Кометы
Детская энциклопедия




Разное




Реклама











Кометы

Кометы принадлежат к числу наиболее кра­сивых небесных тел. Появление на небе яркой кометы сразу привлекает к себе всеобщее вни­мание. Светлые туманные оболочки, окружа­ющие небольшое ядро, длинный хвост, тяну­щийся иногда на полнеба, быстрое движение среди звезд — все это делает комету непохожей на остальные небесные светила. Необычный вид комет и неожиданность их появления на небе служили в течение многих веков источ­ником всевозможных суеверий.

Астрономы и поныне, как правило, не могут предсказывать появление на небе ярких комет. Это объясняется особенностями движения и строения комет. Подавляющее большинство комет движется вокруг Солнца по огромным, сильно вытянутым путям, уходящим в сотни и тысячи раз дальше орбит наиболее далеких от Солнца планет. Один оборот по такой орбите длится многие тысячи и даже миллионы лет. Кометы холодные, не самосветящиеся тела; они начинают светиться и становятся види­мыми только тогда, когда подходят близко к Солнцу. От одного их приближения к Солнцу до следующего проходят тысячелетия. Следовательно, кометы, которые будут наблюдаться в ближайшие годы, предстанут перед глазами астрономов впервые — раньше они появлялись так давно, что даже в древнейших летописях нельзя найти о них никаких сведений. Поэтому нет ничего удивительного в том, что астрономы не могут предсказать их появление.

Исключение составляют сравнительно не­многочисленные короткопериодические кометы. Они возвращаются к Солнцу через несколько лет или несколько десятков лет. Астрономами уже открыто около 100 таких комет. Для поло­вины из них хорошо изучены орбиты, и по­явление их предсказывается с большой точ­ностью. К сожалению, почти все такие ко­меты слабые, и их не видно невооруженным глазом.

Приближающаяся к Солнцу комета, если ее удается заметить еще на большом расстоя­нии от него, имеет вид слабого туманного округ­лого пятнышка. Середина его ярче краев, и за­частую там бывает видно звездообразное ядро. Ядро и окружающие его оболочки составляют голову кометы. Постепенно яркость кометы возрастает, и наконец появляется небольшой туманный хвост; он всегда направлен прочь от Солнца.

По мере приближения кометы к Солнцу яркость и длина ее хвоста увеличиваются, а когда комета бывает ближе всего к Солн­цу, хвост достигает наибольших размеров. При удалении кометы от Солнца хвост по­степенно сокращается, комета снова превра­щается в слабое туманное пятнышко и наконец делается совсем невидимой.

Яркость хвоста кометы всегда меньше ярко­сти ее головы, и потому у слабых комет хвост иногда совсем не удается заметить.

Вследствие малой яркости и туманного вида кометы лучше фотографировать, чем наблю­дать в телескопы, даже в большие. Большин­ство комет открывается в настоящее время по фотографиям. Тем не менее и поныне бывают случаи, когда кометы открывают даже при наблюдении неба невооруженным глазом.

В 1939 г. два любителя астрономии из Мордов­ской АССР — Ахмаров и Юрлов независимо друг от друга заметили невооруженным глазом новую комету, которая теперь носит их имя. Знаменитым открывателем комет в наше время является чешский астроном и геофизик А. Мркос — он открыл 15 комет.

Как только открывается новая комета, об этом через Международное бюро астрономиче­ских телеграмм извещаются все обсерватории земного шара. Это делается для того, чтобы не упустить комету в случае наступления пло­хой погоды и как можно скорей сделать несколько измерений ее положения среди звезд. Измерения эти необходимы для вычисле­ния орбиты и предвычисления дальнейшего движения кометы по небу. Все обсерватории оповещаются и тогда, когда появляется ранее уже известная периодическая комета, завер­шившая очередной оборот по своей орбите и вновь приближающаяся к Солнцу.

В прошлом, когда поиски новых комет про­изводились путем наблюдений глазом в неболь­шие телескопы с большим полем зрения, в так называемые кометоискатели, ежегодно наблюдалось в среднем 3—5 комет. В наше время благодаря широкому применению фотографии, позволившей наблюдать и слабые кометы, их обнаруживается в среднем приблизительно до 10 в год.

При открытии кометы прежде всего вы­числяют ее приближенную орбиту. Дальней­шие измерения положения кометы среди звезд позволяют уточнить орбиту. Когда же комета скроется из виду, удаляясь от Солнца, какой-либо астроном собирает со всех обсервато­рий все точные наблюдения положения кометы и вычисляет «окончательную», наиболее точную орбиту. Однако если комету удалось наблюдать лишь недолго и за это время она прошла малый отрезок своего пути, то даже и такая окончательная орбита может оказаться недостаточно точной. Неточное определение орбиты периодической кометы приводит к тому, что ее бывает трудно или даже невозможно найти при следующем появлении.

Предвычисляя будущие появления перио­дических комет, астрономы тщательно учиты­вают отклонения в их движении, которые вызываются притяжением планет, в первую очередь массивного Юпитера.

Комету называют по фамилии человека, ее открывшего, либо, в редких случаях, по фа­милии астронома, много ее изучавшего. Встре­чаются и двойные и даже тройные названия у комет, которые были почти одновременно открыты несколькими наблюдателями, а также у некоторых утерянных и потом вновь откры­тых периодических комет. Так, одна из комет 1957 г. носит название: комета Латышева—Вильда—Бэрнхема.

Новейший сводный каталог кометных орбит, доведенный до конца 1960 г., содержит орбиты 566 различных комет. Самый короткий период — 2,3 года — имеет комета Вильсона — Харрингтона. Она наблюдалась в 1949 г., а затем была утеряна. Комета Энке — Баклунда (названа так по фамилиям двух крупных ученых, изучавших ее сложное движение) с периодом в 3,3 года наблюдается с 1786 г. и поныне. За это время она 55 раз возвращалась к Солнцу. У кометы Галлея, имеющей период около 76 лет, просле­жены с помощью древних летописей все ее появ­ления начиная с глубокой древности.

Кометные орбиты, являющиеся огромными сильно вытянутыми эллипсами, наклонены к плоскости эклиптики1 под всевозможными углами и вообще совершенно беспорядочно ориентированы в пространстве. Кометы, обла­дающие такими орбитами, движутся среди пла­нет по всевозможным направлениям. У перио­дических комет, имеющих меньшие орбиты, движение более упорядоченное — у них начи­нают преобладать движения в ту же сторону, в которую движутся планеты. Особенно упоря­доченное движение у короткопериодических комет с периодами менее 10 лет. Они обра­зуют так называемое кометное семейство Юпи­тера. Все эти кометы имеют умеренно вытяну­тые, малонаклоненные к эклиптике орбиты, и все они движутся вокруг Солнца в прямом направлении — как и планеты. Афелии (самые далекие от Солнца точки) их орбит лежат неда­леко от орбиты Юпитера, и потому его притя­жение оказывает особенно сильное влияние на их движение.

Время от времени та или иная комета сбли­жается с какой-либо массивной планетой и это приводит к резкому изменению ее орбиты. Если при этом перигелийное расстояние (расстоя­ние, когда комета ближе всего к Солнцу) суще­ственно увеличится, то комета может стать не­доступной для наблюдения. С другой стороны, как показали расчеты, многие периодические кометы двигались раньше по своим орбитам с большим перигелийным расстоянием и были открыты вскоре после того, как сближение с Юпи­тером перевело их на орбиты, приводящие их в окрестности Солнца.

Поперечник головы кометы обычно состав­ляет десятки и сотни тысяч километров, но, например, у кометы 1680 г. и у первой кометы 1811 г. он превышал миллион километров, т. е. был почти как поперечник Солнца. Яр­кость хвоста кометы уменьшается постепен­но, и потому длина видимой части хвоста — до того места, где он сливается с фоном неба, сильно зависит от черноты неба, применяемого телескопа и других причин. Обычно длина хвоста составляет миллионы и десятки миллио­нов километров. Но у яркой кометы 1680 г.. имевшей гигантскую голову, хвост был виден на протяжении 300 млн. км, т. е. его длина была вдвое больше расстояния от Земли до Солнца.

Наблюдения ярких комет уже давно поз­волили накопить данные о хвостах. Они послу­жили основой для изучения их природы. Еще Кеплер высказал правильную мысль, что обра­зование кометных хвостов, направленных в сто­рону от Солнца, обусловлено отталкивательным действием Солнца на вещество, из которого состоят эти хвосты.

Изучая наблюдения хвостов различных ко­мет, Ф. А. Бредихин в 70-х годах прошлого века обнаружил, что все кометы по величине отталкивательной силы Солнца, действующей в их хвостах, разделяются на три группы.

 

Некоторые кометы, например яркие кометы 1811, 1843, 1874 гг., имели прямые хвосты, направленные почти прямо от Солнца (они лишь слегка отклонялись в сторону, обратную движению кометы). Бредихин нашел, что на ча­стицы, образующие эти хвосты, названные им хвостами I типа, действует отталкивательная сила Солнца, в десятки раз превосходящая притяжение.

Другие кометы, например комета Донати 1858 г., имели широкие хвосты, изогнутые в виде рога. В этих хвостах, названных хво­стами II типа, отталкивательная сила прибли­зительно равна притяжению или раза в два больше.

Наконец, встречаются хвосты III типа, обычно короткие и очень сильно отклоненные назад от прямой, соединяющей комету с Солнцем. На частицы этих хвостов действуют лишь небольшие отталкивательные силы — от нич­тожно малых до 1/41/3 силы притяжения.

У ярких комет, которые в основном исследо­вались Ф. А. Бредихиным , хвосты разных типов встречаются примерно одинаково часто. Больше того, многие из них имели одновременно по нескольку хвостов. У слабых комет, исследован­ных советским астрономом С. В. Орловым (1880—1958), хвосты I типа встречаются чаще всего, а хвосты II и III типов — очень редко.

Как показали спектроскопические наблю­дения, свечение оболочек головы кометы и хвос­та создается газовыми молекулами и пылью. Голова и хвост кометы совершенно прозрачны. Когда комета оказывается между Землей и ка­кой-либо звездой, свет этой звезды доходит до нас без малейшего ослабления. Значит, газы и пыль в кометах чрезвычайно разреже­ны. С этим хорошо согласуется и тот факт, что массы комет, несмотря на их огромные раз­меры, во много раз превышающие размеры планет, в миллиарды раз меньше планетных масс.

Даже при тесных сближениях комет с неболь­шими планетами земной группы ни разу не уда­лось заметить изменения движения планеты под действием притяжения кометы.

При измерении размеров яркого звездоподобного ядра, наблюдающегося у многих комет, оказалось, что его поперечник убывает по мере приближения кометы к Земле. Следовательно, это не настоящее ядро кометы, а просто центральный, более яркий сгусток газа и пыли. Тем не менее не подлежит сомнению, что в голове кометы должно иметься какое-то твердое веще­ство — источник тех газов и пыли, которые определяют внешний вид и свечение комет.

В 60-х годах прошлого столетия было обна­ружено, что некоторые кометы и потоки мете­орных частиц движутся по одним и тем же путям. После этого большинство астрономов, следуя идее итальянского астронома Джованни Вирджинио Скиапарелли (1835 —1910), стали считать, что ядром кометы является до­вольно плотный рой метеорных частиц, а распад ядра ведет к образованию метеорного потока. Связь метеорных потоков с распадом комет наглядно подтверждалась обильнейши­ми метеорными дождями, которые наблюдались в 1872 и 1885 гг., в дни, когда Земля пересе­кала орбиту кометы Биэла. За несколько десят­ков лет до этого комета Биэла разделилась на глазах у астрономов на две кометы, а затем и вовсе исчезла. Около 1950 г. удалось устано­вить, что ядра комет в основном являются срав­нительно небольшими ледяными телами, состоящими из замерзших газов. В них присутствуют всевозможные льды — и обычный водяной лед, и сухой лед из твердой углекислоты, подобный тому, которым пользуются продавцы мороже­ного, и многие другие льды. Поперечники кометных ядер бывают обычно от нескольких сотен метров до нескольких километров, и по­тому ядра остаются невидимыми.

Тела и частицы, кружащиеся вокруг Солн­ца во внутреннем районе планетной системы и непрерывно прогреваемые его лучами, состо­ят из каменистых нелетучих веществ. Пред­ставители таких тел — падающие на Землю метеориты. Но во внешних, холодных районах планетной системы, откуда как раз и приходят кометы, небольшие тела имеют ледяной состав.

Когда ледяное кометное ядро приближается к Солнцу и начинает прогреваться его лучами, газы испаряются и прямо переходят из твер­дого состояния в газообразное (подобно тому как испаряется, например, нафталин). Пока комета находится далеко от Солнца, газы испа­ряются слабо, мы видим их лишь в окрест­ностях ядра, где они плотнее, т. е. нам видна лишь голова кометы с ее туманными оболоч­ками. Когда же комета подходит ближе к Солн­цу и испарение усиливается, то обычно ста­новится виден разреженный поток газов, отго­няемый прочь отталкивательным действием Солнца, или даже несколько таких потоков, т. е. один или несколько хвостов кометы.

Кроме замороженных газов, в кометном ядре имеются также нелетучие каменистые вещества. От них происходят пылинки, а также более крупные частицы, которые покидают ядро, увлекаемые потоком испаряющихся га­зов. Кометные ядра столь малы, что сила тяже­сти на их поверхности в десятки тысяч раз меньше, чем на Земле. Поэтому даже слабый поток газов способен сдуть плотные частички размером до нескольких миллиметров и рых­лые частички размером до нескольких санти­метров. Сдутые частички имеют очень малые скорости по отношению к ядру и потому дви­жутся по орбитам, очень близким к орбитам самой кометы. Одни из них опережают комету и уходят все дальше вперед, другие все боль­ше и больше отстают. Через несколько оборотов получается поток частиц, распределенных вдоль всей орбиты кометы-родоначальницы. Это и есть процесс образования метеорного потока в результате распада кометного ядра. В то время как мелкие частицы сдуваются прочь, крупные остаются на поверхности ядра. Таким путем у периодических комет после нескольких приближений к Солнцу на поверх­ности образуется корка, предохраняющая внут­ренние части от нагревания и замедляющая испарение льдов. Без такой предохранитель­ной корки комета Энке не могла бы выдержать более 50 возвращений к Солнцу, при каждом из которых она подходит к нему на расстояние в 3 раза меньшее, чем расстояние от Земли до Солнца. Тем не менее каждое приближение кометы к Солнцу сопровождается невосполняе­мой потерей газов, и раньше или позже комета, приближающаяся к Солнцу, должна исчерпать свой запас газов и распасться. Чем короче период обращения кометы, тем чаще она воз­вращается • к Солнцу, тем быстрее протекает процесс ее разрушения.

Если бы комета просто отражала солнеч­ные лучи, то при изменении ее расстояния от Солнца суммарный блеск ее изменялся бы обратно пропорционально квадрату расстоя­ния. На самом деле свечение определяется газами, находящимися в голове, и зависит от их количества. В свою очередь количество газов зависит от скорости их выделения из ядра, а эта скорость — от температуры ядра, определяемой расстоянием кометы от Солнца. Поэтому получается, что суммарный блеск ко­меты возрастает при ее приближении к Солнцу гораздо быстрее, чем по закону обратных квад­ратов расстояний. Суммарный блеск возрастает в 15—20 раз при приближении к Солнцу в 2 раза. И наоборот, при увеличении расстоя­ния блеск столь же быстро убывает.

Свечение газов в кометах — это переизлу­чение солнечного света. Причем переизлуча­ются лишь лучи определенных длин волн, характерных для данной молекулы.

Как показывает излучение спектров, почти у всех комет излучения головы порождаются нейтральными молекулами, состоящими из двух или трех атомов. Главное свечение дают моле­кулы С2. Их излучения лежат в видимой обла­сти спектра, в том числе и в зеленой части, к которой глаз особенно чувствителен.

Применение фотографии к изучению кометных спектров позволило обнаружить в кометах многочисленные молекулы ядовитого газа циа­на (CN). Излучение их лежит в невидимой ультрафиолетовой части спектра. Когда уда­лось глубже изучить ультрафиолетовые лучи, были открыты излучения молекул ОН (гидро­ксид) и NH. С появлением фотопластинок, чувствительных к красным лучам, были обна­ружены излучения молекулы NH2. Наблю­даются также слабые излучения трехатомной молекулы углерода (С3) и углеводородной моле­кулы (СН).

В головах комет, подходящих близко к Солнцу, кроме излучений перечисленных выше 7 молекул, появляются также излучения атомов некоторых металлов. На расстояниях, меньших 0,7—0,8 астрономической единицы, в спектре головы появляется желтая линия натрия. У комет же, приближавшихся к Солн­цу на расстояние меньше 0,01 астрономической единицы (например, вторая комета 1882 г.), наблюдались линии железа, никеля и, по-види­мому, хрома.

Хвосты I типа образованы ионизованными газами. Главное свечение их происходит от молекул окиси углерода (СО) и азота (N2), у которых оторвано по одному электрону. Кроме того, наблюдается слабое излучение ионизованных молекул углекислого газа (СO2) и углеводорода (СН).

 

Хвосты II типа состоят из нейтральных молекул — тех же самых, которые наблюда­ются в голове. Наконец, хвосты III типа состоят из пылинок различных размеров. Неко­торые астрономы не согласны с газовой при­родой хвостов II типа и считают, что они тоже состоят из пылинок, но только особенно мелких.

Список молекул, присутствующих в коме­тах, заведомо неполон. Нам известны лишь те из них, которые дают достаточно яркие излучения, и притом лежащие в той области спектра, которая ныне доступна наблюдениям. Все молекулы, наблюдаемые в кометах, явля­ются химически неустойчивыми радикалами — они обладают свободными, ненасыщенными ва­лентностями и потому стремятся объединиться в более сложные молекулы. Но головы и хвосты комет так разрежены, что столкновения моле­кул (при которых они только и могут объеди­ниться) происходят крайне редко и благодаря этому химически неустойчивые радикалы могут сохраняться долгое время.

Ф. А. Бредихин, изучая хвосты комет, пред­полагал, что отталкивательное действие Солн­ца, приводящее к появлению кометных хво­стов, имеет электрическую природу. Этот взгляд был впервые высказан еще М. В. Ломо­носовым, который писал о кометах: «... блед­ного сияния и хвостов причина недовольно еще изведана, которую я без сомнения в элект­рической силе полагаю».

На рубеже XIX и XX столетий выдающийся русский физик П. Н. Лебедев (1866—1912) доказал, что на мелкие пылинки давит свет. В то же время теоретические соображения ука­зывали, что свет должен давить и на газовые молекулы.

В настоящее время не подлежит сомнению, что электрические силы и силы светового давления играют в кометах важную роль. Отталкивательные силы, действующие на ней­тральные молекулы и на пылинки, целиком определяются световым давлением Солнца. Газы непрерывно выделяются из ядра кометы, пока оно движется через внутренние районы планетной системы и достаточно прогревается Солнцем. Когда нейтральных молекул много, они видны не только в пределах головы кометы. Виден также поток молекул, навсегда уно­симых прочь световым давлением, т. е. хвост II типа. Твердые частицы, все время поки­дающие ядро вместе с газами, слишком немно­гочисленны, чтобы образовать заметный пыле­вой хвост. Но иногда случается, что из ядра вырывается целое облако пылевых частиц раз­ных размеров. Крупные пылинки слабо оттал­киваются Солнцем и остаются вблизи ядра, а более мелкие, отталкиваемые сильнее, отхо­дят дальше. Таким образом, облако пылинок растягивается в полоску — хвост III типа. Через несколько дней пылинки рассеиваются, и хвост III типа исчезает.

Иначе обстоит дело в хвостах I типа. Боль­шие отталкивательные силы, действующие в этих хвостах, их струйчатое строение и другие особенности не могут быть объяснены свето­вым давлением. Они связаны с тем, что эти хвосты состоят из ионизованных, т. е. электри­чески заряженных, молекул. По современным представлениям, пока еще не до конца разра­ботанным, хвосты I типа образуются в резуль­тате взаимодействия ионизованных кометных молекул с потоками заряженных корпускул, испускаемых Солнцем.

Путем тщательного изучения самых боль­ших, наиболее вытянутых кометных орбит гол­ландский астроном Оорт в 1950 г. показал, что солнечная система окружена сейчас огром­ным облаком комет (вернее, кометных ядер). Облако это простирается до расстояний в 100— 200 тыс. астрономических единиц (15—30 трил­лионов км) от Солнца и содержит около 1011 (т. е. около ста миллиардов) комет. Почти все они движутся по орбитам, перигелии которых лежат далеко за пределами планетных орбит. Они не приближаются близко к Солнцу и не растрачивают своих запасов газов. В райо­не афелиев своих орбит эти кометные ядра испытывают заметные притяжения со стороны ближайших к Солнцу звезд, которые изменяют их движение, а следовательно, и их орбиты. Случается, что притяжение другой звезды отры­вает комету от Солнца, так что запас комет в облаке постепенно уменьшается. Время от времени измененная орбита оказывается такой, что приводит кометное ядро в окрест­ности Солнца, из него начинают выделяться газы, и мы можем наблюдать комету, движу­щуюся по крайне вытянутой, почти парабо­лической орбите.

Пролетая среди планет, кометы подверга­ются действию их притяжения и снова несколь­ко изменяют свои орбиты. В тех случаях, когда планетные притяжения уменьшают ско­рость кометы, размеры орбиты сокращаются, комета начинает чаще возвращаться к Солнцу, вновь и вновь меняя свою орбиту под действием планетных притяжений и теряя газы под дей­ствием солнечного тепла.

Образование облака комет, окружающего солнечную систему, протекало в эпоху обра­зования планет — несколько миллиардов лет на­зад — и, по-видимому, из вещества, остав­шегося при формировании планет-гигантов.

Среди множества разнообразнейших кометных орбит есть и такие, которые пересекают орбиты планет, в том числе и орбиту Земли. Поэтому изредка должны происходить столк­новения планет с кометными ядрами. Судя по всем данным, взрыв Тунгусского метеорита был на самом деле столкновением Земли не с обычным крупным метеоритом, а с ядром небольшой кометы поперечником менее 100 м.

1 Плоскость эклиптики — плоскость земной орби­ты, вблизи которой расположены и орбиты других планет.

 





 
 
-------------------------------------------------------
Календарь
«  Январь 2017  »
ПнВтСрЧтПтСбВс
      1
2345678
9101112131415
16171819202122
23242526272829
3031

Новые статьи
Каталог статей
Как подготовить ребенка к школе
Освоение навыков чтения
Природные материалы на уроках труда

Статистика




 
Адрес почты Вопросы по рекомендациям, размещению рекламы и обратных ссылок обращайтесь pochta@enciklopediya1.ru
2013 © 2017