कुछ प्रसिद्ध धूमकेतु. धूमकेतु के बारे में जानकारी. धूमकेतुओं की गति. धूमकेतुओं के नाम धूमकेतु कितने प्रकार के होते हैं?
कोमेट
एक छोटा खगोलीय पिंड अंतरग्रहीय अंतरिक्ष में घूम रहा है और सूर्य के निकट आने पर प्रचुर मात्रा में गैस छोड़ रहा है। बर्फ के उर्ध्वपातन (शुष्क वाष्पीकरण) से लेकर प्लाज्मा घटना तक, धूमकेतुओं के साथ कई प्रकार की भौतिक प्रक्रियाएँ जुड़ी हुई हैं। धूमकेतु सौर मंडल के निर्माण के अवशेष हैं, जो अंतरतारकीय पदार्थ का एक संक्रमणकालीन चरण है। धूमकेतुओं का अवलोकन और यहां तक कि उनकी खोज अक्सर शौकिया खगोलविदों द्वारा की जाती है। कभी-कभी धूमकेतु इतने चमकीले होते हैं कि वे हर किसी का ध्यान अपनी ओर आकर्षित कर लेते हैं। अतीत में, चमकीले धूमकेतुओं की उपस्थिति ने लोगों में भय पैदा किया और कलाकारों और कार्टूनिस्टों के लिए प्रेरणा स्रोत के रूप में काम किया।
संचलन और स्थानिक वितरण.सभी या लगभग सभी धूमकेतु सौर मंडल के घटक हैं। वे, ग्रहों की तरह, गुरुत्वाकर्षण के नियमों का पालन करते हैं, लेकिन वे बहुत अनोखे तरीके से चलते हैं। सभी ग्रह सूर्य के चारों ओर एक ही दिशा में घूमते हैं (जिसे "उल्टा" के विपरीत "आगे" कहा जाता है) लगभग गोलाकार कक्षाओं में लगभग एक ही विमान (क्रांतिवृत्त) में स्थित होते हैं, और धूमकेतु आगे और पीछे दोनों दिशाओं में घूमते हैं। क्रांतिवृत्त के विभिन्न कोणों पर झुकी हुई लम्बी (विलक्षण) कक्षाएँ। यह गति की प्रकृति है जो धूमकेतु को तुरंत दूर कर देती है। लंबी अवधि के धूमकेतु (200 वर्ष से अधिक की कक्षीय अवधि के साथ) सबसे दूर के ग्रहों की तुलना में हजारों गुना दूर के क्षेत्रों से आते हैं, और उनकी कक्षाएँ सभी प्रकार के कोणों पर झुकी हुई होती हैं। छोटी अवधि के धूमकेतु (200 वर्ष से कम की अवधि) बाहरी ग्रहों के क्षेत्र से आते हैं, जो क्रांतिवृत्त के करीब स्थित कक्षाओं में आगे की दिशा में चलते हैं। सूर्य से दूर, धूमकेतुओं में आमतौर पर "पूंछ" नहीं होती है, लेकिन कभी-कभी "नाभिक" के आसपास बमुश्किल दिखाई देने वाला "कोमा" होता है; साथ में उन्हें धूमकेतु का "प्रमुख" कहा जाता है। जैसे-जैसे यह सूर्य के निकट आता है, सिर बड़ा हो जाता है और पूँछ दिखाई देने लगती है।
संरचना।कोमा के केंद्र में एक कोर होता है - एक ठोस पिंड या कई किलोमीटर व्यास वाला पिंडों का समूह। धूमकेतु का लगभग सारा द्रव्यमान उसके नाभिक में केंद्रित है; यह द्रव्यमान पृथ्वी से अरबों गुना कम है। एफ व्हिपल के मॉडल के अनुसार, धूमकेतु के नाभिक में विभिन्न बर्फों का मिश्रण होता है, मुख्य रूप से जमे हुए कार्बन डाइऑक्साइड, अमोनिया और धूल के मिश्रण के साथ पानी की बर्फ। इस मॉडल की पुष्टि 1985-1986 में धूमकेतु हैली और जियाकोबिनी-ज़िनर के नाभिक के पास अंतरिक्ष यान से प्राप्त खगोलीय अवलोकन और प्रत्यक्ष माप दोनों से होती है। जब कोई धूमकेतु सूर्य के पास आता है, तो उसका कोर गर्म हो जाता है और बर्फ उर्ध्वपातित हो जाती है, अर्थात। बिना पिघले वाष्पित हो जाना। परिणामस्वरूप गैस नाभिक से सभी दिशाओं में बिखर जाती है, धूल के कणों को अपने साथ ले जाती है और कोमा का निर्माण करती है। सूर्य के प्रकाश से नष्ट हुए पानी के अणु धूमकेतु के केंद्रक के चारों ओर एक विशाल हाइड्रोजन कोरोना बनाते हैं। धूमकेतु के विरल पदार्थ पर सौर आकर्षण के अतिरिक्त प्रतिकारक बल भी कार्य करते हैं, जिसके कारण पूँछ का निर्माण होता है। तटस्थ अणु, परमाणु और धूल के कण सूर्य के प्रकाश के दबाव से प्रभावित होते हैं, जबकि आयनित अणु और परमाणु सौर हवा के दबाव से अधिक प्रभावित होते हैं। 1985-1986 में धूमकेतुओं के प्रत्यक्ष अध्ययन के बाद पूंछ बनाने वाले कणों का व्यवहार बहुत स्पष्ट हो गया। आवेशित कणों से युक्त प्लाज्मा टेल में विभिन्न ध्रुवता के दो क्षेत्रों के साथ एक जटिल चुंबकीय संरचना होती है। सूर्य की ओर कोमा के किनारे पर, एक फ्रंटल शॉक वेव बनती है, जो उच्च प्लाज्मा गतिविधि को प्रदर्शित करती है।
हालाँकि पूंछ और कोमा में धूमकेतु के द्रव्यमान का दस लाखवें हिस्से से भी कम होता है, 99.9% प्रकाश इन गैस संरचनाओं से आता है, और केवल 0.1% नाभिक से आता है। तथ्य यह है कि कोर बहुत कॉम्पैक्ट है और इसमें कम प्रतिबिंब गुणांक (अल्बेडो) भी है। धूमकेतु द्वारा खोए गए कण अपनी कक्षाओं में चलते हैं और, ग्रहों के वायुमंडल में प्रवेश करते हुए, उल्काओं ("शूटिंग सितारों") के निर्माण का कारण बनते हैं। हमारे द्वारा देखे गए अधिकांश उल्कापिंड धूमकेतु कणों से जुड़े हैं। कभी-कभी धूमकेतुओं का विनाश अधिक विनाशकारी होता है। 1826 में खोजा गया धूमकेतु बिजेला 1845 में पर्यवेक्षकों के सामने दो भागों में विभाजित हो गया। जब इस धूमकेतु को आखिरी बार 1852 में देखा गया था तो इसके नाभिक के टुकड़े एक दूसरे से लाखों किलोमीटर दूर थे। परमाणु विखंडन आमतौर पर धूमकेतु के पूर्ण विघटन की शुरुआत करता है। 1872 और 1885 में, जब बिजेला धूमकेतु, यदि उसे कुछ नहीं हुआ होता, पृथ्वी की कक्षा को पार कर गया होता, तो असामान्य रूप से भारी उल्कापात देखा गया।
यह सभी देखें
उल्का;
उल्का पिंड। कभी-कभी ग्रहों के निकट आने पर धूमकेतु नष्ट हो जाते हैं। 24 मार्च, 1993 को कैलिफोर्निया में माउंट पालोमर वेधशाला में, खगोलशास्त्री के. और वाई. शूमेकर ने डी. लेवी के साथ मिलकर बृहस्पति के पास पहले से ही नष्ट हो चुके नाभिक वाले एक धूमकेतु की खोज की। गणना से पता चला कि 9 जुलाई, 1992 को शूमेकर-लेवी-9 धूमकेतु (यह उनके द्वारा खोजा गया नौवां धूमकेतु है) बृहस्पति की सतह से ग्रह की आधी त्रिज्या की दूरी पर उसके पास से गुजरा और उसके गुरुत्वाकर्षण से और भी टुकड़ों में टूट गया। 20 से अधिक भाग. विनाश से पहले इसके कोर की त्रिज्या लगभग थी। 20 कि.मी.
तालिका नंबर एक।
धूमकेतु के मुख्य गैस घटक
एक श्रृंखला में फैलते हुए, धूमकेतु के टुकड़े एक लंबी कक्षा में बृहस्पति से दूर चले गए, और फिर जुलाई 1994 में फिर से इसके पास पहुंचे और बृहस्पति की बादल वाली सतह से टकरा गए।
मूल।धूमकेतु नाभिक सौर मंडल के प्राथमिक पदार्थ के अवशेष हैं, जो प्रोटोप्लेनेटरी डिस्क बनाते हैं। इसलिए, उनका अध्ययन पृथ्वी सहित ग्रहों के निर्माण की तस्वीर को बहाल करने में मदद करता है। सिद्धांत रूप में, कुछ धूमकेतु अंतरतारकीय अंतरिक्ष से हमारे पास आ सकते हैं, लेकिन अभी तक ऐसे एक भी धूमकेतु की विश्वसनीय रूप से पहचान नहीं की गई है।
गैस संरचना.तालिका में तालिका 1 धूमकेतुओं के मुख्य गैस घटकों को उनकी सामग्री के अवरोही क्रम में सूचीबद्ध करती है। धूमकेतुओं की पूंछ में गैस की गति से पता चलता है कि यह गैर-गुरुत्वाकर्षण बलों से काफी प्रभावित है। गैस की चमक सौर विकिरण से उत्तेजित होती है।
कक्षाएँ और वर्गीकरण
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आकाशीय यांत्रिकी;
शांकव अनुभाग;
की परिक्रमा;
सौर परिवार ।
कक्षा और गति.धूमकेतु के केन्द्रक की गति पूर्णतः सूर्य के आकर्षण से निर्धारित होती है। सौर मंडल के किसी भी अन्य पिंड की तरह, धूमकेतु की कक्षा का आकार उसकी गति और सूर्य से दूरी पर निर्भर करता है। किसी पिंड की औसत गति सूर्य से उसकी औसत दूरी के वर्गमूल के व्युत्क्रमानुपाती होती है (ए)। यदि गति हमेशा सूर्य से पिंड की ओर निर्देशित त्रिज्या वेक्टर के लंबवत होती है, तो कक्षा गोलाकार होती है, और दूरी a पर गति को गोलाकार गति (vc) कहा जाता है। परवलयिक कक्षा (वीपी) के साथ सूर्य के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र से भागने की गति इस दूरी पर गोलाकार गति से कई गुना अधिक है। यदि धूमकेतु की गति vp से कम है, तो यह सूर्य के चारों ओर अण्डाकार कक्षा में घूमता है और कभी भी सौर मंडल नहीं छोड़ता है। लेकिन यदि गति vp से अधिक हो जाती है, तो यह सूर्य के चारों ओर अण्डाकार कक्षा में घूमता है और कभी भी सौर मंडल नहीं छोड़ता है। लेकिन यदि गति vp से अधिक हो जाती है, तो धूमकेतु एक बार सूर्य के पास से गुजरता है और इसे हमेशा के लिए छोड़ देता है, एक अतिशयोक्तिपूर्ण कक्षा के साथ आगे बढ़ता है। यह चित्र दो धूमकेतुओं की अण्डाकार कक्षाओं के साथ-साथ ग्रहों की लगभग गोलाकार कक्षाओं और एक परवलयिक कक्षा को दर्शाता है। पृथ्वी को सूर्य से अलग करने वाली दूरी पर, वृत्ताकार गति 29.8 किमी/सेकेंड है, और परवलयिक गति 42.2 किमी/सेकेंड है। पृथ्वी के निकट, धूमकेतु एन्के की गति 37.1 किमी/सेकेंड है, और धूमकेतु हैली की गति 41.6 किमी/सेकेंड है; यही कारण है कि धूमकेतु हैली धूमकेतु एन्के की तुलना में सूर्य से कहीं अधिक दूर चला जाता है।
हास्य कक्षाओं का वर्गीकरण.अधिकांश धूमकेतुओं की कक्षाएँ अण्डाकार होती हैं, इसलिए वे सौर मंडल से संबंधित होते हैं। सच है, कई धूमकेतुओं के लिए ये बहुत लम्बे दीर्घवृत्त होते हैं, एक परवलय के करीब; उनके साथ, धूमकेतु सूर्य से बहुत दूर और लंबे समय तक दूर चले जाते हैं। धूमकेतुओं की अण्डाकार कक्षाओं को दो मुख्य प्रकारों में विभाजित करने की प्रथा है: छोटी अवधि और लंबी अवधि (लगभग परवलयिक)। परिक्रमण काल 200 वर्ष माना जाता है।
स्थानिक वितरण और उत्पत्ति
लगभग परवलयिक धूमकेतु.अनेक धूमकेतु इसी वर्ग के हैं। चूँकि उनकी परिक्रमा अवधि लाखों वर्ष है, उनमें से केवल दस-हजारवाँ हिस्सा ही एक शताब्दी के दौरान सूर्य के आसपास दिखाई देता है। 20 वीं सदी में लगभग देखा गया ऐसे 250 धूमकेतु; इसलिए, कुल मिलाकर इनकी संख्या लाखों में है। इसके अलावा, सभी धूमकेतु दृश्यमान होने के लिए सूर्य के इतने करीब नहीं आते हैं: यदि धूमकेतु की कक्षा का पेरीहेलियन (सूर्य के निकटतम बिंदु) बृहस्पति की कक्षा से परे है, तो इसे नोटिस करना लगभग असंभव है। इसे ध्यान में रखते हुए, 1950 में जन ऊर्ट ने सुझाव दिया कि सूर्य के चारों ओर का स्थान 20-100 हजार AU की दूरी पर हो। (खगोलीय इकाई: 1 एयू = 150 मिलियन किमी, पृथ्वी से सूर्य की दूरी) धूमकेतु नाभिक से भरा है, जिसकी संख्या 1012 अनुमानित है, और कुल द्रव्यमान 1-100 पृथ्वी द्रव्यमान है। ऊर्ट "धूमकेतु बादल" की बाहरी सीमा इस तथ्य से निर्धारित होती है कि सूर्य से इस दूरी पर धूमकेतु की गति पड़ोसी सितारों और अन्य विशाल वस्तुओं के आकर्षण से काफी प्रभावित होती है (नीचे देखें)। तारे सूर्य के सापेक्ष गति करते हैं, धूमकेतुओं पर उनका परेशान करने वाला प्रभाव बदल जाता है, और इससे धूमकेतु कक्षाओं का विकास होता है। तो, संयोग से, एक धूमकेतु सूर्य के करीब से गुजरते हुए एक कक्षा में समाप्त हो सकता है, लेकिन अगली क्रांति में इसकी कक्षा थोड़ी बदल जाएगी, और धूमकेतु सूर्य से दूर चला जाएगा। हालाँकि, इसके बजाय, "नए" धूमकेतु लगातार ऊर्ट बादल से सूर्य के आसपास गिरेंगे।
लघु अवधि धूमकेतु.जब कोई धूमकेतु सूर्य के पास से गुजरता है, तो उसका कोर गर्म हो जाता है और बर्फ वाष्पित हो जाती है, जिससे गैस कोमा और पूंछ बन जाती है। ऐसी कई सैकड़ों या हजारों उड़ानों के बाद, कोर में कोई फ्यूज़िबल पदार्थ नहीं बचता है, और यह दिखाई देना बंद हो जाता है। छोटी अवधि के धूमकेतुओं के लिए जो नियमित रूप से सूर्य के पास आते हैं, इसका मतलब है कि उनकी आबादी दस लाख से भी कम वर्षों में अदृश्य हो जानी चाहिए। लेकिन हम उनका निरीक्षण करते हैं, इसलिए, "ताजा" धूमकेतुओं से पुनःपूर्ति लगातार आ रही है। लघु अवधि के धूमकेतुओं की पुनःपूर्ति ग्रहों, मुख्य रूप से बृहस्पति द्वारा उनके "कब्जे" के परिणामस्वरूप होती है। पहले यह सोचा गया था कि ऊर्ट बादल से आने वाले लंबी अवधि के धूमकेतुओं को पकड़ लिया गया था, लेकिन अब यह माना जाता है कि उनका स्रोत एक हास्य डिस्क है जिसे "आंतरिक ऊर्ट बादल" कहा जाता है। सिद्धांत रूप में, ऊर्ट बादल का विचार नहीं बदला है, लेकिन गणना से पता चला है कि गैलेक्सी के ज्वारीय प्रभाव और अंतरतारकीय गैस के विशाल बादलों के प्रभाव से इसे बहुत जल्दी नष्ट कर देना चाहिए। पुनःपूर्ति के एक स्रोत की आवश्यकता है. ऐसा स्रोत अब आंतरिक ऊर्ट बादल माना जाता है, जो ज्वारीय प्रभावों के प्रति अधिक प्रतिरोधी है और इसमें ऊर्ट द्वारा अनुमानित बाहरी बादल की तुलना में अधिक परिमाण के धूमकेतु शामिल हैं। सौर मंडल के प्रत्येक बड़े अंतरतारकीय बादल के करीब पहुंचने के बाद, बाहरी ऊर्ट बादल से धूमकेतु अंतरतारकीय अंतरिक्ष में बिखर जाते हैं, और उन्हें आंतरिक बादल से धूमकेतु द्वारा प्रतिस्थापित किया जाता है। किसी धूमकेतु का लगभग परवलयिक कक्षा से छोटी अवधि की कक्षा में संक्रमण तब होता है जब वह पीछे से ग्रह को पकड़ लेता है। आमतौर पर, धूमकेतु को एक नई कक्षा में पकड़ने के लिए ग्रह प्रणाली से कई बार गुजरना पड़ता है। धूमकेतु की परिणामी कक्षा में आमतौर पर कम झुकाव और उच्च विलक्षणता होती है। धूमकेतु इसके साथ आगे की दिशा में चलता है, और इसकी कक्षा का अपसौर (सूर्य से सबसे दूर का बिंदु) उस ग्रह की कक्षा के करीब होता है जिसने इसे पकड़ लिया था। ये सैद्धांतिक विचार धूमकेतु कक्षाओं के आँकड़ों से पूरी तरह पुष्ट होते हैं।
गैर-गुरुत्वाकर्षण बल.गैसीय उर्ध्वपातन उत्पाद धूमकेतु के नाभिक पर प्रतिक्रियाशील दबाव डालते हैं (फायरिंग के दौरान बंदूक की पुनरावृत्ति के समान), जिससे कक्षा का विकास होता है। गैस का सबसे सक्रिय बहिर्वाह कोर के गर्म "दोपहर" पक्ष से होता है। इसलिए, कोर पर दबाव बल की दिशा सौर किरणों और सौर गुरुत्वाकर्षण की दिशा से मेल नहीं खाती है। यदि नाभिक का अक्षीय घूर्णन और उसकी कक्षीय क्रांति एक ही दिशा में होती है, तो समग्र रूप से गैस का दबाव नाभिक की गति को तेज कर देता है, जिससे कक्षा में वृद्धि होती है। यदि घूर्णन और परिसंचरण विपरीत दिशाओं में होता है, तो धूमकेतु की गति धीमी हो जाती है और कक्षा छोटी हो जाती है। यदि ऐसे धूमकेतु को शुरू में बृहस्पति ने पकड़ लिया था, तो कुछ समय बाद इसकी कक्षा पूरी तरह से आंतरिक ग्रहों के क्षेत्र में होती है। धूमकेतु एन्के के साथ संभवतः यही हुआ है।
सूर्य को छूते धूमकेतु.लघु अवधि के धूमकेतुओं के एक विशेष समूह में वे धूमकेतु शामिल होते हैं जो सूर्य को "पकड़" लेते हैं। इनका निर्माण संभवतः हजारों साल पहले कम से कम 100 किमी व्यास वाले एक बड़े कोर के ज्वारीय विनाश के परिणामस्वरूप हुआ था। सूर्य के पहले विनाशकारी दृष्टिकोण के बाद, नाभिक के टुकड़े लगभग बन गए। 150 क्रांतियाँ, लगातार टूटती रहीं। क्रेउत्ज़ धूमकेतु के इस परिवार के बारह सदस्यों को 1843 और 1984 के बीच देखा गया था। उनकी उत्पत्ति 371 ईसा पूर्व में अरस्तू द्वारा देखे गए एक बड़े धूमकेतु से संबंधित हो सकती है।
हैली धूमकेतु।यह सभी धूमकेतुओं में सबसे प्रसिद्ध है। 239 ईसा पूर्व से इसे 30 बार देखा गया है। ई. हैली के सम्मान में नामित, जिन्होंने 1682 में धूमकेतु की उपस्थिति के बाद, इसकी कक्षा की गणना की और 1758 में इसकी वापसी की भविष्यवाणी की। हैली धूमकेतु की कक्षीय अवधि 76 वर्ष है; यह आखिरी बार 1986 में दिखाई दिया था और अगली बार 2061 में देखा जाएगा। 1986 में, इसका अध्ययन 5 इंटरप्लेनेटरी जांचों द्वारा किया गया था - दो जापानी (साकिगेक और सुइसी), दो सोवियत (वेगा -1 और वेगा -1")। और एक यूरोपीय ("गियट्टो")। यह पता चला कि धूमकेतु का केंद्रक आलू के आकार का है, लगभग। 15 किमी और चौड़ाई लगभग। 8 किमी, और इसकी सतह "कोयले से भी अधिक काली" है, यह पॉलीमराइज़्ड फॉर्मेल्डिहाइड जैसे कार्बनिक यौगिकों की एक परत से ढकी हो सकती है। कोर के पास धूल की मात्रा अपेक्षा से कहीं अधिक निकली। हैली, एडमंड भी देखें।
धूमकेतु एन्के.यह धूमकेतु धूमकेतु बृहस्पति परिवार में शामिल होने वाला पहला धूमकेतु था। इसकी 3.29 वर्ष की अवधि धूमकेतुओं में सबसे छोटी है। कक्षा की गणना सबसे पहले 1819 में जर्मन खगोलशास्त्री जे. एन्के (1791-1865) द्वारा की गई थी, जिन्होंने इसकी पहचान 1786, 1795 और 1805 में देखे गए धूमकेतुओं से की थी। धूमकेतु एन्के टॉरिड उल्कापात के लिए जिम्मेदार है, जो हर साल अक्टूबर और नवंबर में मनाया जाता है। .
धूमकेतु गियाकोबिनी-ज़िन्नर।इस धूमकेतु की खोज 1900 में एम. गियाकोबिनी द्वारा की गई थी और 1913 में ई. ज़िनर द्वारा पुनः खोजा गया। इसकी अवधि 6.59 वर्ष है। यह इसके साथ था कि 11 सितंबर, 1985 को, अंतरिक्ष जांच "इंटरनेशनल कॉमेटरी एक्सप्लोरर" पहली बार संपर्क में आया, जो नाभिक से 7800 किमी की दूरी पर धूमकेतु की पूंछ से गुजरा, जिसकी बदौलत प्लाज्मा घटक पर डेटा प्राप्त हुआ। पूँछ का. यह धूमकेतु जैकोबिनिड्स (ड्रैकोनिड्स) उल्कापात से जुड़ा है।
धूमकेतु की भौतिकी
मुख्य।धूमकेतु की सभी अभिव्यक्तियाँ किसी न किसी तरह नाभिक से जुड़ी होती हैं। व्हिपल ने सुझाव दिया कि धूमकेतु का केंद्रक एक ठोस पिंड था जिसमें मुख्य रूप से धूल के कणों के साथ पानी की बर्फ शामिल थी। यह "गंदा स्नोबॉल" मॉडल सूर्य के निकट धूमकेतुओं के कई मार्गों को आसानी से समझाता है: प्रत्येक मार्ग के साथ, एक पतली सतह परत (कुल द्रव्यमान का 0.1-1%) वाष्पित हो जाती है और नाभिक का आंतरिक भाग संरक्षित रहता है। शायद कोर कई "धूमकेतु" का एक समूह है, प्रत्येक का व्यास एक किलोमीटर से अधिक नहीं है। ऐसी संरचना नाभिक के विघटन की व्याख्या कर सकती है, जैसा कि 1845 में धूमकेतु बीला या 1976 में धूमकेतु पश्चिम के साथ देखा गया था।
चमक।सूर्य द्वारा प्रकाशित एक खगोलीय पिंड की देखी गई चमक, पर्यवेक्षक और सूर्य से इसकी दूरी के वर्गों के विपरीत अनुपात में निरंतर सतह परिवर्तन के साथ बदलती है। हालाँकि, सूरज की रोशनी मुख्य रूप से धूमकेतु के गैस और धूल के गोले से बिखरी हुई है, जिसका प्रभावी क्षेत्र बर्फ के उर्ध्वपातन की दर पर निर्भर करता है, और बदले में, नाभिक पर गर्मी प्रवाह की घटना पर निर्भर करता है, जो स्वयं के साथ विपरीत रूप से भिन्न होता है सूर्य से दूरी का वर्ग. इसलिए, धूमकेतु की चमक सूर्य से दूरी की चौथी शक्ति के व्युत्क्रमानुपाती में बदलनी चाहिए, जिसकी पुष्टि अवलोकनों से होती है।
कर्नेल का आकार.धूमकेतु के नाभिक के आकार का अनुमान उस समय के अवलोकन से लगाया जा सकता है जब यह सूर्य से बहुत दूर है और गैस और धूल के गोले में नहीं ढका हुआ है। इस मामले में, प्रकाश केवल कोर की ठोस सतह से परावर्तित होता है, और इसकी स्पष्ट चमक क्रॉस-अनुभागीय क्षेत्र और परावर्तन (अल्बेडो) पर निर्भर करती है। धूमकेतु हैली के नाभिक का अल्बेडो बहुत कम निकला - लगभग। 3% यदि यह अन्य नाभिकों के लिए विशिष्ट है, तो उनमें से अधिकांश का व्यास 0.5 से 25 किमी तक है।
उर्ध्वपातन।धूमकेतुओं की भौतिकी के लिए पदार्थ का ठोस से गैसीय अवस्था में संक्रमण महत्वपूर्ण है। धूमकेतुओं की चमक और उत्सर्जन स्पेक्ट्रा के मापन से पता चला है कि मुख्य बर्फ का पिघलना 2.5-3.0 एयू की दूरी पर शुरू होता है, जैसा कि होना चाहिए अगर बर्फ मुख्य रूप से पानी हो। धूमकेतु हैली और जियाकोबिनी-ज़िनर के अध्ययन से इसकी पुष्टि हुई। जैसे ही धूमकेतु सूर्य के पास पहुंचता है, सबसे पहले देखी गई गैसें (CN, C2) संभवतः पानी की बर्फ में घुल जाती हैं और गैस हाइड्रेट्स (क्लैथ्रेट) बनाती हैं। यह "मिश्रित" बर्फ कैसे ऊर्ध्वपातित होगी यह काफी हद तक पानी की बर्फ के थर्मोडायनामिक गुणों पर निर्भर करता है। धूल-बर्फ मिश्रण का ऊर्ध्वपातन कई चरणों में होता है। गैस की धाराएं और उनके द्वारा उठाए गए छोटे और रोएंदार धूल के कण कोर को छोड़ देते हैं, क्योंकि इसकी सतह पर आकर्षण बेहद कमजोर होता है। लेकिन गैस का प्रवाह घने या आपस में जुड़े भारी धूल कणों को दूर नहीं ले जाता है और धूल की परत बन जाती है। फिर सूर्य की किरणें धूल की परत को गर्म करती हैं, गर्मी अंदर चली जाती है, बर्फ उर्ध्वपातित हो जाती है, और गैस का प्रवाह धूल की परत को तोड़ता है। ये प्रभाव 1986 में धूमकेतु हैली के अवलोकन के दौरान स्पष्ट हो गए: सूर्य द्वारा प्रकाशित धूमकेतु के नाभिक के कुछ ही क्षेत्रों में गैस का ऊर्ध्वपातन और बहिर्वाह हुआ। ऐसी संभावना है कि इन क्षेत्रों में बर्फ़ फैली हुई थी, जबकि शेष सतह परत से ढकी हुई थी। उत्सर्जित गैस और धूल धूमकेतु के केंद्रक के चारों ओर अवलोकनीय संरचनाएँ बनाते हैं।
प्रगाढ़ बेहोशी।धूल के कण और तटस्थ अणुओं की गैस (तालिका 1) धूमकेतु का लगभग गोलाकार कोमा बनाते हैं। आमतौर पर कोमा नाभिक से 100 हजार से 10 लाख किमी तक फैला होता है। हल्का दबाव कोमा को विकृत कर सकता है, इसे सौर-विरोधी दिशा में खींच सकता है।
हाइड्रोजन कोरोना.चूँकि कोर बर्फ मुख्य रूप से पानी है, कोमा में मुख्य रूप से H2O अणु होते हैं। फोटोडिसोसिएशन H2O को H और OH में तोड़ देता है, और फिर OH को O और H में तोड़ देता है। तेजी से बढ़ने वाले हाइड्रोजन परमाणु आयनित होने से पहले नाभिक से बहुत दूर उड़ते हैं, और एक कोरोना बनाते हैं, जिसका स्पष्ट आकार अक्सर सौर डिस्क से अधिक होता है।
पूंछ और संबंधित घटनाएँ. धूमकेतु की पूंछ में आणविक प्लाज्मा या धूल हो सकती है। कुछ धूमकेतुओं की पूँछ दोनों प्रकार की होती है। धूल की पूँछ आमतौर पर एक समान होती है और लाखों-करोड़ों किलोमीटर तक फैली होती है। यह सूर्य के प्रकाश के दबाव से कोर से एंटीसोलर दिशा में फेंके गए धूल के कणों से बनता है, और इसका रंग पीला होता है क्योंकि धूल के कण सूर्य के प्रकाश को बिखेर देते हैं। धूल पूंछ की संरचनाओं को कोर से धूल के असमान विस्फोट या धूल के कणों के विनाश द्वारा समझाया जा सकता है। प्लाज़्मा पूंछ, दसियों या यहां तक कि सैकड़ों लाखों किलोमीटर लंबी, धूमकेतु और सौर हवा के बीच जटिल बातचीत का एक दृश्य अभिव्यक्ति है। नाभिक छोड़ने वाले कुछ अणु सौर विकिरण द्वारा आयनित होते हैं, जिससे आणविक आयन (H2O+, OH+, CO+, CO2+) और इलेक्ट्रॉन बनते हैं। यह प्लाज्मा सौर हवा की गति को बाधित करता है, जो एक चुंबकीय क्षेत्र द्वारा व्याप्त है। जब धूमकेतु धूमकेतु से टकराता है, तो क्षेत्र रेखाएं उसके चारों ओर लपेटती हैं, एक हेयरपिन का आकार लेती हैं और विपरीत ध्रुवता के दो क्षेत्र बनाती हैं। आणविक आयन इस चुंबकीय संरचना में कैद हो जाते हैं और इसके केंद्रीय, घने भाग में एक दृश्यमान प्लाज्मा पूंछ बनाते हैं, जिसका रंग CO+ के वर्णक्रमीय बैंड के कारण नीला होता है। प्लाज़्मा टेल्स के निर्माण में सौर पवन की भूमिका 1950 के दशक में एल. बायरमैन और एच. अल्फवेन द्वारा स्थापित की गई थी। उनकी गणना ने 1985 और 1986 में धूमकेतु गियाकोबिनी-ज़िनर और हैली की पूंछ के माध्यम से उड़ान भरने वाले अंतरिक्ष यान से माप की पुष्टि की। सौर हवा के साथ बातचीत की अन्य घटनाएं, जो धूमकेतु को लगभग की गति से मारती हैं। 400 किमी/सेकेंड और इसके सामने एक शॉक वेव बन रही है, जिसमें हवा का पदार्थ और धूमकेतु का सिर संकुचित हो जाता है। "कब्जा" की प्रक्रिया एक आवश्यक भूमिका निभाती है; इसका सार यह है कि धूमकेतु के तटस्थ अणु स्वतंत्र रूप से सौर वायु प्रवाह में प्रवेश करते हैं, लेकिन आयनीकरण के तुरंत बाद वे चुंबकीय क्षेत्र के साथ सक्रिय रूप से बातचीत करना शुरू कर देते हैं और महत्वपूर्ण ऊर्जा में तेजी लाते हैं। सच है, कभी-कभी बहुत ऊर्जावान आणविक आयन देखे जाते हैं जो संकेतित तंत्र के दृष्टिकोण से अस्पष्ट होते हैं। कैप्चर प्रक्रिया नाभिक के चारों ओर अंतरिक्ष की विशाल मात्रा में प्लाज्मा तरंगों को भी उत्तेजित करती है। इन घटनाओं का अवलोकन प्लाज्मा भौतिकी के लिए मौलिक रुचि का है। "पूंछ तोड़ना" एक अद्भुत दृश्य है। जैसा कि ज्ञात है, सामान्य अवस्था में प्लाज्मा पूंछ चुंबकीय क्षेत्र द्वारा धूमकेतु के सिर से जुड़ी होती है। हालाँकि, अक्सर पूँछ सिर से टूटकर पीछे रह जाती है और उसकी जगह एक नई पूँछ बन जाती है। ऐसा तब होता है जब कोई धूमकेतु विपरीत दिशा वाले चुंबकीय क्षेत्र के साथ सौर पवन के क्षेत्रों की सीमा से होकर गुजरता है। इस समय, पूंछ की चुंबकीय संरचना को पुनर्व्यवस्थित किया जाता है, जो टूटने और एक नई पूंछ के गठन जैसा दिखता है। चुंबकीय क्षेत्र की जटिल टोपोलॉजी आवेशित कणों के त्वरण की ओर ले जाती है; यह ऊपर उल्लिखित तेज़ आयनों की उपस्थिति को समझा सकता है।
सौरमंडल में टकराव.धूमकेतुओं की देखी गई संख्या और कक्षीय मापदंडों से, ई. एपिक ने विभिन्न आकारों के धूमकेतुओं के नाभिक के साथ टकराव की संभावना की गणना की (तालिका 2)। औसतन हर 1.5 अरब साल में एक बार पृथ्वी को 17 किमी व्यास वाले कोर से टकराने का मौका मिलता है और यह उत्तरी अमेरिका के क्षेत्रफल के बराबर क्षेत्र में जीवन को पूरी तरह से नष्ट कर सकता है। पृथ्वी के 4.5 अरब वर्षों के इतिहास में, ऐसा एक से अधिक बार हो सकता था। छोटी आपदाएँ अधिक आम हैं: 1908 में, एक छोटे धूमकेतु का नाभिक संभवतः वायुमंडल में प्रवेश कर गया और साइबेरिया के ऊपर विस्फोट हो गया, जिससे एक बड़े क्षेत्र में जंगल फैल गए।
धूमकेतु लवजॉय. नवंबर 2011 में, ऑस्ट्रेलियाई खगोलशास्त्री टेरी लवजॉय ने लगभग 500 मीटर व्यास वाले सर्कमसोलर क्रुत्ज़ समूह के सबसे बड़े धूमकेतुओं में से एक की खोज की। यह सौर कोरोना के माध्यम से उड़ गया और जला नहीं, पृथ्वी से स्पष्ट रूप से दिखाई दे रहा था और यहां तक कि आईएसएस से इसकी तस्वीर भी ली गई थी।
धूमकेतु मैकनॉट. 21वीं सदी का पहला सबसे चमकीला धूमकेतु, जिसे "2007 का महान धूमकेतु" भी कहा जाता है। 2006 में खगोलशास्त्री रॉबर्ट मैक्नॉट द्वारा खोजा गया। जनवरी और फरवरी 2007 में, यह ग्रह के दक्षिणी गोलार्ध के निवासियों के लिए नग्न आंखों से स्पष्ट रूप से दिखाई दे रहा था। धूमकेतु की अगली वापसी जल्द नहीं होने वाली है - 92,600 वर्षों में।
धूमकेतु हयाकुटेक और हेल-बोप चमक में प्रतिस्पर्धा करते हुए 1996 और 1997 में एक के बाद एक दिखाई दिए। यदि धूमकेतु हेल-बोप को 1995 में खोजा गया था और उसने सख्ती से "निर्धारित समय पर" उड़ान भरी थी, तो हयाकुटेक को पृथ्वी के करीब आने से कुछ महीने पहले ही खोजा गया था।
धूमकेतु लेक्सेल. 1770 में, रूसी खगोलशास्त्री आंद्रेई इवानोविच लेक्सेल द्वारा खोजा गया धूमकेतु डी/1770 एल1, पृथ्वी से रिकॉर्ड करीब दूरी - केवल 1.4 मिलियन किलोमीटर - से गुजरा। यह हमसे चंद्रमा से लगभग चार गुना अधिक दूर है। धूमकेतु नग्न आंखों से दिखाई दे रहा था।
1948 ग्रहण धूमकेतु. 1 नवंबर, 1948 को, पूर्ण सूर्य ग्रहण के दौरान, खगोलविदों ने अप्रत्याशित रूप से सूर्य से कुछ ही दूरी पर एक चमकीला धूमकेतु खोजा। आधिकारिक तौर पर C/1948 V1 नाम दिया गया, यह हमारे समय का आखिरी "अचानक" धूमकेतु था। इसे साल के अंत तक नंगी आंखों से देखा जा सकेगा।
हेली धूमकेतु से कुछ महीने पहले जनवरी 1910 का बड़ा धूमकेतु आकाश में दिखाई दिया था, जिसका सभी को इंतजार था। नए धूमकेतु को पहली बार 12 जनवरी, 1910 को अफ्रीका में हीरे की खदानों के खनिकों द्वारा देखा गया था। कई अति-उज्ज्वल धूमकेतुओं की तरह, यह दिन के दौरान भी दिखाई देता था।
1843 का ग्रेट मार्च धूमकेतु भी सर्कमसोलर धूमकेतुओं के क्रेउत्ज़ परिवार का सदस्य है। इसने केवल 830 हजार किमी की उड़ान भरी। सूर्य के केंद्र से और पृथ्वी से स्पष्ट रूप से दिखाई दे रहा था। इसकी पूँछ सभी ज्ञात धूमकेतुओं में सबसे लंबी है, दो खगोलीय इकाइयाँ (1 AU पृथ्वी और सूर्य के बीच की दूरी के बराबर है)।
1882 का ग्रेट सितंबर धूमकेतु 19वीं सदी का सबसे चमकीला धूमकेतु है और क्रेउत्ज़ परिवार का सदस्य भी है। यह सूर्य की ओर निर्देशित अपनी लंबी "एंटी-टेल" के लिए उल्लेखनीय है।
1680 का महान धूमकेतु, जिसे किर्च धूमकेतु या न्यूटन धूमकेतु के नाम से भी जाना जाता है। दूरबीन का उपयोग करके खोजा गया पहला धूमकेतु, 17वीं शताब्दी के सबसे चमकीले धूमकेतुओं में से एक। आइजैक न्यूटन ने केप्लर के नियमों की पुष्टि के लिए इस धूमकेतु की कक्षा का अध्ययन किया।
हैली धूमकेतु अब तक के सभी आवधिक धूमकेतुओं में सबसे प्रसिद्ध है। यह हर 75-76 वर्षों में सौर मंडल का दौरा करता है और हर बार नग्न आंखों को स्पष्ट रूप से दिखाई देता है। इसकी कक्षा की गणना अंग्रेजी खगोलशास्त्री एडमंड हैली ने की थी, जिन्होंने 1759 में इसकी वापसी की भविष्यवाणी भी की थी। 1986 में, अंतरिक्ष यान ने धूमकेतुओं की संरचना पर बहुत सारा डेटा एकत्र करते हुए इसकी खोज की। हैली धूमकेतु की अगली उपस्थिति 2061 में होगी।
बेशक, किसी आवारा धूमकेतु के पृथ्वी से टकराने का खतरा हमेशा बना रहता है, जिससे अविश्वसनीय विनाश और सभ्यता की संभावित मृत्यु हो सकती है, लेकिन अभी तक यह सिर्फ एक भयावह सिद्धांत है। सबसे चमकीले धूमकेतु दिन के दौरान भी दिखाई दे सकते हैं, जो एक आश्चर्यजनक दृश्य प्रस्तुत करते हैं। यहां मानव इतिहास के दस सबसे प्रसिद्ध धूमकेतु हैं।
सौर मंडल के धूमकेतु हमेशा से अंतरिक्ष शोधकर्ताओं के लिए रुचिकर रहे हैं। ये घटनाएँ क्या हैं, यह प्रश्न उन लोगों को भी चिंतित करता है जो धूमकेतुओं के अध्ययन से दूर हैं। आइए यह पता लगाने का प्रयास करें कि यह खगोलीय पिंड कैसा दिखता है और क्या यह हमारे ग्रह के जीवन को प्रभावित कर सकता है।
लेख की सामग्री:
धूमकेतु अंतरिक्ष में बना एक खगोलीय पिंड है, जिसका आकार एक छोटी बस्ती के पैमाने तक पहुँचता है। धूमकेतुओं (ठंडी गैसों, धूल और चट्टान के टुकड़े) की संरचना इस घटना को वास्तव में अद्वितीय बनाती है। धूमकेतु की पूँछ लाखों किलोमीटर का निशान छोड़ती है। यह दृश्य अपनी भव्यता से मंत्रमुग्ध कर देता है और उत्तर से अधिक प्रश्न छोड़ जाता है।
सौर मंडल के एक तत्व के रूप में धूमकेतु की अवधारणा
इस अवधारणा को समझने के लिए हमें धूमकेतुओं की कक्षाओं से शुरुआत करनी चाहिए। इनमें से बहुत सारे ब्रह्मांडीय पिंड सौर मंडल से होकर गुजरते हैं।
आइए धूमकेतुओं की विशेषताओं पर करीब से नज़र डालें:
- धूमकेतु तथाकथित स्नोबॉल होते हैं जो अपनी कक्षा से गुजरते हैं और इनमें धूल, चट्टानी और गैसीय संचय होते हैं।
- सौर मंडल के मुख्य तारे के करीब पहुंचने की अवधि के दौरान आकाशीय पिंड गर्म हो जाता है।
- धूमकेतु में ग्रहों की विशेषता वाले उपग्रह नहीं होते हैं।
- वलयों के रूप में निर्माण प्रणालियाँ भी धूमकेतुओं के लिए विशिष्ट नहीं हैं।
- इन खगोलीय पिंडों का आकार निर्धारित करना कठिन और कभी-कभी अवास्तविक होता है।
- धूमकेतु जीवन का समर्थन नहीं करते. हालाँकि, उनकी संरचना एक निश्चित निर्माण सामग्री के रूप में काम कर सकती है।
धूमकेतुओं की संरचना की विशेषताएं
धूमकेतु के विवरण को वस्तु के नाभिक, कोमा और पूंछ की विशेषताओं में विभाजित किया जा सकता है। इससे पता चलता है कि अध्ययन के तहत खगोलीय पिंड को एक साधारण संरचना नहीं कहा जा सकता है।
धूमकेतु नाभिक
धूमकेतु का लगभग पूरा द्रव्यमान नाभिक में समाहित है, जो अध्ययन के लिए सबसे कठिन वस्तु है। कारण यह है कि कोर चमकदार तल के पदार्थ द्वारा सबसे शक्तिशाली दूरबीनों से भी छिपा हुआ है।
ऐसे 3 सिद्धांत हैं जो धूमकेतु नाभिक की संरचना पर अलग-अलग विचार करते हैं:
- "गंदा स्नोबॉल" सिद्धांत. यह धारणा सबसे आम है और अमेरिकी वैज्ञानिक फ्रेड लॉरेंस व्हिपल की है। इस सिद्धांत के अनुसार, धूमकेतु का ठोस हिस्सा बर्फ और उल्कापिंड के टुकड़ों के संयोजन से ज्यादा कुछ नहीं है। इस विशेषज्ञ के अनुसार, पुराने धूमकेतुओं और युवा संरचना वाले पिंडों के बीच अंतर किया जाता है। उनकी संरचना इस तथ्य के कारण भिन्न है कि अधिक परिपक्व खगोलीय पिंड बार-बार सूर्य के पास आते हैं, जिससे उनकी मूल संरचना पिघल जाती है।
- कोर धूलयुक्त पदार्थ से बना है. इस सिद्धांत की घोषणा 21वीं सदी की शुरुआत में अमेरिकी अंतरिक्ष स्टेशन द्वारा घटना के अध्ययन की बदौलत की गई थी। इस अन्वेषण से प्राप्त डेटा से पता चलता है कि कोर बहुत ही भुरभुरा प्रकृति का धूल भरा पदार्थ है, जिसकी सतह के अधिकांश भाग पर छिद्र हैं।
- कोर एक अखंड संरचना नहीं हो सकती. आगे की परिकल्पनाएँ भिन्न होती हैं: वे ग्रहों के गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव के कारण बर्फ के झुंड, चट्टान-बर्फ संचय के ब्लॉक और उल्कापिंड संचय के रूप में एक संरचना का संकेत देती हैं।
धूमकेतु कोमा
नाभिक के साथ मिलकर, धूमकेतु का सिर एक कोमा द्वारा बनता है, जो हल्के रंग का एक धूमिल खोल होता है। धूमकेतु के ऐसे घटक का निशान काफी लंबी दूरी तक फैला होता है: वस्तु के आधार से एक लाख से लेकर लगभग डेढ़ लाख किलोमीटर तक।
कोमा के तीन स्तर परिभाषित किए जा सकते हैं, जो इस प्रकार दिखते हैं:
- आंतरिक रासायनिक, आणविक और फोटोकैमिकल संरचना. इसकी संरचना इस तथ्य से निर्धारित होती है कि धूमकेतु के साथ होने वाले मुख्य परिवर्तन इसी क्षेत्र में केंद्रित और सबसे अधिक सक्रिय होते हैं। रासायनिक प्रतिक्रियाएं, क्षय और तटस्थ रूप से आवेशित कणों का आयनीकरण - यह सब आंतरिक कोमा में होने वाली प्रक्रियाओं की विशेषता है।
- कट्टरपंथियों का कोमा. इसमें ऐसे अणु होते हैं जो अपनी रासायनिक प्रकृति में सक्रिय होते हैं। इस क्षेत्र में पदार्थों की कोई बढ़ी हुई गतिविधि नहीं होती है, जो आंतरिक कोमा की विशेषता है। हालाँकि, यहाँ भी वर्णित अणुओं के क्षय और उत्तेजना की प्रक्रिया शांत और सुचारू रूप से जारी रहती है।
- परमाणु संरचना का कोमा. इसे पराबैंगनी भी कहते हैं। धूमकेतु के वायुमंडल का यह क्षेत्र सुदूर पराबैंगनी वर्णक्रमीय क्षेत्र में हाइड्रोजन लाइमन-अल्फा रेखा में देखा जाता है।
धूमकेतु की पूँछ
धूमकेतु की पूँछ अपनी सुंदरता और प्रभावशीलता में एक अनोखा दृश्य है। यह आमतौर पर सूर्य से निर्देशित होता है और एक लम्बी गैस-धूल के ढेर जैसा दिखता है। ऐसी पूंछों की स्पष्ट सीमाएँ नहीं होती हैं, और हम कह सकते हैं कि उनकी रंग सीमा पूर्ण पारदर्शिता के करीब है।
फेडर ब्रेडिखिन ने स्पार्कलिंग प्लम को निम्नलिखित उप-प्रजातियों में वर्गीकृत करने का प्रस्ताव दिया:
- सीधी और संकीर्ण प्रारूप वाली पूँछें. धूमकेतु के ये घटक सौरमंडल के मुख्य तारे से निर्देशित होते हैं।
- थोड़ी विकृत और चौड़े प्रारूप वाली पूँछें. ये पंख सूर्य से बच रहे हैं।
- छोटी और गंभीर रूप से विकृत पूँछें. यह परिवर्तन हमारे सिस्टम के मुख्य तारे से एक महत्वपूर्ण विचलन के कारण होता है।
- धूल की पूँछ. इस तत्व की एक विशिष्ट दृश्य विशेषता यह है कि इसकी चमक में एक विशिष्ट लाल रंग होता है। इस प्रारूप का एक प्लम अपनी संरचना में सजातीय है, जो दस लाख या यहां तक कि लाखों किलोमीटर तक फैला हुआ है। इसका निर्माण सूर्य की ऊर्जा द्वारा लंबी दूरी तक फेंके गए असंख्य धूल कणों के कारण हुआ था। पूंछ का पीला रंग सूर्य के प्रकाश द्वारा धूल के कणों के फैलाव के कारण होता है।
- प्लाज्मा संरचना की पूंछ. यह गुबार धूल के निशान से कहीं अधिक व्यापक है, क्योंकि इसकी लंबाई दसियों और कभी-कभी सैकड़ों लाखों किलोमीटर है। धूमकेतु सौर हवा के साथ संपर्क करता है, जो एक समान घटना का कारण बनता है। जैसा कि ज्ञात है, सौर भंवर प्रवाह चुंबकीय प्रकृति के बड़ी संख्या में क्षेत्रों द्वारा प्रवेश किया जाता है। बदले में, वे धूमकेतु के प्लाज्मा से टकराते हैं, जिससे व्यास में भिन्न ध्रुवों वाले क्षेत्रों की एक जोड़ी का निर्माण होता है। कभी-कभी यह पूँछ शानदार ढंग से टूट जाती है और एक नई पूँछ बन जाती है, जो बहुत प्रभावशाली लगती है।
- विरोधी पूंछ. यह एक अलग पैटर्न के अनुसार दिखाई देता है. इसका कारण यह है कि यह सूर्य की ओर निर्देशित है। ऐसी घटना पर सौर हवा का प्रभाव बेहद कम होता है, क्योंकि प्लम में बड़े धूल के कण होते हैं। ऐसी एंटीटेल का निरीक्षण तभी संभव है जब पृथ्वी धूमकेतु के कक्षीय तल को पार करती है। डिस्क के आकार की संरचना आकाशीय पिंड को लगभग सभी तरफ से घेरे हुए है।
धूमकेतु के मुख्य प्रकार
धूमकेतुओं के प्रकारों को सूर्य के चारों ओर उनकी परिक्रमा के समय से पहचाना जा सकता है:
- लघु अवधि धूमकेतु. ऐसे धूमकेतु की परिक्रमा का समय 200 वर्ष से अधिक नहीं होता है। सूर्य से उनकी अधिकतम दूरी पर, उनकी कोई पूंछ नहीं होती, बल्कि केवल एक सूक्ष्म कोमा होता है। जब समय-समय पर मुख्य प्रकाशमान के पास पहुंचते हैं, तो एक पंख दिखाई देता है। चार सौ से अधिक समान धूमकेतु दर्ज किए गए हैं, जिनमें 3-10 वर्षों की सूर्य के चारों ओर एक क्रांति के साथ छोटी अवधि के खगोलीय पिंड हैं।
- लंबी कक्षीय अवधि वाले धूमकेतु. वैज्ञानिकों के अनुसार ऊर्ट बादल समय-समय पर ऐसे ब्रह्मांडीय मेहमानों की आपूर्ति करता रहता है। इन घटनाओं की कक्षीय अवधि दो सौ वर्ष से अधिक है, जो ऐसी वस्तुओं के अध्ययन को और अधिक समस्याग्रस्त बना देती है। ऐसे ढाई सौ एलियंस यह विश्वास करने का कारण देते हैं कि वास्तव में उनकी संख्या लाखों में है। ये सभी तंत्र के मुख्य तारे के इतने करीब नहीं हैं कि उनकी गतिविधियों का निरीक्षण करना संभव हो सके।
सौरमंडल के सबसे प्रसिद्ध धूमकेतु
सौरमंडल से बड़ी संख्या में धूमकेतु गुजरते हैं। लेकिन सबसे प्रसिद्ध ब्रह्मांडीय निकाय हैं जिनके बारे में बात करना उचित है।
हैली धूमकेतु
हैली धूमकेतु एक प्रसिद्ध शोधकर्ता द्वारा की गई टिप्पणियों के कारण प्रसिद्ध हुआ, जिसके नाम पर इसे इसका नाम मिला। इसे एक छोटी अवधि के पिंड के रूप में वर्गीकृत किया जा सकता है, क्योंकि मुख्य प्रकाशमान में इसकी वापसी की गणना 75 वर्षों की अवधि में की जाती है। यह 74-79 वर्षों के बीच उतार-चढ़ाव वाले मापदंडों के प्रति इस सूचक में परिवर्तन पर ध्यान देने योग्य है। इसकी प्रसिद्धि इस तथ्य में निहित है कि यह इस प्रकार का पहला खगोलीय पिंड है जिसकी कक्षा की गणना की गई है।
बेशक, कुछ लंबी अवधि के धूमकेतु अधिक शानदार होते हैं, लेकिन 1पी/हैली को नग्न आंखों से भी देखा जा सकता है। यह कारक इस घटना को अद्वितीय और लोकप्रिय बनाता है। इस धूमकेतु की लगभग तीस दर्ज की गई उपस्थिति ने बाहरी पर्यवेक्षकों को प्रसन्न किया। उनकी आवृत्ति सीधे वर्णित वस्तु की जीवन गतिविधि पर बड़े ग्रहों के गुरुत्वाकर्षण प्रभाव पर निर्भर करती है।
हमारे ग्रह के संबंध में हैली धूमकेतु की गति आश्चर्यजनक है क्योंकि यह सौर मंडल के खगोलीय पिंडों की गतिविधि के सभी संकेतकों से अधिक है। धूमकेतु की कक्षा तक पृथ्वी की कक्षीय प्रणाली का दृष्टिकोण दो बिंदुओं पर देखा जा सकता है। इसके परिणामस्वरूप दो धूल भरी संरचनाएँ बनती हैं, जो बदले में उल्कापिंडों की वर्षा करती हैं जिन्हें एक्वारिड्स और ओरेनिड्स कहा जाता है।
यदि हम ऐसे पिंड की संरचना पर विचार करें तो यह अन्य धूमकेतुओं से अधिक भिन्न नहीं है। सूर्य के निकट आने पर, एक चमकदार निशान का निर्माण देखा जाता है। धूमकेतु का केंद्रक अपेक्षाकृत छोटा है, जो वस्तु के आधार के लिए निर्माण सामग्री के रूप में मलबे के ढेर का संकेत दे सकता है।
आप 2061 की गर्मियों में हैली धूमकेतु के पारित होने के असाधारण दृश्य का आनंद ले सकते हैं। यह 1986 की मामूली यात्रा की तुलना में भव्य घटना की बेहतर दृश्यता का वादा करता है।
यह एक बिल्कुल नई खोज है, जो जुलाई 1995 में की गई थी। दो अंतरिक्ष खोजकर्ताओं ने इस धूमकेतु की खोज की। इसके अलावा, इन वैज्ञानिकों ने एक दूसरे से अलग-अलग खोज की। वर्णित पिंड के संबंध में कई अलग-अलग राय हैं, लेकिन विशेषज्ञ इस बात से सहमत हैं कि यह पिछली शताब्दी के सबसे चमकीले धूमकेतुओं में से एक है।
इस खोज की असाधारणता इस तथ्य में निहित है कि 90 के दशक के उत्तरार्ध में धूमकेतु को विशेष उपकरणों के बिना दस महीने तक देखा गया था, जो अपने आप में आश्चर्यचकित करने वाला नहीं था।
आकाशीय पिंड के ठोस कोर का खोल काफी विषमांगी होता है। अमिश्रित गैसों के बर्फीले क्षेत्रों को कार्बन मोनोऑक्साइड और अन्य प्राकृतिक तत्वों के साथ जोड़ा जाता है। पृथ्वी की पपड़ी की संरचना की विशेषता वाले खनिजों की खोज और कुछ उल्कापिंड संरचनाओं की खोज एक बार फिर पुष्टि करती है कि धूमकेतु हेल-बॉप की उत्पत्ति हमारे सिस्टम के भीतर हुई थी।
पृथ्वी ग्रह के जीवन पर धूमकेतुओं का प्रभाव
इस रिश्ते को लेकर कई परिकल्पनाएं और धारणाएं हैं. कुछ तुलनाएँ ऐसी हैं जो सनसनीखेज हैं।
आइसलैंडिक ज्वालामुखी आईजफजल्लाजोकुल ने अपनी सक्रिय और विनाशकारी दो साल की गतिविधि शुरू की, जिसने उस समय के कई वैज्ञानिकों को आश्चर्यचकित कर दिया। यह प्रसिद्ध सम्राट बोनापार्ट द्वारा धूमकेतु को देखने के लगभग तुरंत बाद हुआ। यह एक संयोग हो सकता है, लेकिन अन्य कारक भी हैं जो आपको आश्चर्यचकित करते हैं।
पहले वर्णित धूमकेतु हैली ने रुइज़ (कोलंबिया), ताल (फिलीपींस), कटमई (अलास्का) जैसे ज्वालामुखियों की गतिविधि को अजीब तरह से प्रभावित किया। इस धूमकेतु का प्रभाव कोसुइन ज्वालामुखी (निकारागुआ) के पास रहने वाले लोगों ने महसूस किया, जिसने सहस्राब्दी की सबसे विनाशकारी गतिविधियों में से एक की शुरुआत की।
धूमकेतु एन्के के कारण क्राकाटोआ ज्वालामुखी में शक्तिशाली विस्फोट हुआ। यह सब सौर गतिविधि और धूमकेतुओं की गतिविधि पर निर्भर हो सकता है, जो हमारे ग्रह के निकट आने पर कुछ परमाणु प्रतिक्रियाओं को भड़काते हैं।
धूमकेतु का प्रभाव काफी दुर्लभ है। हालांकि, कुछ विशेषज्ञों का मानना है कि तुंगुस्का उल्कापिंड ऐसे ही पिंडों का है। वे निम्नलिखित तथ्यों को तर्क के रूप में उद्धृत करते हैं:
- आपदा से कुछ दिन पहले, भोर की उपस्थिति देखी गई थी, जो अपनी विविधता के साथ एक विसंगति का संकेत देती थी।
- किसी खगोलीय पिंड के गिरने के तुरंत बाद असामान्य स्थानों में सफेद रातों जैसी घटना का दिखना।
- किसी दिए गए विन्यास के ठोस पदार्थ की उपस्थिति के रूप में उल्कापिंड के ऐसे संकेतक की अनुपस्थिति।
धूमकेतु कैसा दिखता है - वीडियो देखें:
सौर मंडल के धूमकेतु एक दिलचस्प विषय हैं जिसके लिए और अधिक अध्ययन की आवश्यकता है। अंतरिक्ष अन्वेषण में लगे दुनिया भर के वैज्ञानिक उन रहस्यों को जानने की कोशिश कर रहे हैं जिनमें अद्भुत सुंदरता और शक्ति से भरपूर ये खगोलीय पिंड हैं।
धूमकेतु का छोटा नाभिक इसका एकमात्र ठोस भाग है; इसका लगभग सारा द्रव्यमान इसमें केंद्रित है। इसलिए, नाभिक हास्य घटना के शेष परिसर का मूल कारण है। धूमकेतु के नाभिक अभी भी दूरबीन अवलोकन के लिए दुर्गम हैं, क्योंकि वे अपने आसपास के चमकदार पदार्थ से ढके हुए हैं, जो नाभिक से लगातार बह रहा है। उच्च आवर्धन का उपयोग करके, आप चमकदार गैस और धूल के खोल की गहरी परतों को देख सकते हैं, लेकिन जो कुछ बचा है वह अभी भी कोर के वास्तविक आयामों की तुलना में आकार में काफी बड़ा होगा। धूमकेतु के वायुमंडल में दृश्य और तस्वीरों में दिखाई देने वाले केंद्रीय संघनन को फोटोमेट्रिक नाभिक कहा जाता है। ऐसा माना जाता है कि धूमकेतु का केंद्रक स्वयं उसके केंद्र में स्थित होता है, अर्थात द्रव्यमान का केंद्र स्थित होता है। हालाँकि, जैसा कि सोवियत खगोलशास्त्री डी.ओ. ने दिखाया था। मोखनाच, द्रव्यमान का केंद्र फोटोमेट्रिक कोर के सबसे चमकीले क्षेत्र के साथ मेल नहीं खा सकता है। इस घटना को मोखनाच प्रभाव कहा जाता है।
फोटोमेट्रिक कोर के आसपास के धुंधले वातावरण को कोमा कहा जाता है। कोमा, नाभिक के साथ मिलकर, धूमकेतु का सिर बनाता है - एक गैस खोल जो सूर्य के निकट आने पर नाभिक के गर्म होने के परिणामस्वरूप बनता है। सूर्य से दूर, सिर सममित दिखता है, लेकिन जैसे-जैसे यह उसके करीब आता है, यह धीरे-धीरे अंडाकार हो जाता है, फिर और भी लंबा हो जाता है, और सूर्य से विपरीत दिशा में, इसमें से एक पूंछ विकसित होती है, जिसमें गैस और धूल शामिल होती है जो इसे बनाती है। सिर।
नाभिक धूमकेतु का सबसे महत्वपूर्ण भाग है। हालाँकि, यह वास्तव में क्या है, इस पर अभी भी कोई सहमति नहीं है। लाप्लास के समय में भी, एक राय थी कि धूमकेतु का केंद्रक एक ठोस पिंड था जिसमें बर्फ या बर्फ जैसे आसानी से वाष्पित होने वाले पदार्थ होते थे, जो सौर ताप के प्रभाव में जल्दी से गैस में बदल जाते थे। हास्य केंद्रक के इस क्लासिक बर्फीले मॉडल का हाल के दिनों में काफी विस्तार किया गया है। सबसे व्यापक रूप से स्वीकृत मॉडल व्हिपल द्वारा विकसित कोर मॉडल है - दुर्दम्य चट्टानी कणों और जमे हुए अस्थिर घटकों (मीथेन, कार्बन डाइऑक्साइड, पानी, आदि) का एक समूह। ऐसे कोर में, जमी हुई गैसों की बर्फ की परतें धूल की परतों के साथ वैकल्पिक होती हैं। जैसे-जैसे गैसें गर्म होती हैं, वे वाष्पित हो जाती हैं और अपने साथ धूल के बादल ले जाती हैं। यह धूमकेतुओं में गैस और धूल की पूँछों के निर्माण के साथ-साथ छोटे नाभिकों की गैस छोड़ने की क्षमता की व्याख्या करता है।
व्हिपल के अनुसार, नाभिक से पदार्थ के बहिर्वाह की क्रियाविधि को इस प्रकार समझाया गया है। धूमकेतुओं में, जिन्होंने पेरीहेलियन के माध्यम से बहुत कम संख्या में मार्ग बनाए हैं - तथाकथित "युवा" धूमकेतु - सतह सुरक्षात्मक परत को अभी तक बनने का समय नहीं मिला है, और नाभिक की सतह बर्फ से ढकी हुई है, इसलिए गैस का विकास गहनता से होता है प्रत्यक्ष वाष्पीकरण के माध्यम से. ऐसे धूमकेतु के स्पेक्ट्रम में परावर्तित सूर्य का प्रकाश हावी होता है, जिससे "पुराने" धूमकेतुओं को "युवा" धूमकेतुओं से वर्णक्रमीय रूप से अलग करना संभव हो जाता है। आमतौर पर, बड़े कक्षीय अर्ध-अक्ष वाले धूमकेतुओं को "युवा" कहा जाता है, क्योंकि यह माना जाता है कि वे पहली बार सौर मंडल के आंतरिक क्षेत्रों में प्रवेश कर रहे हैं। "पुराने" धूमकेतु सूर्य के चारों ओर क्रांति की एक छोटी अवधि के साथ धूमकेतु हैं, जो कई बार अपने पेरिहेलियन को पार कर चुके हैं। "पुराने" धूमकेतुओं में, सतह पर एक दुर्दम्य स्क्रीन बनती है, क्योंकि सूर्य पर बार-बार लौटने के दौरान, सतह की बर्फ पिघल जाती है और "दूषित" हो जाती है। यह स्क्रीन नीचे की बर्फ को सूरज की रोशनी के संपर्क से अच्छी तरह बचाती है।
व्हिपल का मॉडल कई हास्य घटनाओं की व्याख्या करता है: छोटे नाभिक से प्रचुर मात्रा में गैस उत्सर्जन, गैर-गुरुत्वाकर्षण बलों का कारण जो धूमकेतु को गणना पथ से विक्षेपित करता है। कोर से निकलने वाले प्रवाह प्रतिक्रियाशील ताकतों का निर्माण करते हैं, जो छोटी अवधि के धूमकेतुओं की गति में धर्मनिरपेक्ष तेजी या मंदी का कारण बनते हैं।
ऐसे अन्य मॉडल भी हैं जो एक अखंड कोर की उपस्थिति से इनकार करते हैं: एक कोर को बर्फ के टुकड़ों के झुंड के रूप में दर्शाता है, दूसरा चट्टान और बर्फ के खंडों के समूह के रूप में दर्शाता है, तीसरा कहता है कि कोर समय-समय पर उल्का झुंड के कणों से संघनित होता है। ग्रहों के गुरुत्वाकर्षण का प्रभाव. फिर भी, व्हिपल मॉडल को सबसे प्रशंसनीय माना जाता है।
धूमकेतु नाभिक का द्रव्यमान वर्तमान में बेहद अनिश्चित रूप से निर्धारित किया जाता है, इसलिए हम द्रव्यमान की संभावित सीमा के बारे में बात कर सकते हैं: कई टन (सूक्ष्म धूमकेतु) से लेकर कई सौ, और संभवतः हजारों अरब टन (10 से 10-10 टन तक)।
धूमकेतु का कोमा धुँधले वातावरण में नाभिक को घेर लेता है। अधिकांश धूमकेतुओं में, कोमा में तीन मुख्य भाग होते हैं, जो उनके भौतिक मापदंडों में स्पष्ट रूप से भिन्न होते हैं:
नाभिक से सटे निकटतम क्षेत्र आंतरिक, आणविक, रासायनिक और फोटोकैमिकल कोमा है,
दृश्यमान कोमा, या कट्टरपंथी कोमा,
पराबैंगनी, या परमाणु कोमा।
1 एयू की दूरी पर. सूर्य से, आंतरिक कोमा का औसत व्यास D = 10 किमी, दृश्य D = 10-10 किमी और पराबैंगनी D = 10 किमी है।
आंतरिक कोमा में, सबसे तीव्र भौतिक और रासायनिक प्रक्रियाएं होती हैं: रासायनिक प्रतिक्रियाएं, तटस्थ अणुओं का पृथक्करण और आयनीकरण। एक दृश्यमान कोमा में, जिसमें मुख्य रूप से रेडिकल (रासायनिक रूप से सक्रिय अणु) (सीएन, ओएच, एनएच, आदि) शामिल होते हैं, सौर विकिरण के प्रभाव में इन अणुओं के पृथक्करण और उत्तेजना की प्रक्रिया जारी रहती है, लेकिन आंतरिक कोमा की तुलना में कम तीव्रता से। .
एल.एम. शुलमैन ने पदार्थ के गतिशील गुणों के आधार पर हास्य वातावरण को निम्नलिखित क्षेत्रों में विभाजित करने का प्रस्ताव रखा:
निकट-दीवार परत (बर्फ की सतह पर कणों के वाष्पीकरण और संघनन का क्षेत्र),
पेरिन्यूक्लियर क्षेत्र (पदार्थ की गैस-गतिशील गति का क्षेत्र),
संक्रमण क्षेत्र,
अंतरग्रहीय अंतरिक्ष में धूमकेतु कणों के मुक्त आणविक विस्तार का क्षेत्र।
लेकिन प्रत्येक धूमकेतु में सभी सूचीबद्ध वायुमंडलीय क्षेत्र नहीं होने चाहिए।
जैसे-जैसे धूमकेतु सूर्य के निकट आता है, दृश्य सिर का व्यास दिन-ब-दिन बढ़ता जाता है; अपनी कक्षा के पेरीहेलियन को पार करने के बाद, सिर फिर से बढ़ता है और पृथ्वी और मंगल की कक्षाओं के बीच अपने अधिकतम आकार तक पहुंच जाता है। सामान्य तौर पर, धूमकेतुओं के पूरे समूह के लिए, सिर का व्यास व्यापक सीमा के भीतर होता है: 6000 किमी से 1 मिलियन किमी तक।
जैसे-जैसे धूमकेतु कक्षा में घूमता है, धूमकेतुओं के सिर विभिन्न आकार लेते जाते हैं। सूर्य से दूर वे गोल होते हैं, लेकिन जैसे-जैसे वे सूर्य के करीब आते हैं, सौर दबाव के प्रभाव में, सिर एक परवलय या एक श्रृंखला रेखा का रूप ले लेता है।
एस.वी. ओर्लोव ने धूमकेतु प्रमुखों के आकार और आंतरिक संरचना को ध्यान में रखते हुए उनके निम्नलिखित वर्गीकरण का प्रस्ताव रखा:
ई टाइप करें; - सूर्य से चमकदार परवलयिक कोशों द्वारा बनाए गए चमकीले कोमा वाले धूमकेतुओं में देखा गया, जिसका फोकस धूमकेतु के नाभिक में होता है।
टाइप सी; - धूमकेतुओं में देखा गया जिनके सिर ई प्रकार के सिरों की तुलना में चार गुना कमजोर होते हैं और दिखने में प्याज के समान होते हैं।
एन टाइप करें; - धूमकेतुओं में देखा गया जिनमें कोमा और शेल दोनों का अभाव होता है।
क्यू टाइप करें; - उन धूमकेतुओं में देखा गया जिनका सूर्य की ओर कमजोर उभार है, यानी एक विषम पूंछ है।
एच टाइप करें; - धूमकेतुओं में देखा गया, जिनके सिर में समान रूप से विस्तारित छल्ले उत्पन्न होते हैं - नाभिक में एक केंद्र के साथ हेलो।
धूमकेतु का सबसे प्रभावशाली भाग उसकी पूंछ होती है। पूंछ लगभग हमेशा सूर्य के विपरीत दिशा में निर्देशित होती हैं। पूंछ में धूल, गैस और आयनित कण होते हैं। इसलिए, संरचना के आधार पर, पूंछ के कण सूर्य से निकलने वाली शक्तियों द्वारा सूर्य के विपरीत दिशा में प्रतिकर्षित होते हैं।
एफ. बेसेल ने हैली धूमकेतु की पूंछ के आकार का अध्ययन करते हुए सबसे पहले इसे सूर्य से निकलने वाली प्रतिकारक शक्तियों की क्रिया द्वारा समझाया। इसके बाद एफ.ए. ब्रेडिखिन ने धूमकेतु की पूंछ का एक अधिक उन्नत यांत्रिक सिद्धांत विकसित किया और प्रतिकारक त्वरण के परिमाण के आधार पर उन्हें तीन अलग-अलग समूहों में विभाजित करने का प्रस्ताव रखा।
सिर और पूंछ के स्पेक्ट्रम के विश्लेषण से निम्नलिखित परमाणुओं, अणुओं और धूल कणों की उपस्थिति का पता चला:
कार्बनिक सी, सी, सीसीएच, सीएन, सीओ, सीएस, एचसीएन, सीएचसीएन।
अकार्बनिक एच, एनएच, एनएच, ओ, ओएच, एचओ।
धातु - Na, Ca, Cr, Co, Mn, Fe, Ni, Cu, V, Si।
आयन - सीओ, सीओ, सीएच, सीएन, एन, ओएच, एचओ।
धूल - सिलिकेट (अवरक्त क्षेत्र में)।
धूमकेतु अणुओं की चमक के तंत्र को 1911 में के. श्वार्ज़स्चिल्ड और ई. क्रोहन द्वारा समझा गया था, जो इस निष्कर्ष पर पहुंचे कि यह प्रतिदीप्ति का एक तंत्र है, यानी सूर्य के प्रकाश का पुन: उत्सर्जन।
कभी-कभी धूमकेतुओं में काफी असामान्य संरचनाएं देखी जाती हैं: किरणें विभिन्न कोणों पर नाभिक से निकलती हैं और सामूहिक रूप से एक चमकदार पूंछ बनाती हैं; हेलो - संकेंद्रित वलय के विस्तार की प्रणालियाँ; सिकुड़ते गोले - लगातार कोर की ओर बढ़ते हुए कई गोले की उपस्थिति; बादल निर्माण; ओमेगा के आकार की पूंछ मुड़ती है जो सौर पवन की विषमताओं के दौरान दिखाई देती है।
धूमकेतुओं के शीर्षों में गैर-स्थिर प्रक्रियाएं भी होती हैं: शॉर्ट-वेव विकिरण और कणिका प्रवाह में वृद्धि के साथ जुड़ी चमक की चमक; नाभिकों को द्वितीयक टुकड़ों में अलग करना।
प्रोजेक्ट वेगा (वीनस - हैली धूमकेतु) अंतरिक्ष अन्वेषण के इतिहास में सबसे जटिल में से एक था। इसमें तीन भाग शामिल थे: लैंडर्स का उपयोग करके शुक्र के वायुमंडल और सतह का अध्ययन करना, गुब्बारा जांच का उपयोग करके शुक्र के वातावरण की गतिशीलता का अध्ययन करना, धूमकेतु हैली के कोमा और प्लाज्मा खोल के माध्यम से उड़ान भरना।
15 दिसंबर 1984 को बैकोनूर कोस्मोड्रोम से स्वचालित स्टेशन "वेगा-1" लॉन्च किया गया, इसके 6 दिन बाद "वेगा-2" लॉन्च किया गया। जून 1985 में, वे परियोजना के इस भाग से संबंधित अनुसंधान का सफलतापूर्वक संचालन करते हुए, एक के बाद एक शुक्र के पास से गुजरे।
लेकिन सबसे दिलचस्प था परियोजना का तीसरा भाग - हैली धूमकेतु का अध्ययन। पहली बार, अंतरिक्ष यान को धूमकेतु के नाभिक को "देखना" पड़ा, जो कि जमीन-आधारित दूरबीनों के लिए मायावी था। वेगा 1 की धूमकेतु से मुठभेड़ 6 मार्च को हुई, और वेगा 2 की मुठभेड़ 9 मार्च 1986 को हुई। वे इसके मूल से 8900 और 8000 किलोमीटर की दूरी से गुजरे।
परियोजना में सबसे महत्वपूर्ण कार्य धूमकेतु के नाभिक की भौतिक विशेषताओं का अध्ययन करना था। पहली बार, कोर को एक स्थानिक रूप से विघटित वस्तु के रूप में माना गया, इसकी संरचना, आयाम, अवरक्त तापमान निर्धारित किया गया, और इसकी संरचना और सतह परत की विशेषताओं का अनुमान प्राप्त किया गया।
उस समय, धूमकेतु के केंद्रक पर उतरना तकनीकी रूप से संभव नहीं था, क्योंकि मुठभेड़ की गति बहुत अधिक थी - हैली धूमकेतु के मामले में यह 78 किमी/सेकेंड थी। बहुत करीब से उड़ना भी खतरनाक था, क्योंकि धूमकेतु की धूल अंतरिक्ष यान को नष्ट कर सकती थी। उड़ान की दूरी धूमकेतु की मात्रात्मक विशेषताओं को ध्यान में रखते हुए चुनी गई थी। दो दृष्टिकोणों का उपयोग किया गया: ऑप्टिकल उपकरणों का उपयोग करके दूरस्थ माप और कोर को छोड़कर उपकरण के प्रक्षेपवक्र को पार करने वाले पदार्थ (गैस और धूल) का प्रत्यक्ष माप।
ऑप्टिकल उपकरणों को एक विशेष मंच पर रखा गया था, जिसे चेकोस्लोवाक विशेषज्ञों के साथ संयुक्त रूप से विकसित और निर्मित किया गया था, जो उड़ान के दौरान घूमता था और धूमकेतु के प्रक्षेप पथ को ट्रैक करता था। इसकी मदद से, तीन वैज्ञानिक प्रयोग किए गए: नाभिक का टेलीविजन फिल्मांकन, नाभिक से अवरक्त विकिरण के प्रवाह का माप (जिससे इसकी सतह का तापमान निर्धारित होता है) और आंतरिक "पेरी-न्यूक्लियर" के अवरक्त विकिरण का स्पेक्ट्रम इसकी संरचना निर्धारित करने के लिए कोमा के हिस्सों को 2.5 से 12 माइक्रोमीटर तक तरंग दैर्ध्य पर। आईआर विकिरण अध्ययन आईआर इन्फ्रारेड स्पेक्ट्रोमीटर का उपयोग करके किया गया।
ऑप्टिकल अनुसंधान के परिणाम निम्नानुसार तैयार किए जा सकते हैं: कोर अनियमित आकार का एक लम्बा अखंड शरीर है, प्रमुख अक्ष का आयाम 14 किलोमीटर है, और व्यास लगभग 7 किलोमीटर है। प्रतिदिन कई मिलियन टन जलवाष्प इससे निकलती है। गणना से पता चलता है कि ऐसा वाष्पीकरण बर्फीले पिंड से हो सकता है। लेकिन साथ ही, उपकरणों ने स्थापित किया कि कोर की सतह काली (5% से कम परावर्तन) और गर्म (लगभग 100 हजार डिग्री सेल्सियस) है।
उड़ान पथ के साथ धूल, गैस और प्लाज्मा की रासायनिक संरचना के मापन से जल वाष्प, परमाणु (हाइड्रोजन, ऑक्सीजन, कार्बन) और आणविक (कार्बन मोनोऑक्साइड, कार्बन डाइऑक्साइड, हाइड्रॉक्सिल, सायनोजेन, आदि) घटकों की उपस्थिति भी देखी गई। सिलिकेट्स के मिश्रण के साथ धातुओं के रूप में।
यह परियोजना व्यापक अंतर्राष्ट्रीय सहयोग और कई देशों के वैज्ञानिक संगठनों की भागीदारी के साथ कार्यान्वित की गई थी। वेगा अभियान के परिणामस्वरूप, वैज्ञानिकों ने पहली बार हास्य केंद्रक को देखा और इसकी संरचना और भौतिक विशेषताओं पर बड़ी मात्रा में डेटा प्राप्त किया। कच्चे आरेख को एक वास्तविक प्राकृतिक वस्तु की तस्वीर से बदल दिया गया था जिसे पहले कभी नहीं देखा गया था।
नासा वर्तमान में तीन बड़े अभियानों की तैयारी कर रहा है। उनमें से पहले को "स्टारडस्ट" कहा जाता है। इसमें 1999 में एक अंतरिक्ष यान का प्रक्षेपण शामिल है जो जनवरी 2004 में धूमकेतु वाइल्ड 2 के केंद्रक से 150 किलोमीटर की दूरी से गुजरेगा। इसका मुख्य कार्य: "एरोजेल" नामक एक अद्वितीय पदार्थ का उपयोग करके आगे के शोध के लिए धूमकेतु की धूल एकत्र करना है। दूसरी परियोजना को "कंटूर" ("कोमेट न्यूक्लियस टूर") कहा जाता है। यह डिवाइस जुलाई 2002 में लॉन्च किया जाएगा। नवंबर 2003 में, इसका सामना धूमकेतु एनके से होगा, जनवरी 2006 में - धूमकेतु श्वासमैन-वाचमैन -3 के साथ, और अंत में, अगस्त 2008 में - धूमकेतु डी'अरेस्ट के साथ। यह उन्नत तकनीकी उपकरणों से लैस होगा जो उच्च गुणवत्ता प्राप्त करने की अनुमति देगा विभिन्न स्पेक्ट्रा में नाभिकों की तस्वीरें लेने के साथ-साथ धूमकेतु गैस और धूल एकत्र करना भी दिलचस्प है। यह परियोजना इसलिए भी दिलचस्प है क्योंकि अंतरिक्ष यान, पृथ्वी के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र का उपयोग करके, 2004-2008 में एक नए धूमकेतु की ओर पुनः उन्मुख हो सकता है। तीसरी परियोजना सबसे दिलचस्प है जटिल। इसे "डीप" स्पेस 4" कहा जाता है और यह "नासा न्यू मिलेनियम प्रोग्राम" नामक एक शोध कार्यक्रम का हिस्सा है। इसे दिसंबर 2005 में धूमकेतु टेम्पेल 1 के केंद्र पर उतरने और 2010 में पृथ्वी पर लौटने की योजना है। अंतरिक्ष यान धूमकेतु के केंद्रक का पता लगाएगा, मिट्टी के नमूने एकत्र करेगा और उन्हें पृथ्वी पर पहुंचाएगा।
पिछले कुछ वर्षों में सबसे दिलचस्प घटनाएँ हैं: धूमकेतु हेल-बोप की उपस्थिति और धूमकेतु शूमाकर-लेवी 9 का बृहस्पति पर गिरना।
धूमकेतु हेल-बोप 1997 के वसंत में आकाश में दिखाई दिया। इसकी अवधि 5900 वर्ष है। इस धूमकेतु से जुड़े कुछ रोचक तथ्य हैं। 1996 के पतन में, अमेरिकी शौकिया खगोलशास्त्री चक श्रामेक ने इंटरनेट पर एक धूमकेतु की एक तस्वीर प्रसारित की, जिसमें अज्ञात मूल की एक चमकदार सफेद वस्तु, क्षैतिज रूप से थोड़ी चपटी, स्पष्ट रूप से दिखाई दे रही थी। श्रामेक ने इसे "शनि जैसी वस्तु" (संक्षिप्त रूप में "एसएलओ") कहा। वस्तु का आकार पृथ्वी के आकार से कई गुना बड़ा था।
आधिकारिक वैज्ञानिक प्रतिनिधियों की प्रतिक्रिया अजीब थी। श्रमेक की छवि को नकली घोषित कर दिया गया और खगोलशास्त्री स्वयं धोखेबाज घोषित कर दिया गया, लेकिन एसएलओ की प्रकृति का कोई स्पष्ट स्पष्टीकरण नहीं दिया गया। इंटरनेट पर प्रकाशित छवि ने जादू-टोना का विस्फोट कर दिया, दुनिया के आने वाले अंत के बारे में बड़ी संख्या में कहानियां फैल गईं, "प्राचीन सभ्यता का मृत ग्रह", दुष्ट एलियंस की मदद से पृथ्वी पर कब्ज़ा करने की तैयारी कर रहे थे धूमकेतु, यहाँ तक कि अभिव्यक्ति भी: "क्या हो रहा है?" ("क्या चल रहा है?") को "हेल क्या चल रहा है?" में व्याख्या किया गया था... यह अभी भी स्पष्ट नहीं है कि यह किस प्रकार की वस्तु थी, इसकी प्रकृति क्या थी।
प्रारंभिक विश्लेषण से पता चला कि दूसरा "कोर" पृष्ठभूमि में एक तारा था, लेकिन बाद की छवियों ने इस धारणा का खंडन किया। समय के साथ, "आँखें" फिर से जुड़ गईं, और धूमकेतु ने अपना मूल स्वरूप धारण कर लिया। इस घटना की व्याख्या भी किसी वैज्ञानिक ने नहीं की है।
इस प्रकार, धूमकेतु हेल-बोप कोई मानक घटना नहीं थी; इसने वैज्ञानिकों को सोचने का एक नया कारण दिया।
एक और सनसनीखेज घटना जुलाई 1994 में छोटी अवधि के धूमकेतु शूमाकर-लेवी 9 का बृहस्पति पर गिरना था। जुलाई 1992 में धूमकेतु का केंद्रबृहस्पति के निकट पहुंचने के परिणामस्वरूप टुकड़ों में विभाजित हो गया, जो बाद में विशाल ग्रह से टकरा गया। इस तथ्य के कारण कि टकराव बृहस्पति के रात्रि पक्ष में हुआ, स्थलीय शोधकर्ता केवल ग्रह के उपग्रहों द्वारा परावर्तित चमक का निरीक्षण कर सके। विश्लेषण से पता चला कि टुकड़ों का व्यास एक से कई किलोमीटर तक है। बृहस्पति पर 20 धूमकेतु के टुकड़े गिरे।
वैज्ञानिकों का कहना है कि धूमकेतु का टुकड़ों में टूटना एक दुर्लभ घटना है, बृहस्पति द्वारा धूमकेतु को पकड़ना और भी दुर्लभ घटना है, और एक बड़े धूमकेतु का किसी ग्रह से टकराना एक असाधारण ब्रह्मांडीय घटना है।
हाल ही में, एक अमेरिकी प्रयोगशाला में, प्रति सेकंड 1 ट्रिलियन ऑपरेशन के प्रदर्शन के साथ सबसे शक्तिशाली इंटेल टेराफ्लॉप कंप्यूटरों में से एक पर, पृथ्वी पर 1 किलोमीटर की त्रिज्या वाले धूमकेतु के गिरने के एक मॉडल की गणना की गई थी। गणना में 48 घंटे लगे। उन्होंने दिखाया कि ऐसी प्रलय मानवता के लिए घातक होगी: सैकड़ों टन धूल हवा में उठेगी, जिससे सूर्य की रोशनी और गर्मी तक पहुंच अवरुद्ध हो जाएगी, जब यह समुद्र में गिरेगी तो एक विशाल सुनामी बनेगी, विनाशकारी भूकंप आएंगे... एक परिकल्पना के अनुसार, एक बड़े धूमकेतु या क्षुद्रग्रह के गिरने के परिणामस्वरूप डायनासोर विलुप्त हो गए। एरिजोना में 1219 मीटर व्यास वाला एक गड्ढा है, जो 60 मीटर व्यास वाले उल्कापिंड के गिरने से बना है। यह विस्फोट 15 मिलियन टन ट्रिनिट्रोटोल्यूइन के विस्फोट के बराबर था। ऐसा माना जाता है कि 1908 के प्रसिद्ध तुंगुस्का उल्कापिंड का व्यास लगभग 100 मीटर था। इसलिए, वैज्ञानिक अब हमारे ग्रह के करीब उड़ने वाले बड़े ब्रह्मांडीय पिंडों का शीघ्र पता लगाने, नष्ट करने या विक्षेपण के लिए एक प्रणाली बनाने पर काम कर रहे हैं।
धूमकेतु खोज विनाश ब्रह्मांडीय शरीर
कोमेट(प्राचीन ग्रीक से। κομ?της , kom?t?s - "बालों वाला, झबरा") - सौर मंडल में कक्षा में घूम रहा एक छोटा बर्फीला आकाशीय पिंड, जो सूर्य के निकट आने पर आंशिक रूप से वाष्पित हो जाता है, जिसके परिणामस्वरूप धूल और गैस का एक फैला हुआ खोल बन जाता है, साथ ही एक या अधिक पूँछें.धूमकेतु की पहली उपस्थिति, जो इतिहास में दर्ज की गई थी, 2296 ईसा पूर्व की है। और यह सम्राट याओ की पत्नी, एक महिला द्वारा किया गया था, जिसने एक बेटे को जन्म दिया जो बाद में खिया राजवंश के संस्थापक सम्राट ता-यू बन गया। इसी क्षण से चीनी खगोलविदों ने रात के आकाश की निगरानी की और केवल उनके लिए धन्यवाद, हम इस तिथि के बारे में जानते हैं। हास्य खगोल विज्ञान का इतिहास इसी से शुरू होता है। चीनियों ने न केवल धूमकेतुओं का वर्णन किया, बल्कि एक तारा मानचित्र पर धूमकेतुओं के पथ भी अंकित किए, जिससे आधुनिक खगोलविदों को उनमें से सबसे चमकीले धूमकेतुओं की पहचान करने, उनकी कक्षाओं के विकास का पता लगाने और अन्य उपयोगी जानकारी प्राप्त करने की अनुमति मिली।
आकाश में ऐसे दुर्लभ दृश्य को नोटिस करना असंभव नहीं है जब आकाश में एक धूमिल पिंड दिखाई देता है, कभी-कभी इतना चमकीला कि यह बादलों (1577) के माध्यम से चमक सकता है, यहां तक कि चंद्रमा को भी ग्रहण कर सकता है। चौथी शताब्दी ईसा पूर्व में अरस्तू धूमकेतु की घटना को इस प्रकार समझाया गया है: प्रकाश, गर्म, "शुष्क न्यूमा" (पृथ्वी की गैसें) वायुमंडल की सीमाओं तक बढ़ती है, स्वर्गीय आग के क्षेत्र में गिरती है और प्रज्वलित होती है - इस प्रकार "पूंछ वाले तारे" बनते हैं . अरस्तू ने तर्क दिया कि धूमकेतु भयंकर तूफान और सूखे का कारण बनते हैं। उनके विचारों को दो हजार वर्षों से आम तौर पर स्वीकार किया जाता रहा है। मध्य युग में धूमकेतुओं को युद्धों और महामारी का अग्रदूत माना जाता था। इस प्रकार, 1066 में दक्षिणी इंग्लैंड पर नॉर्मन आक्रमण आकाश में हैली धूमकेतु की उपस्थिति से जुड़ा था। 1456 में कॉन्स्टेंटिनोपल का पतन भी आकाश में एक धूमकेतु की उपस्थिति से जुड़ा था। 1577 में एक धूमकेतु की उपस्थिति का अध्ययन करते समय, टाइको ब्राहे ने निर्धारित किया कि यह चंद्रमा की कक्षा से बहुत आगे बढ़ रहा था। धूमकेतुओं की कक्षाओं का अध्ययन करने का समय शुरू हो गया था...
धूमकेतुओं की खोज के लिए उत्सुक पहला कट्टरपंथी पेरिस वेधशाला का एक कर्मचारी, चार्ल्स मेसियर था। उन्होंने खगोल विज्ञान के इतिहास में निहारिकाओं और तारा समूहों की एक सूची के संकलनकर्ता के रूप में प्रवेश किया, जिसका उद्देश्य धूमकेतुओं की खोज करना था, ताकि दूर की निहारिका वस्तुओं को नए धूमकेतु समझने की गलती न हो। 39 वर्षों के अवलोकन में, मेसियर ने 13 नए धूमकेतु खोजे! 19वीं शताब्दी के पूर्वार्ध में, जीन पोंस ने विशेष रूप से धूमकेतुओं को पकड़ने वालों में खुद को प्रतिष्ठित किया। मार्सिले वेधशाला के कार्यवाहक और बाद में इसके निदेशक ने एक छोटी शौकिया दूरबीन बनाई और अपने हमवतन मेसियर के उदाहरण का अनुसरण करते हुए धूमकेतुओं की खोज शुरू की। मामला इतना दिलचस्प निकला कि 26 साल में उन्होंने 33 नए धूमकेतु खोज निकाले! यह कोई संयोग नहीं है कि खगोलविदों ने इसे "धूमकेतु चुंबक" का उपनाम दिया। पोंस द्वारा बनाया गया रिकॉर्ड आज भी बेजोड़ है। लगभग 50 धूमकेतु अवलोकन के लिए उपलब्ध हैं। 1861 में धूमकेतु की पहली तस्वीर ली गई थी। हालाँकि, अभिलेखीय आंकड़ों के अनुसार, 28 सितंबर, 1858 का एक रिकॉर्ड हार्वर्ड विश्वविद्यालय के इतिहास में खोजा गया था, जिसमें जॉर्ज बॉन्ड ने 15" रेफ्रेक्टर के फोकस पर धूमकेतु की एक फोटोग्राफिक छवि प्राप्त करने के प्रयास की सूचना दी थी! एक शटर पर 6" की गति, 15 चाप सेकंड मापने वाले कोमा के सबसे चमकीले हिस्से पर काम किया गया। तस्वीर संरक्षित नहीं की गई है.
1999 धूमकेतु कक्षा सूची में 1,036 विभिन्न धूमकेतुओं की 1,688 हास्य उपस्थिति के लिए 1,722 कक्षाएँ शामिल हैं। प्राचीन काल से लेकर आज तक लगभग 2000 धूमकेतु देखे गए हैं और उनका वर्णन किया गया है। न्यूटन के बाद के 300 वर्षों में, उनमें से 700 से अधिक की कक्षाओं की गणना की गई है। सामान्य परिणाम इस प्रकार हैं. अधिकांश धूमकेतु दीर्घवृत्ताकार, मध्यम या अत्यधिक लम्बे आकार में चलते हैं। धूमकेतु एन्के सबसे छोटा मार्ग लेता है - बुध की कक्षा से बृहस्पति तक और 3.3 वर्षों में वापस। दो बार देखे गए धूमकेतु में सबसे दूर का धूमकेतु 1788 में कैरोलिन हर्शेल द्वारा खोजा गया था और 154 साल बाद 57 एयू की दूरी से वापस लौटा था। 1914 में, धूमकेतु डेलावन दूरी का रिकॉर्ड तोड़ने के लिए निकला। यह 170,000 AU तक चला जाएगा। और 24 मिलियन वर्षों के बाद "समाप्त" होता है।
अब तक 400 से अधिक छोटी अवधि के धूमकेतु खोजे जा चुके हैं। इनमें से लगभग 200 को एक से अधिक पेरीहेलियन मार्ग के दौरान देखा गया था। उनमें से कई तथाकथित परिवारों से हैं। उदाहरण के लिए, सबसे छोटी अवधि के लगभग 50 धूमकेतु (सूर्य के चारों ओर उनकी पूर्ण परिक्रमा 3-10 वर्षों तक चलती है) बृहस्पति परिवार का निर्माण करते हैं। संख्या में थोड़ा कम शनि, यूरेनस और नेपच्यून के परिवार हैं (बाद वाले में, विशेष रूप से, प्रसिद्ध धूमकेतु हैली शामिल है)।
कई धूमकेतुओं के स्थलीय अवलोकन और 1986 में अंतरिक्ष यान का उपयोग करके हैली धूमकेतु के अध्ययन के परिणामों ने पहली बार 1949 में एफ. व्हिपल द्वारा व्यक्त की गई परिकल्पना की पुष्टि की कि धूमकेतुओं के नाभिक कई किलोमीटर तक फैले "गंदे स्नोबॉल" की तरह हैं। ऐसा प्रतीत होता है कि इनमें जमे हुए पानी, कार्बन डाइऑक्साइड, मीथेन और अमोनिया के साथ धूल और चट्टानी पदार्थ जमे हुए हैं। जैसे ही धूमकेतु सूर्य के करीब आता है, सौर ताप के प्रभाव में बर्फ वाष्पित होने लगती है, और निकलने वाली गैस नाभिक के चारों ओर एक फैला हुआ चमकदार क्षेत्र बनाती है, जिसे कोमा कहा जाता है। कोमा दस लाख किलोमीटर तक फैल सकता है। नाभिक स्वयं इतना छोटा है कि उसे सीधे देखा नहीं जा सकता। अंतरिक्ष यान से किए गए स्पेक्ट्रम की पराबैंगनी रेंज में अवलोकन से पता चला है कि धूमकेतु कई लाखों किलोमीटर आकार के हाइड्रोजन के विशाल बादलों से घिरे हुए हैं। हाइड्रोजन का उत्पादन सौर विकिरण के प्रभाव में पानी के अणुओं के अपघटन से होता है। 1996 में, धूमकेतु हयाकुटेक से एक्स-रे उत्सर्जन की खोज की गई, और बाद में यह पता चला कि अन्य धूमकेतु एक्स-रे विकिरण के स्रोत हैं।
2001 में सुबारा टेलीस्कोप के उच्च-फैलाने वाले स्पेक्ट्रोमीटर का उपयोग करके किए गए अवलोकन ने खगोलविदों को पहली बार धूमकेतु के नाभिक में जमे हुए अमोनिया के तापमान को मापने की अनुमति दी। तापमान मान 28 पर + 2 डिग्री केल्विन से पता चलता है कि धूमकेतु LINEAR (C/1999 S4) शनि और यूरेनस की कक्षाओं के बीच बना है। इसका मतलब यह है कि खगोलशास्त्री अब न केवल उन परिस्थितियों को निर्धारित कर सकते हैं जिनके तहत धूमकेतु बनते हैं, बल्कि यह भी पता लगा सकते हैं कि वे कहाँ से उत्पन्न होते हैं। वर्णक्रमीय विश्लेषण का उपयोग करते हुए, धूमकेतुओं के सिर और पूंछ में कार्बनिक अणुओं और कणों की खोज की गई: परमाणु और आणविक कार्बन, कार्बन हाइब्रिड, कार्बन मोनोऑक्साइड, कार्बन सल्फाइड, मिथाइल साइनाइड; अकार्बनिक घटक: हाइड्रोजन, ऑक्सीजन, सोडियम, कैल्शियम, क्रोमियम, कोबाल्ट, मैंगनीज, लोहा, निकल, तांबा, वैनेडियम। धूमकेतुओं में देखे गए अणु और परमाणु, ज्यादातर मामलों में, अधिक जटिल मूल अणुओं और आणविक परिसरों के "टुकड़े" होते हैं। धूमकेतु नाभिक में मूल अणुओं की उत्पत्ति की प्रकृति अभी तक हल नहीं हुई है। अभी तक केवल इतना ही स्पष्ट है कि ये बहुत ही जटिल अणु और अमीनो एसिड जैसे यौगिक हैं! कुछ शोधकर्ताओं का मानना है कि ऐसी रासायनिक संरचना जीवन के उद्भव या इसकी उत्पत्ति के लिए प्रारंभिक स्थिति के लिए उत्प्रेरक के रूप में काम कर सकती है जब ये जटिल यौगिक वायुमंडल में या ग्रहों की सतह पर पर्याप्त स्थिर और अनुकूल परिस्थितियों में प्रवेश करते हैं।
