При удалении от солнца яркость кометы ее хвост

3. Кометы

Из-за своего необычного вида (наличие хвоста, который может простираться на несколько созвездий) кометы с древних времен обращали на себя внимание людей, даже далеких от астрономии. За всё время наблюдений было замечено и описано свыше 2000 комет (рис. 4.23).

Вдали от Солнца кометы имеют вид очень слабых туманных пятен. По мере приближения к нему у кометы появляется и постепенно увеличивается хвост, направленный в противоположную от Солнца сторону. У наиболее ярких комет хорошо заметны все три составные части: голова, ядро и хвост. При удалении от Солнца яркость кометы и её хвост уменьшаются. Она снова превращается в туманное пятно, а затем ослабевает настолько, что становится недоступной для наблюдений.

Кроме необычного внешнего вида, кометы обращали на себя внимание неожиданностью появления. Решить вопрос о том, откуда появляются кометы и как они движутся в пространстве, удалось только на основе закона всемирного тяготения. Наблюдая в 1680 г. комету, Ньютон вычислил её орбиту и убедился, что она, подобно планетам, обращается вокруг Солнца. Пользуясь советами Ньютона, его современник, англиискии ученый Эдмунд Галлей (1656—1742), вычислил орбиты нескольких комет, появлявшихся ранее, и обнаружил, что орбиты комет, наблюдавшихся в 1531, 1607 и 1682 гг., очень похожи. Он предположил, что это была одна и та же комета, периодически возвращающаяся к Солнцу, и впервые предсказал её очередное появление.

В 1756 г. (уже после смерти учёного) комета действительно появилась и получила название кометы Галлея. Так была положена традиция называть кометы именами их первооткрывателей. Оказалось, что комета Галлея в афелии уходит за орбиту Нептуна, но затем вновь возвращается в окрестности Солнца, имея период обращения около 76 лет (рис. 4.24). Со времён Ньютона и Галлея вычислены орбиты более чем 700 комет.

Короткопериодические кометы (периоды обращения от трёх до десяти лет), двигаясь по вытянутым эллиптическим орбитам, удаляются от Солнца на 5—8 а. е. Наряду с ними существуют долгопериодические кометы, подобные комете Галлея, но уходящие в афелии за пределы планетной системы. Среди комет немало таких, которые наблюдались всего один раз и могут вернуться только через несколько столетий или не вернуться вовсе. В тех случаях, когда удаётся с достаточной точностью определить орбиту кометы, не представляет труда с помощью компьютера вычислить её положение в пространстве и указать, где и когда она будет видна. Масса комет не превышает тысячных долей массы земной атмосферы и в сотни миллионов раз меньше массы земного шара. При сближении комет с планетами, особенно с Юпитером, планеты своим тяготением могут существенно изменить форму орбиты и период обращения кометы. Тогда она может быть «потеряна».

Ежегодно наблюдается 15—20 комет, большинство которых видны только в телескоп. Некоторые из них оказываются новыми, неизвестными ранее. Так случилось, например, недавно, когда в 1996 и 1997 гг. появились две очень яркие, видимые даже невооружённым глазом кометы, хотя обычно такие кометы появляются раз в 10— 15 лет (рис. 4.25 и рис. 1 на цветной вклейке XIII). По традиции они названы фамилиями тех, кто их открыл. Это японский любитель астрономии Юи Хиакутаки и два американца — Алан Хейл и Томас Бонн.

Источник

При удалении от солнца яркость кометы ее хвост

Яркие К. могут иметь неск. хвостов разной длины и цвета, в хвосте могут наблюдаться параллельные полосы, а вокруг «головы» К.- концентрич. кольца-галосы.

Название «К.» происходит от греч. слова kometes, буквально — длинноволосый (яркие К. похожи на голову с распущенными волосами, рис. 1). Ежегодно открывают 5-10 К. Каждой из них присваивают предварительное обозначение, включающее фамилию открывшего К., год открытия и букву латинского алфавита в порядке открытия. Потом его заменяют окончат. обозначением, включающим год прохождения через перигелий и римскую цифру в порядке дат прохождения через перигелий.

К. наблюдаются тогда, когда небольшое тело — ядро К., напоминающее ком снега, загрязнённый мелкой пылью и более крупными твёрдыми частицами, приближается к Солнцу ближе 4-6 а. e., нагревается его лучами и начинает выделять газы и пылевые частицы. Газы и пыль создают вокруг ядра туманную оболочку (атмосферу К.), называемую комой, яркость к-рой быстро убывает к периферии. Атмосфера К. непрерывно рассеивается в пространство и существует лишь тогда, когда газы и пыль выделяются из ядра. У многих К. в центре комы видно звездообразное ядро, являющееся плотной частью атмосферы, скрывающей истинное (твёрдое) ядро, практически недоступное наблюдениям. Видимое ядро вместе с комой составляет голову К. (рис. 2). Со стороны Солнца голова К. имеет форму параболы или цепной линии, что объясняется постоянным действием давления света и солнечного ветра на атмосферу К. Хвосты К. состоят из ионизованных газов и пыли, уносимых в направлении от Солнца (пыль — в основном под воздействием светового давления, а ионизованные газы — в результате взаимодействия с солнечным ветром ). Крупные твёрдые частицы под действием светового давления приобретают малые ускорения и, обладая малыми скоростями относительно ядра (вследствие слабого увлечения их газами), постепенно распространяются вдоль орбиты К., образуя метеорный рой. Нейтральные атомы и молекулы испытывают лишь незначит. световое давление и поэтому рассеиваются почти равномерно во все стороны от ядра К.

По мере приближения К. к Солнцу и усиления нагрева ядра резко усиливается интенсивность выделения газов и пыли, что проявляется в быстром нарастании блеска К. и увеличении яркости хвостов. При удалении К. от Солнца их блеск быстро убывает. Если аппроксимировать изменение блеска головы К. законом 1/r n , r — расстояние от Солнца), то в среднем 4 (у отдельных К. наблюдаются значит. отклонения от этого закона). На плавное изменение блеска головы К., связанное с изменениями r, накладываются колебания блеска и яркие вспышки, вызванные «взрывным» выбросом вещества кометных ядер при резком усилении потоков частиц солнечного происхождения.

Поперечники ядер К. составляют, предположительно, 0,5-20 км, и, следовательно, при плотности

1 г/см 3 их массы заключены в пределах 10 14 -10 19 г.

Однако изредка появляются К. со значительно большими ядрами. Многочисленные ядра, меньшие 0,5 км, порождают слабые К., практически недоступные наблюдениям. Видимые поперечники голов К. составляют 10 4 -10 6 км, изменяясь с расстоянием от Солнца. У нек-рых К. макс. размеры головы превышали размеры Солнца. Ещё большие размеры (свыше 10 7 км) имеют оболочки из атомарного водорода вокруг головы, существование к-рых удалось установить по наблюдениям в спектр, линии при внеатмосферных исследованиях К. Как правило, хвосты бывают менее яркими, чем голова, и поэтому их удаётся наблюдать не у всех К. Длина их видимой части составляет 10 6 -10 7 км, т.е. обычна они погружены в водородную оболочку (рис. 2). У нек-рых К. хвост удавалось проследить до расстояний свыше 10 8 км от ядра. В головах и хвостах К. вещество крайне разрежено; несмотря на гигантский объём этих образований, практически вся масса К. сосредоточена в её твёрдом ядре.

Ядра К. состоят в основном из водяного льда (снега) и льда (снега) из СО или CO₂ с примесью льдов др. газов, а также значит. количеств нелетучих (каменистых) веществ. По-видимому, важным компонентом ядер явл. клатраты, т.е. льды, кристаллич. решётка к-рых включает атомы и молекулы др. веществ. Судя по обилию хим. элементов в веществе К., ядра К. должны состоять (по массе) прибл. из 2/3 льдов и 1/3 каменистых веществ. Присутствие в каменистом компоненте ядер К. некоторого количества радиоактивных элементов должно было привести в далёком прошлом к нагреву их недр на неск. дес. Кельвинов. В то же время присутствие в ядрах К. весьма летучих льдов показывает, что их внутр. темп-ра никогда не превышала

100 К. Т.о., ядра К. явл., по-видимому, наименее изменёнными образчиками первичного вещества Солнечной системы. В связи с этим обсуждаются и подготавливаются проекты прямого исследования вещества и структуры К. при помощи автоматического КА.

Активность ядер К. на расстояниях, меньших 2-2,5 а. е. от Солнца, связана с сублимацией водяного льда, а на больших расстояниях — с сублимацией льда из СО₂ и др. более летучих льдов. На расстоянии 1 а. е. от Солнца скорость сублимации водяного компонента

10 18 молекул/(см 2 с). У К. с перигелиями около земной орбиты за одно приближение к Солнцу теряется наружный слой ядра толщиной в неск. м (у К., пролетающих через солнечную корону, может теряться слой в сотни м).

Длительное существование ряда периодич. К., многократно пролетавших вблизи Солнца, объясняется, по-видимому, незначит. потерей вещества при каждом пролёте (из-за образования пористого теплоизолирующего слоя на поверхности ядер или наличия в ядрах тугоплавких веществ).

Предполагается, что ядра К. включают глыбы различного состава (макро-брекчиевая структура), обладающие разной летучестью, что может приводить, в частности, к появлению струйных истечений, замеченных вблизи нек-рых ядер.

При сублимации льдов с поверхности ядра К. отделяются не только каменистые частицы, но и ледяные частицы, испаряющиеся затем во внутр. частях головы. Нелетучие пылинки образуются, по-видимому, также в ближайших окрестностях ядра в результате конденсации атомов и молекул нелетучих веществ. Пылевые частицы просто отражают и рассеивают солнечный свет, что даёт непрерывный компонент спектров К. При малом выделении пыли непрерывный спектр наблюдается лишь в центральной части головы К., а при обильном её выделении — почти во всей голове и в хвостах нек-рых типов (см. ниже).

Атомы и молекулы, находящиеся в головах и газовых хвостах К., поглощают кванты солнечного света и затем переизлучают их (резонансная флюоресценция). Нейтральные (по-видимому, сложные) молекулы, сублимирующие из ядра, не обнаруживают себя в оптич. области спектра. Когда же они распадаются под действием солнечного света (фотодиссоциация), то излучение нек-рых из их обломков приходится на оптич. участок спектра. Изучение оптич. спектров К. показало, что в головах присутствуют следующие нейтральные атомы и молекулы (точнее, химически неустойчивые радикалы): С, C₂, C₃, CH, CN, CO, CS, HCN, СН₃СN; H, 0, ОН, HN, Н₂О, NH₂; присутствуют также ионы C0 + , СН + , CN + , ОН + , СО, Н₂О + и др. Характер спектра К. меняется с приближением их к Солнцу. У К., находящихся на расстояние от Солнца r> 3-4 а. е., спектр непрерывный (солнечное излучение на таких расстояниях не может возбудить значит. количество молекул). Когда К. пересекает пояс астероидов (3 а. е.), в ее спектре появляется эмиссионная полоса молекулы CN с . При 2 а. е. возбуждаются и начинают излучать молекулы С₃ и NH₂, при 1,8 а. е. в спектре появляются полосы углерода. На расстоянии орбит Марса (1,5 а. е.) в спектре голов К. наблюдаются линии ОН, NH, CH и др., а в хвостах — линии ионов СО + , СО, CH + , ОН + , H₂O + и др. При пересечении орбиты Венеры (на расстояниях К. от Солнца, меньших 0,7 а. е.) появляются линии Na, из к-рого иногда образуется самостоятельный хвост. В редких К. исключительно близко подлетавших к Солнцу (напр., К. 1882 II и 1965 VIII), происходила сублимация каменистых пылинок и наблюдались спектр. линии металлов Fe, Ni, Cu, Со, Сr, Мn, V. При наблюдениях кометы Когоутека 1973 XII и кометы Брэдфилда 1974 III удалось обнаружить линии радио излучения ацетилнитрила (CH₃CN, =2,7 мм), синильной кислоты (HCN, = 3,4 мм) и воды (H₂O, = 13,5 мм) — молекул, непосредственно выделяющихся из ядра и представляющие собой некоторые из родительских молекул (по отношению к атомам и радикалам, наблюдающимся в оптической области спектра). В сантиметровом диапазоне наблюдались радиолинии радикалов CH (= 9 см) и ОН (= 18 см).

Радиоизлучение нек-рых из этих молекул обусловлено их тепловым возбуждением (столкновениями молекул в околоядерной области), тогда как у других (напр., у гидроксила ОН) оно, по-видимому, имеет мазерную природу (см. Мазерный эффект ). В хвостах К., направленных почти прямо от Солнца, наблюдаются ионизованные молекулы СО + , CH + , C0, ОН + , т.о., эти хвосты явл. плазменными. При наблюдениях спектра хвоста кометы Когоутека 1973 XII удалось отождествить линии H₂O + . Излучение ионизованных молекул возникает на расстоянии

Согласно классификации хвостов К., предложенной во 2-й половине 19 в. Ф.А. Бредихиным, они подразделяются на три типа: хвосты I типа направлены почти прямо от Солнца; хвосты II типа изогнуты и отклоняются от продолженного радиуса-вектора назад по отношению к орбитальному движению К.; хвосты III типа — короткие, почти прямые, с самого начала отклонённые в сторону, противоположную орбитальному движению. При нек-рых взаимных расположениях Земли, К. и Солнца хвосты II и III типов могут проецироваться на небо в направлении к Солнцу, образуя хвост, называемый аномальным. Если вдобавок Земля в это время находится вблизи плоскости кометной орбиты, то в виде тонкой пики виден слой крупных частиц, покидающих ядро с малыми относительными скоростями и поэтому распространяющимися вблизи плоскости орбиты К. Объяснение физ. причин, приводящих к появлению хвостов разных типов, существенно изменилось со времён Бредихина. По совр. данным, хвосты I типа явл. плазменными: они образованы ионизованными атомами и молекулами, к-рые со скоростями в десятки и сотни км/с уносятся от ядра под действием солнечного ветра. Вследствие неизотропного выделения плазмы из околоядерной области К., а также вследствие неустойчивостей плазмы и неоднородностей солнечного ветра, хвосты I типа имеют струйчатое строение. Они имеют почти цилиндрич. форму [поперечник км] с концентрацией ионов

10 8 см -3 . Угол, на к-рый отклоняется хвост I типа от линии Солнце-К., зависит от скорости v_св солнечного ветра и от скорости орбитального движения К. Наблюдения кометных хвостов I типа позволили определить скорость солнечного ветра до расстояний в неск. а. е. и вдали от плоскости эклиптики. Теоретич. рассмотрение обтекания К. солнечным ветром позволило сделать вывод, что в голове К. на стороне, обращённой к Солнцу, на расстоянии

10 5 км от ядра должен находиться переходный слой, разделяющий плазму К. от плазмы солнечного ветра, а на расстоянии

10 6 км — ударная волна, разделяющая область сверхзвукового течения солнечного ветра от прилегающей к голове К. области дозвукового турбулентного течения.

Хвосты II и III типов — пылевые; непрерывно выделяющиеся из ядра пылинки образуют хвосты II типа, хвосты III типа появляются в тех случаях, когда из ядра одновременно выделяется целое облако пылинок. Пылинки разных размеров получают различное ускорение под действием светового давления, и потому такое облако растягивается в полоску — хвост К. Двух- и трёхатомные радикалы, наблюдающиеся в голове К. и ответственные за резонансные полосы в видимой области спектра К. (в области максимума солнечного излучения), получают под действием светового давления ускорение, близкое к ускорению мелких пылинок. Поэтому эти радикалы начинают двигаться в направлении хвоста II типа, но не успевают далеко продвинуться вдоль него вследствие того, что время их жизни (до фотодиссоциации или фотоионизации)

К. явл. членами Солнечной системы и, как правило, движутся вокруг Солнца по вытянутым эллиптич. орбитам различных размеров, произвольно ориентированным в пространстве. Размеры орбит большинства К. в тысячи раз больше поперечника планетной системы. Вблизи афелиев своих орбит К. находятся большую часть времени, так что на далёких окраинах Солнечной системы существует облако К. — т.н. облако Оорта. Его происхождение связано, по-видимому, с гравитац. выбросом ледяных тел из зоны планет-гигантов во время их образования (см. Происхождение Солнечной системы ). Облако Оорта содержит

10 11 кометных ядер. У К., удаляющихся до периферич. частей облака Оорта (их расстояния от Солнца могут достигать 10 5 а. е., а периоды обращения вокруг Солнца — 10 6 -10 7 лет), орбиты меняются под действием притяжения ближайших звёзд. При этом нек-рые К. приобретают параболич. скорость по отношению к Солнцу (для столь далёких расстояний

0,1 км/с) и навсегда теряют связь с Солнечной системой. Другие (очень немногие) приобретают при этом скорости

1 м/с, что приводит к их движению по орбите с перигелием вблизи Солнца, и тогда они становятся доступными для наблюдений. У всех К. при их движении в области, занятой планетами, орбиты изменяются под действием притяжения планет. При этом среди К., пришедших с периферии облака Оорта, т.е. движущихся по квазипараболич. орбитам, около половины приобретает гиперболич. орбиты и теряется в межзвёздном пространстве. У других, наоборот, размеры орбит уменьшаются, и они начинают чаще возвращаться к Солнцу. Изменения орбит бывают особенно велики при тесных сближениях К. с планетами-гигантами. Известно

100 короткопериодич. К., к-рые приближаются к Солнцу через неск. лет или десятков лет и поэтому сравнительно быстро растрачивают вещество своего ядра. Большинство таких К. относится к семейству Юпитера, т.е. они приобрели свои совр. небольшие орбиты в результате сближения с ним.

Орбиты К. скрещиваются с орбитами планет, поэтому изредка должны происходить столкновения К. с планетами. Часть кратеров на Луне, Меркурии, Марсе и др. телах образовалась в результате ударов ядер К. Тунгусское явление (взрыв тела, влетевшего в атмосферу из космоса, на Подкаменной Тунгуске в 1908 г.), возможно, также было вызвано столкновением Земли с небольшим кометным ядром.

Лит.:
Орлов С.В., О природе комет, М., 1960; Добровольский О.В. Кометы, метеоры и зодиакальный свет, в кн. Курс астрофизики и звездной астрономии т. 3, М., 1964; его же. Кометы, М., 1966; Уиппл Ф.Л., Кометы, в кн.: Космохимия Луны и планет, М., 1975; Чурюмов К.И., Кометы и их наблюдение, М., 1980; Томита Коитиро, Беседы о кометах, пер. с япон., М., 1982.

Источник