga, mille tulemusel tekib diametraalselt erineva polaarsusega piirkondade paar. Kohati murdub see saba suurejooneliselt ära ja moodustub uus, mis näeb väga efektne välja.
  • Anti-Tail. See ilmub erineva mustri järgi. Põhjus on selles, et see on suunatud päikesepoolsele poolele. Päikesetuule mõju sellisele nähtusele on äärmiselt väike, sest tulvas on suuri tolmuosakesi. Sellist antisaba on võimalik jälgida ainult siis, kui Maa ületab komeedi orbitaaltasandi. Kettakujuline moodustis ümbritseb taevakeha peaaegu igast küljest.
Sellise kontseptsiooni nagu komeedi saba kohta on palju küsimusi, mis võimaldab seda taevakeha põhjalikumalt uurida.

Peamised komeetide tüübid


Päikese ümber tiirlemise aja järgi saab eristada komeetide tüüpe:
  1. Lühiajalised komeedid. Sellise komeedi tiirlemisaeg ei ületa 200 aastat. Päikesest maksimaalsel kaugusel pole neil sabasid, vaid on ainult peen kooma. Perioodiliselt peavalgustile lähenedes ilmub tuln. Sarnaseid komeete on registreeritud üle neljasaja, mille hulgas on lühiajalisi taevakehi, mille pöörded ümber Päikese on 3-10 aastat.
  2. Pika tiirlemisperioodiga komeedid. Teadlaste sõnul varustab Oorti pilv selliseid kosmilisi külalisi perioodiliselt. Nende nähtuste orbiidi tähtaeg ületab kahesaja aasta piiri, mis muudab selliste objektide uurimise problemaatilisemaks. Kakssada viiskümmend sellist tulnukat annavad alust arvata, et tegelikult on neid miljoneid. Mitte kõik neist pole süsteemi peatähele nii lähedal, et nende tegevust oleks võimalik jälgida.
Selle teema uurimine meelitab alati ligi spetsialiste, kes soovivad mõista lõpmatu kosmose saladusi.

Päikesesüsteemi kuulsaimad komeedid

Päikesesüsteemi läbib suur hulk komeete. Kuid seal on kõige kuulsamad kosmilised kehad, millest tasub rääkida.

Halley komeet


Halley komeet sai tuntuks tänu kuulsa teadlase vaatlustele, kelle järgi see ka oma nime sai. Seda võib liigitada lühiajaliseks kehaks, sest selle naasmist põhivalgustisse arvestatakse 75 aasta pikkuse perioodi peale. Märkimist väärib selle näitaja muutus 74-79 aasta vahel kõikuvate parameetrite suunas. Selle kuulsus seisneb selles, et see on esimene seda tüüpi taevakeha, mille orbiit on välja arvutatud.

Muidugi on mõned pika perioodi komeedid suurejoonelisemad, kuid 1P/Halleyt on võimalik jälgida isegi palja silmaga. See tegur muudab selle nähtuse ainulaadseks ja populaarseks. Peaaegu kolmkümmend selle komeedi registreeritud esinemist rõõmustasid välisvaatlejaid. Nende sagedus sõltub otseselt suurte planeetide gravitatsioonilisest mõjust kirjeldatud objekti elutegevusele.

Halley komeedi kiirus meie planeedi suhtes on hämmastav, sest see ületab kõik Päikesesüsteemi taevakehade aktiivsuse näitajad. Maa orbitaalsüsteemi lähenemist komeedi orbiidile saab jälgida kahes punktis. Selle tulemuseks on kaks tolmust moodustist, mis omakorda moodustavad meteoriidisadu, mida nimetatakse akvariidideks ja oreaniidideks.

Kui arvestada sellise keha ehitust, siis see ei erine palju teistest komeetidest. Päikesele lähenedes jälgitakse sädeleva jälje teket. Komeedi tuum on suhteliselt väike, mis võib viidata prahihunnikule kui objekti aluse ehitusmaterjalile.

Saate nautida erakordset vaadet Halley komeedi läbimisest 2061. aasta suvel. See lubab suurejoonelise nähtuse paremat nähtavust võrreldes enam kui tagasihoidliku külastusega 1986. aastal.


See on üsna uus avastus, mis tehti juulis 1995. Kaks kosmoseuurijat avastasid selle komeedi. Pealegi tegid need teadlased üksteisest eraldi otsinguid. Kirjeldatud keha kohta on palju erinevaid arvamusi, kuid eksperdid nõustuvad, et tegemist on eelmise sajandi ühe eredama komeediga.

Selle avastuse fenomenaalsus seisneb selles, et 90ndate lõpus vaadeldi komeeti ilma erivarustuseta kümme kuud, mis iseenesest ei saa muud kui üllatada.

Taevakeha tahke tuuma kest on üsna heterogeenne. Segumata gaaside jäised alad on kombineeritud süsinikmonooksiidi ja muude looduslike elementidega. Maakoore struktuurile iseloomulike mineraalide ja mõnede meteoriidimoodustiste avastamine kinnitab veel kord, et komeet Hale-Bop pärineb meie süsteemist.

Komeetide mõju planeedi Maa elule


Selle suhte kohta on palju hüpoteese ja oletusi. Mõned võrdlused on sensatsioonilised.

Islandi vulkaan Eyjafjallajokull alustas oma aktiivset ja hävitavat kaheaastast tegevust, mis üllatas paljusid tolleaegseid teadlasi. See juhtus peaaegu kohe pärast seda, kui kuulus keiser Bonaparte komeeti nägi. See võib olla juhus, kuid on ka teisi tegureid, mis panevad teid imestama.

Varem kirjeldatud komeet Halley mõjutas kummaliselt selliste vulkaanide nagu Ruiz (Kolumbia), Taal (Filipiinid), Katmai (Alaska) tegevust. Selle komeedi mõju said tunda Cossuini vulkaani (Nicaragua) lähedal elanud inimesed, mis alustas aastatuhande ühe hävitavama tegevusega.

Encke komeet põhjustas Krakatoa vulkaani võimsa purske. Kõik see võib sõltuda päikese aktiivsusest ja komeetide tegevusest, mis meie planeedile lähenedes tekitavad mõningaid tuumareaktsioone.

Komeedi kokkupõrked on üsna haruldased. Mõned eksperdid aga usuvad, et Tunguska meteoriit kuulub just sellistele kehadele. Nad toovad argumentidena välja järgmised faktid:

  • Paar päeva enne katastroofi täheldati koidikute ilmumist, mis oma mitmekesisusega viitasid anomaaliale.
  • Sellise nähtuse nagu valged ööd ilmnemine ebatavalistes kohtades vahetult pärast taevakeha langemist.
  • Sellise meteoriitsuse indikaatori puudumine nagu antud konfiguratsiooniga tahke aine olemasolu.
Tänapäeval ei ole sellise kokkupõrke kordumine tõenäoline, kuid me ei tohiks unustada, et komeedid on objektid, mille trajektoor võib muutuda.

Kuidas komeet välja näeb – vaata videost:


Päikesesüsteemi komeedid on põnev teema, mis vajab edasist uurimist. Kosmoseuuringutega tegelevad teadlased üle maailma püüavad lahti harutada saladusi, mida need hämmastava ilu ja jõuga taevakehad endas kannavad.

Komeedi väike tuum on selle ainus tahke osa, millesse on koondunud peaaegu kogu selle mass. Seetõttu on tuum ülejäänud komeetiliste nähtuste kompleksi algpõhjus. Komeedi tuumad on endiselt teleskoopvaatluste jaoks kättesaamatud, kuna neid varjab neid ümbritsev, tuumadest pidevalt voolav helendav aine. Suure suurenduse abil saate vaadata helendava gaasi ja tolmu kesta sügavamatesse kihtidesse, kuid see, mis jääb, on siiski oluliselt suurem kui südamiku tegelikud mõõtmed. Komeedi atmosfääris visuaalselt ja fotodel nähtavat keskset kondensatsiooni nimetatakse fotomeetriliseks tuumaks. Arvatakse, et komeedi tuum ise asub selle keskel, see tähendab, et asub massikese. Kuid nagu näitas Nõukogude astronoom D.O. Mokhnach, massikese ei pruugi kokku langeda fotomeetrilise südamiku heledaima piirkonnaga. Seda nähtust nimetatakse Mokhnachi efektiks.

Fotomeetrilist südamikku ümbritsevat udust atmosfääri nimetatakse koomaks. Kooma koos tuumaga moodustab komeedi pea - gaasikest, mis tekib tuuma kuumenemise tulemusena Päikesele lähenedes. Päikesest kaugel tundub pea sümmeetriline, kuid sellele lähenedes muutub see järk-järgult ovaalseks, siis pikeneb veelgi ja Päikesest vastasküljel areneb sellest saba, mis koosneb gaasist ja tolmust, mis moodustavad pea.

Tuum on komeedi kõige olulisem osa. Siiski pole siiani üksmeelt, mis see tegelikult on. Juba Laplace’i ajal valitses arvamus, et komeedi tuum on tahke keha, mis koosneb kergesti aurustuvatest ainetest nagu jää või lumi, mis päikesesoojuse mõjul kiiresti gaasiks muutus. Seda klassikalist jäist komeedituuma mudelit on viimasel ajal oluliselt laiendatud. Kõige laialdasemalt tunnustatud mudel on Whipple'i poolt välja töötatud põhimudel – tulekindlate kiviosakeste ja külmunud lenduvate komponentide (metaan, süsinikdioksiid, vesi jne) konglomeraat. Sellises südamikus vahelduvad külmunud gaaside jääkihid tolmukihtidega. Kui gaasid kuumenevad, siis need aurustuvad ja kannavad endaga kaasa tolmupilvi. See seletab gaasi- ja tolmusabade teket komeetides, aga ka väikeste tuumade võimet gaase vabastada.

Whipple’i järgi selgitatakse aine tuumast väljavoolu mehhanismi järgmiselt. Vähese arvu periheeli läbinud komeetidel - nn noortel komeetidel - pole pinda kaitsev koorik veel jõudnud moodustuda ja tuuma pind on kaetud jääga, mistõttu gaasi eraldumine toimub intensiivselt. otsese aurustamise kaudu. Sellise komeedi spektris domineerib peegeldunud päikesevalgus, mis võimaldab spektraalselt eristada “vanu” komeete “noortest”. Tavaliselt nimetatakse suurte orbitaalsete pooltelgedega komeete "noorteks", kuna eeldatakse, et nad tungivad esimest korda Päikesesüsteemi sisepiirkondadesse. "Vanad" komeedid on lühikese pöördeperioodiga ümber Päikese komeedid, mis on oma periheeli korduvalt läbinud. "Vanade" komeetide pinnal moodustub tulekindel ekraan, kuna korduval Päikese poole naasmisel pinnajää sulab ja "saastub". See ekraan kaitseb hästi all olevat jääd päikesevalguse eest.

Whipple'i mudel selgitab paljusid komeedinähtusi: väikeste tuumade rohket gaasiemissiooni, mis on mittegravitatsiooniliste jõudude põhjus, mis kalduvad komeedi arvutatud teelt kõrvale. Südamikust väljuvad voolud tekitavad reaktiivjõude, mis põhjustavad lühiajaliste komeetide liikumise ilmalikke kiirendusi või aeglustusi.

On ka teisi mudeleid, mis eitavad monoliitsüdamiku olemasolu: üks kujutab südamikku lumehelveste sülemina, teine ​​​​kivimi- ja jääplokkide kogumina, kolmas ütleb, et tuum kondenseerub perioodiliselt meteooriparve osakestest. planetaarse gravitatsiooni mõju. Siiski peetakse Whipple'i mudelit kõige usutavamaks.

Komeetide tuumade massid määratakse praegu äärmiselt ebakindlalt, seega saame rääkida tõenäolisest massivahemikust: mitmest tonnist (mikrokomeedist) mitmesaja ja võib-olla tuhandete miljardite tonnideni (10-10-10 tonni).

Komeedi kooma ümbritseb tuuma udus atmosfääris. Enamikus komeetides koosneb kooma kolmest põhiosast, mis erinevad oluliselt oma füüsiliste parameetrite poolest:

lähim tuumaga külgnev ala on sisemine, molekulaarne, keemiline ja fotokeemiline kooma,

nähtav kooma või radikaalne kooma,

ultraviolett- ehk aatomikooma.

1 AU kaugusel. Päikesest on sisemise kooma keskmine läbimõõt D = 10 km, nähtav D = 10-10 km ja ultraviolett D = 10 km.

Sisemises koomas toimuvad kõige intensiivsemad füüsikalised ja keemilised protsessid: keemilised reaktsioonid, neutraalsete molekulide dissotsiatsioon ja ionisatsioon. Nähtavas koomas, mis koosneb peamiselt radikaalidest (keemiliselt aktiivsetest molekulidest) (CN, OH, NH jne), jätkub nende molekulide dissotsiatsiooni- ja ergastusprotsess päikesekiirguse mõjul, kuid vähem intensiivselt kui sisemises koomas. .

L.M. Shulman tegi aine dünaamiliste omaduste põhjal ettepaneku jagada komeedi atmosfäär järgmisteks tsoonideks:

seinalähedane kiht (osakeste aurustumis- ja kondenseerumisala jääpinnal),

perinukleaarne piirkond (aine gaasidünaamilise liikumise piirkond),

üleminekupiirkond,

komeediosakeste vaba molekulaarse paisumise piirkond planeetidevahelisse ruumi.

Kuid mitte igal komeedil ei pea olema kõik loetletud atmosfääripiirkonnad.

Kui komeet läheneb Päikesele, suureneb nähtava pea läbimõõt iga päevaga pärast oma orbiidi periheeli läbimist, pea suureneb uuesti ja saavutab maksimaalse suuruse Maa ja Marsi orbiitide vahel. Üldiselt on kogu komeetide komplekti peade läbimõõt laiades piirides: 6000 km kuni 1 miljon km.

Komeetide pead omandavad mitmesuguse kuju, kui komeet liigub ümber oma orbiidi. Päikesest kaugel on nad ümmargused, kuid Päikesele lähenedes omandab pea päikeserõhu mõjul parabooli või aheljoone kuju.

S.V. Orlov pakkus välja järgmise komeedipeade klassifikatsiooni, võttes arvesse nende kuju ja sisemist struktuuri:

Tüüp E; - vaadeldakse komeetidel, mille Päikese poolel on heledad koomad, mida raamivad helendavad paraboolsed kestad, mille fookus asub komeedi tuumas.

tüüp C; - täheldatud komeetidel, mille pead on neli korda nõrgemad kui E tüüpi pead ja meenutavad välimuselt sibulat.

Tüüp N; - täheldatud komeetidel, millel puuduvad nii kooma kui ka kestad.

Tüüp Q; - täheldatud komeetidel, millel on nõrk eend Päikese poole, see tähendab anomaalne saba.

Tüüp h; - vaadeldakse komeetidel, mille peas tekivad ühtlaselt paisuvad rõngad - tuumas tsentriga halod.

Komeedi kõige muljetavaldavam osa on selle saba. Sabad on peaaegu alati suunatud Päikesele vastassuunas. Sabad koosnevad tolmust, gaasist ja ioniseeritud osakestest. Seetõttu tõrjuvad sabaosakesed olenevalt koostisest Päikesest lähtuvate jõudude toimel Päikesele vastassuunas.

F. Bessel, uurides Halley komeedi saba kuju, selgitas seda esmalt Päikesest lähtuvate tõukejõudude toimega. Seejärel F.A. Bredikhin töötas välja arenenuma komeedi sabade mehaanilise teooria ja tegi ettepaneku jagada need kolmeks eraldi rühmaks, sõltuvalt tõukekiirenduse suurusest.

Pea ja saba spektri analüüs näitas järgmiste aatomite, molekulide ja tolmuosakeste olemasolu:

Orgaaniline C, C, CCH, CN, CO, CS, HCN, CHCN.

Anorgaanilised H, NH, NH, O, OH, HO.

Metallid - Na, Ca, Cr, Co, Mn, Fe, Ni, Cu, V, Si.

Ioonid – CO, CO, CH, CN, N, OH, HO.

Tolm - silikaadid (infrapuna piirkonnas).

Komeetsete molekulide luminestsentsi mehhanismi dešifreerisid 1911. aastal K. Schwarzschild ja E. Krohn, kes jõudsid järeldusele, et tegemist on fluorestsentsi ehk päikesevalguse taasemissiooni mehhanismiga.

Mõnikord täheldatakse komeetides üsna ebatavalisi struktuure: tuumast eri nurkade all väljuvad kiired, mis kollektiivselt moodustavad kiirgava saba; halod - laienevate kontsentriliste rõngaste süsteemid; kokkutõmbuvad kestad - mitmete kestade ilmumine, mis liiguvad pidevalt südamiku poole; pilvemoodustised; oomega-kujulised sabakõverused, mis ilmnevad päikesetuule ebahomogeensuse ajal.

Komeetide peades toimuvad ka mittestatsionaarsed protsessid: suurenenud lühilainekiirguse ja korpuskulaarsete vooludega seotud heledussähvatused; tuumade eraldamine sekundaarseteks fragmentideks.

Projekt Vega (Venus – Halley komeet) oli üks keerulisemaid kosmoseuuringute ajaloos. See koosnes kolmest osast: Veenuse atmosfääri ja pinna uurimine maandurite abil, Veenuse atmosfääri dünaamika uurimine õhupallisondide abil, komeedi Halley kooma- ja plasmakesta lendamine.

Automaatjaam "Vega-1" startis Baikonuri kosmodroomilt 15. detsembril 1984, millele järgnes 6 päeva hiljem "Vega-2". 1985. aasta juunis möödusid nad üksteise järel Veenuse lähedalt, viies edukalt läbi projekti selle osaga seotud uuringuid.

Kuid kõige huvitavam oli projekti kolmas osa – Halley komeedi uurimine. Kosmoselaevad pidid esimest korda "nägema" komeedi tuuma, mis oli maapealsete teleskoopide jaoks tabamatu. Vega 1 kohtumine komeediga toimus 6. märtsil ja Vega 2 kohtumine 9. märtsil 1986. aastal. Nad möödusid selle tuumast 8900 ja 8000 kilomeetri kaugusel.

Projekti tähtsaim ülesanne oli komeedi tuuma füüsikaliste omaduste uurimine. Esmakordselt käsitleti südamikku kui ruumiliselt lahendatud objekti, määrati selle struktuur, mõõtmed, infrapunatemperatuur ning saadi hinnangud selle koostisele ja pinnakihi omadustele.

Toona ei olnud veel tehniliselt võimalik komeedi tuumale maanduda, kuna kohtumise kiirus oli liiga suur – Halley komeedi puhul oli see 78 km/s. Ohtlik oli isegi liiga lähedale lennata, kuna komeedi tolm võib kosmoselaeva hävitada. Lennukauguse valikul võeti arvesse komeedi kvantitatiivseid omadusi. Kasutati kahte lähenemisviisi: kaugmõõtmised optiliste instrumentide abil ning tuumast väljuva ja aparaadi trajektoori ületava aine (gaas ja tolm) otsemõõtmised.

Optilised instrumendid paigutati spetsiaalsele, koos Tšehhoslovakkia spetsialistidega välja töötatud ja toodetud platvormile, mis lennu ajal pöörles ja jälgis komeedi trajektoori. Tema abiga viidi läbi kolm teaduslikku eksperimenti: tuuma televisiooni filmimine, tuumast tuleva infrapunakiirguse voo mõõtmine (seega selle pinna temperatuuri määramine) ja sisemise "perituuma" infrapunakiirguse spekter. kooma osad lainepikkustel 2,5 kuni 12 mikromeetrit, et määrata selle koostis. IR-kiirguse uuringud viidi läbi infrapuna-spektromeetriga.

Optiliste uuringute tulemused võib sõnastada järgmiselt: südamik on ebakorrapärase kujuga piklik monoliitne keha, mille peatelje mõõtmed on 14 kilomeetrit ja läbimõõt umbes 7 kilomeetrit. Iga päev väljub sealt mitu miljonit tonni veeauru. Arvutused näitavad, et selline aurustumine võib tulla jäiselt kehalt. Kuid samal ajal tuvastasid instrumendid, et südamiku pind on must (peegeldusvõime alla 5%) ja kuum (umbes 100 tuhat kraadi Celsiuse järgi).

Tolmu, gaasi ja plasma keemilise koostise mõõtmised lennutrajektooril näitasid veeauru, aatomi (vesinik, hapnik, süsinik) ja molekulaarsete (süsinikoksiid, süsinikdioksiid, hüdroksüül, tsüanogeen jne) komponentide olemasolu, samuti metallidena silikaatide lisandiga.

Projekt viidi ellu laialdase rahvusvahelise koostööga ja paljude riikide teadusorganisatsioonide osalusel. Vega ekspeditsiooni tulemusena nägid teadlased komeedituuma esimest korda ning said suure hulga andmeid selle koostise ja füüsikaliste omaduste kohta. Ligikaudne diagramm asendati pildiga reaalsest loodusobjektist, mida polnud varem vaadeldud.

NASA valmistab praegu ette kolme suurt ekspeditsiooni. Esimene neist kannab nime "Tähetolm". See hõlmab kosmoseaparaadi starti 1999. aastal, mis möödub 2004. aasta jaanuaris 150 kilomeetri kauguselt komeedi Wild 2 tuumast. Selle peamine ülesanne: koguda komeeditolmu edasiseks uurimiseks, kasutades ainulaadset ainet, mida nimetatakse aerogeeliks. Teine projekt kannab nime “Contour” (“COMet Nucleus TOUR”). Seade tuuakse turule 2002. aasta juulis. 2003. aasta novembris kohtub see komeediga Encke, 2006. aasta jaanuaris komeediga Schwassmann-Wachmann-3 ja lõpuks 2008. aasta augustis komeediga d'Arrest. See varustatakse täiustatud tehnilise varustusega, mis võimaldab saavutada kõrget kvaliteeti pildistab tuumasid erinevates spektrites, samuti kogub komeedigaasi ja tolmu Projekt on huvitav ka seetõttu, et kosmoseaparaat saab Maa gravitatsioonivälja kasutades ümber orienteerida 2004-2008 Kolmas projekt on kõige huvitavam ja Kompleks kannab nime "Deep Space 4" ja on osa uurimisprogrammist "NASA New Millennium Program". Plaanitakse maanduda komeedi Tempel 1 tuumas 2005. aasta detsembris ja naasta Maale. Kosmoselaev uurib komeedi tuuma, kogub ja toimetab selle Maale.

Viimaste aastate huvitavaimad sündmused on olnud: komeedi Hale-Bopp ilmumine ja komeedi Schumacher-Levy 9 kukkumine Jupiterile.

Komeet Hale-Bopp ilmus taevasse 1997. aasta kevadel. Selle periood on 5900 aastat. Selle komeediga on seotud mõned huvitavad faktid. 1996. aasta sügisel edastas Ameerika amatöörastronoom Chuck Shramek internetti foto komeedist, millel oli selgelt näha tundmatu päritoluga helevalge, horisontaalselt veidi lapik objekt. Shramek nimetas seda "Saturni sarnaseks objektiks" (lühendatult "SLO"). Objekti suurus oli mitu korda suurem kui Maa suurus.

Ametlike teadusesindajate reaktsioon oli kummaline. Srameki pilt kuulutati võltsiks ja astronoom ise petturiks, kuid selget selgitust SLO olemuse kohta ei pakutud. Internetis avaldatud pilt põhjustas okultismi plahvatuse, levitati tohutul hulgal lugusid saabuvast maailmalõpust, "iidse tsivilisatsiooni surnud planeedist", kurjadest tulnukatest, kes valmistuvad Maa abiga üle võtma. komeet, isegi väljend: "Mis kurat toimub?" (“What the hell is going on?”) parafraseeriti “What the Hale is going on?”... Siiani pole selge, mis objektiga oli tegu, milline oli selle olemus.

Esialgne analüüs näitas, et teine ​​"tuum" oli taustal olev täht, kuid järgnevad pildid lükkasid selle oletuse ümber. Aja jooksul ühendusid "silmad" uuesti ja komeet sai oma esialgse välimuse. Seda nähtust pole ka ükski teadlane selgitanud.

Seega ei olnud Hale-Boppi komeet tavaline nähtus, see andis teadlastele uue põhjuse mõelda.

Teine sensatsiooniline sündmus oli lühiajalise komeedi Schumacher-Levy 9 kukkumine Jupiterile 1994. aasta juulis. Komeedi tuum jagunes 1992. aasta juulis Jupiterile lähenemise tulemusena kildudeks, mis põrkasid seejärel kokku hiidplaneediga. Kuna kokkupõrked toimusid Jupiteri öisel küljel, said maapealsed uurijad jälgida ainult planeedi satelliitidelt peegelduvaid sähvatusi. Analüüs näitas, et kildude läbimõõt on ühest kuni mitme kilomeetrini. Jupiterile langes 20 komeedi fragmenti.

Teadlaste sõnul on komeedi tükkideks purunemine haruldane sündmus, komeedi tabamine Jupiteri poolt veelgi harvem ja suure komeedi kokkupõrge planeediga on erakordne kosmiline sündmus.

Hiljuti arvutati Ameerika laboris ühes võimsaimas Inteli Teraflop arvutis, mille jõudlus on 1 triljon operatsiooni sekundis, 1 kilomeetri raadiusega komeedi Maale langemise mudel. Arvutamiseks kulus 48 tundi. Need näitasid, et selline kataklüsm saab inimkonnale saatuslikuks: õhku tõuseb sadu tonne tolmu, mis blokeerib juurdepääsu päikesevalgusele ja kuumusele, ookeani kukkudes tekib hiiglaslik tsunami, tekivad hävitavad maavärinad... ühe hüpoteesi kohaselt surid dinosaurused välja suure komeedi või asteroidi kukkumise tagajärjel. Arizonas asub 1219-meetrise läbimõõduga kraater, mis tekkis pärast 60-meetrise läbimõõduga meteoriidi kukkumist. Plahvatus oli võrdne 15 miljoni tonni trinitrotolueeni plahvatusega. Eeldatakse, et 1908. aasta kuulsa Tunguska meteoriidi läbimõõt oli umbes 100 meetrit. Seetõttu töötavad teadlased praegu selle nimel, et luua süsteem meie planeedi lähedal lendavate suurte kosmiliste kehade varajaseks avastamiseks, hävitamiseks või kõrvalekaldumiseks.

komeedi avastamine hävitamine kosmiline keha

Komeet(Vana-Kreeka keelest. κομ?της , kom?t?s - “karvane, pulstunud”) - Päikesesüsteemis orbiidil liikuv väike jäine taevakeha, mis Päikesele lähenedes osaliselt aurustub, mille tulemusena tekib hajus tolmust ja gaasist kest, samuti üks või rohkem sabad.
Kroonikates registreeritud komeedi esmakordne ilmumine pärineb aastast 2296 eKr. Ja seda tegi naine, keiser Yao naine, kes sünnitas poja, kellest hiljem sai keiser Ta-Yu, Khia dünastia rajaja. Sellest hetkest alates jälgisid Hiina astronoomid öist taevast ja ainult tänu neile saame sellest kuupäevast teada. Sellest algab komeedi astronoomia ajalugu. Hiinlased mitte ainult ei kirjeldanud komeete, vaid ka joonistasid komeetide teed tähekaardile, mis võimaldas kaasaegsetel astronoomidel tuvastada neist eredamad, jälgida nende orbiitide arengut ja hankida muud kasulikku teavet.
Taevas on võimatu mitte märgata nii haruldast vaatepilti, kui taevas paistab udune keha, mis on kohati nii hele, et võib läbi pilvede sädeleda (1577), varjutades isegi Kuu. Aristoteles 4. sajandil eKr selgitas komeedi nähtust järgmiselt: kerge, soe, “kuiv pneuma” (Maa gaasid) tõuseb atmosfääri piiridesse, langeb taevase tule sfääri ja süttib - nii tekivad “sabatähed” . Aristoteles väitis, et komeedid põhjustavad tõsiseid torme ja põuda. Tema ideid on üldiselt aktsepteeritud juba kaks tuhat aastat. Keskajal peeti komeete sõdade ja epideemiate kuulutajateks. Nii seostati normannide sissetungi Lõuna-Inglismaale aastal 1066 Halley komeedi taevasse ilmumisega. Konstantinoopoli langemist 1456. aastal seostati ka komeedi ilmumisega taevasse. 1577. aastal komeedi välimust uurides tegi Tycho Brahe kindlaks, et see liigub Kuu orbiidist palju kaugemale. Aeg komeetide orbiitide uurimiseks oli alanud...
Esimene fanaatik, kes ihkas komeete avastama, oli Pariisi observatooriumi töötaja Charles Messier. Ta astus astronoomia ajalukku komeetide otsimiseks mõeldud udukogude ja täheparvede kataloogi koostajana, et mitte segi ajada kaugeid uduseid objekte uute komeetidega. 39-aastase vaatluse jooksul avastas Messier 13 uut komeeti! 19. sajandi esimesel poolel paistis komeetide “püüdjate” seas eriti silma Jean Pons. Marseille' observatooriumi hooldaja ja hilisem direktor ehitas väikese amatöörteleskoobi ja asus kaasmaalase Messieri eeskujul komeete otsima. Asi osutus nii põnevaks, et 26 aasta jooksul avastas ta 33 uut komeeti! Pole juhus, et astronoomid andsid sellele hüüdnime komeedimagnetiks. Ponsi püstitatud rekord on ületamatu tänaseni. Vaatlemiseks on saadaval umbes 50 komeeti. 1861. aastal tehti esimene foto komeedist. Harvardi ülikooli annaalidest avastati aga arhiiviandmetel 28. septembril 1858 dateeritud kirje, milles Georg Bond teatas katsest saada komeedist fotograafiline kujutis 15" refraktori fookuses! Katiku juures kiirusega 6", töötati välja 15 kaaresekundit mõõtva kooma eredaim osa. Foto ei ole säilinud.
1999. aasta komeediorbiidi kataloog sisaldab 1722 orbiiti 1688 komeedi ilmumiseks 1036 erinevalt komeedilt. Iidsetest aegadest tänapäevani on märgatud ja kirjeldatud umbes 2000 komeeti. Newtonist möödunud 300 aasta jooksul on välja arvutatud enam kui 700 neist orbiidid. Üldised tulemused on järgmised. Enamik komeete liigub ellipsidena, mõõdukalt või tugevalt piklikult. Komeet Encke läbib lühima tee – Merkuuri orbiidilt Jupiterini ja tagasi 3,3 aasta pärast. Kõige kaugem neist kahel korral on komeet, mille avastas 1788. aastal Caroline Herschel ja mis naasis 154 aastat hiljem 57 AU kauguselt. 1914. aastal asus komeet Delavan purustama distantsi rekordit. See kaob 170 000 AU-ni. ja "lõpeb" 24 miljoni aasta pärast.
Siiani on avastatud üle 400 lühiajalise komeedi. Neist umbes 200 täheldati rohkem kui ühe periheeli passaaži ajal. Paljud neist kuuluvad nn perekondadesse. Näiteks umbes 50 kõige lühema perioodiga komeeti (nende täielik pööre ümber Päikese kestab 3–10 aastat) moodustavad Jupiteri perekonna. Arvuliselt veidi väiksemad on Saturni, Uraani ja Neptuuni perekonnad (viimase hulka kuulub eelkõige kuulus Halley komeet).
Paljude komeetide maismaavaatlused ja 1986. aastal kosmoselaevade abil läbi viidud Halley komeedi uuringute tulemused kinnitasid F. Whipple'i 1949. aastal esmakordselt väljendatud hüpoteesi, et komeetide tuumad on midagi sellist, nagu "räpased lumepallid", mille läbimõõt on mitu kilomeetrit. Need näivad koosnevat külmunud veest, süsinikdioksiidist, metaanist ja ammoniaagist, mille sees on külmunud tolm ja kivine aine. Kui komeet Päikesele läheneb, hakkab jää päikesesoojuse mõjul aurustuma ja väljavoolav gaas moodustab tuuma ümber hajusa helendava sfääri, mida nimetatakse koomaks. Kooma läbimõõt võib olla kuni miljon kilomeetrit. Tuum ise on liiga väike, et seda otse näha. Kosmoselaevadel tehtud ultraviolettkiirguse spektrivaatlused on näidanud, et komeete ümbritsevad tohutud vesinikupilved, mille suurus on palju miljoneid kilomeetreid. Vesinik tekib veemolekulide lagunemisel päikesekiirguse mõjul. 1996. aastal avastati komeedi Hyakutake röntgenikiirgus ja seejärel avastati, et röntgenkiirguse allikad on ka teised komeedid.
2001. aastal tehtud vaatlused, mis viidi läbi Subara teleskoobi suure hajutusega spektromeetriga, võimaldasid astronoomidel esimest korda mõõta külmunud ammoniaagi temperatuuri komeedi tuumas. Temperatuuri väärtus 28 + 2 kraadi Kelvinit oletab, et komeet LINEAR (C/1999 S4) tekkis Saturni ja Uraani orbiitide vahele. See tähendab, et astronoomid ei saa nüüd mitte ainult määrata tingimusi, milles komeedid tekivad, vaid ka leida nende päritolu. Spektraalanalüüsi abil avastati komeetide peadest ja sabadest orgaanilised molekulid ja osakesed: aatom- ja molekulaarne süsinik, süsinikhübriid, süsinikoksiid, süsiniksulfiid, metüültsüaniid; anorgaanilised komponendid: vesinik, hapnik, naatrium, kaltsium, kroom, koobalt, mangaan, raud, nikkel, vask, vanaadium. Komeetides täheldatud molekulid ja aatomid on enamikul juhtudel keerukamate lähtemolekulide ja molekulaarsete komplekside "fragmendid". Komeetide tuumade lähtemolekulide päritolu olemus pole veel lahendatud. Siiani on ainult selge, et tegemist on väga keeruliste molekulide ja ühenditega nagu aminohapped! Mõned teadlased usuvad, et selline keemiline koostis võib toimida katalüsaatorina elu tekkeks või selle tekke algtingimusteks, kui need keerulised ühendid satuvad atmosfääri või piisavalt stabiilsete ja soodsate tingimustega planeetide pinnale.
Seotud väljaanded