Üldine informatsioon

Arvatavasti lendavad pika perioodi komeedid meile miljoneid komeedituumasid sisaldavast Oorti pilvest. Päikesesüsteemi äärealadel asuvad kehad koosnevad reeglina lenduvatest ainetest (vesi, metaan ja muud jääd), mis Päikesele lähenedes aurustuvad.

peal Sel hetkel avastatud on üle 400 lühiajalise komeedi. Neist umbes 200 on täheldatud rohkem kui ühes periheeli läbipääsus. Paljud neist on arvatud nn perekondadesse. Näiteks umbes 50 kõige lühema perioodi komeeti (nende täispööre ümber Päikese kestab 3–10 aastat) moodustavad Jupiteri perekonna. Veidi väiksem kui Saturni, Uraani ja Neptuuni perekonnad (viimase hulka kuulub eelkõige kuulus komeet Halley).

Kosmosesügavustest väljuvad komeedid näevad välja nagu udused objektid, mille taga sirutub saba, ulatudes kohati miljonite kilomeetrite pikkuseks. Komeedi tuum on tahketest osakestest ja jääst koosnev keha, mida varjab udune kest, mida nimetatakse koomaks. Mitmekilomeetrise läbimõõduga tuumal võib olla 80 000 km läbimõõduga kooma. Päikesevalguse ojad löövad koomast välja gaasiosakesed ja paiskavad need tagasi, tõmmates need pika suitsusaba sisse, mis tema selja taga kosmoses lohiseb.

Komeetide heledus sõltub väga palju nende kaugusest Päikesest. Kõigist komeetidest läheneb Päikesele ja Maale vaid väga väike osa, et neid palja silmaga näha. Kõige tähelepanuväärsemaid neist nimetatakse mõnikord "suurteks komeetideks".

Komeetide ehitus

Komeedid liiguvad piklike elliptiliste orbiitidega. Pange tähele kahte erinevat saba.

Reeglina koosnevad komeedid "peast" - väikesest heledast tromb-südamikust, mida ümbritseb kerge udune kest (kooma), mis koosneb gaasidest ja tolmust. Heledates komeetides moodustub Päikesele lähenedes “saba” - nõrk helendav riba, mis kerge rõhu ja päikesetuule mõjul on enamasti suunatud meie valgustist vastupidises suunas.

Komeetide taevarändurite sabad erinevad pikkuse ja kuju poolest. Mõned komeedid sirutavad neid üle taeva. Näiteks 1944. aastal ilmunud komeedi saba [ täpsustada], oli 20 miljonit km pikk. Komeedil C/1680 V1 oli saba, mis ulatus 240 miljoni km pikkuseks.

Komeetide sabadel pole teravaid piirjooni ja need on praktiliselt läbipaistvad - läbi nende on selgelt näha tähed - kuna need on moodustatud üliharuldasest ainest (selle tihedus on palju väiksem kui tulemasinast eralduva gaasi tihedus). Selle koostis on mitmekesine: gaas või väikseimad tolmuosakesed või nende segu. Enamiku tolmuterade koostis on sarnane Päikesesüsteemi asteroidmaterjaliga, mis selgus kosmoselaeva Stardust komeedi Wild (2) uurimise tulemusena. Sisuliselt on see "nähtav mitte midagi": inimene saab komeetide sabasid jälgida ainult seetõttu, et gaas ja tolm hõõguvad. Sel juhul seostatakse gaasi hõõgumist selle ionisatsiooniga ultraviolettkiired ja Päikese pinnalt paiskuvad osakeste ojad ning tolm lihtsalt hajutab päikesevalgust.

Komeetide sabade ja kujundite teooria töötas 19. sajandi lõpus välja vene astronoom Fjodor Bredihhin (-). Talle kuulub ka komeedi sabade klassifikatsioon, mida kasutatakse kaasaegses astronoomias.

Bredikhin soovitas liigitada komeetide sabad kolme põhitüüpi: sirged ja kitsad, suunatud otse Päikeselt; lai ja kergelt kumer, päikesest kõrvale kalduv; lühike, keskvalgustist tugevalt kõrvale kaldunud.

Astronoomid selgitavad seda erinevaid vorme komeedi sabad järgmiselt. Komeete moodustavad osakesed on erineva koostise ja omadustega ning reageerivad päikesekiirgusele erinevalt. Seega nende osakeste teed kosmoses "lahknevad" ja kosmoserändurite sabad võtavad erineva kuju.

Komeedid lähedalt

Mis on komeedid ise? Astronoomid said neist ammendava ettekujutuse tänu edukatele "külastustele" linnas Halley komeedi juurde kosmoselaev"Vega-1" ja "Vega-2" ning Euroopa "Giotto". Nendele sõidukitele paigaldatud arvukad instrumendid edastasid Maale pilte komeedi tuumast ja mitmesugust teavet selle kesta kohta. Selgus, et Halley komeedi tuum koosneb peamiselt tavaline jää(väikeste süsihappegaasi ja metaani jääga), samuti tolmuosakesi. Just nemad moodustavad komeedi kesta ja Päikesele lähenedes lähevad osa neist – päikesekiirte ja päikesetuule survel – sabasse.

Halley komeedi tuuma mõõtmed, nagu teadlased õigesti arvutasid, on võrdsed mitme kilomeetriga: pikkus 14, põikisuunas 7,5.

Halley komeedi tuum on ebakorrapärane kuju ja pöörleb ümber telje, mis, nagu Saksa astronoom Friedrich Bessel (-) soovitas, on peaaegu risti komeedi orbiidi tasapinnaga. Pöörlemisperioodiks osutus 53 tundi – mis klappis taas hästi astronoomide arvutustega.

NASA kosmoseaparaat Deep Impact rammis komeeti Tempel 1 ja edastas selle pinnast pilte.

Komeedid ja Maa

Komeetide massid on tühised – umbes miljard korda väiksem kui Maa mass ja nende sabadest väljuva aine tihedus on praktiliselt null. Seetõttu ei mõjuta "taevased külalised" kuidagi Päikesesüsteemi planeete. Maikuus läbis Maa näiteks Halley komeedi saba, kuid meie planeedi liikumises muutusi ei toimunud.

Teisest küljest võib suure komeedi kokkupõrge planeediga põhjustada ulatuslikke tagajärgi planeedi atmosfääris ja magnetosfääris. Hea ja küllaltki hästi uuritud näide sellisest kokkupõrkest oli 1994. aasta juulis komeedi Shoemaker-Levy 9 prahi kokkupõrge Jupiteriga.

Lingid

• Komeedi Shoemaker-Levy 9 kokkupõrge Jupiteriga: mida me nägime (meie päevade füüsika)

Bibliograafiline kirjeldus: Falkovskaja VD, Kosareva VN komeedid ja nende uurimine kosmoselaevade abil // Noor teadlane. 2015. №3. S. 132-134..02.2019).



Selles artiklis räägin teile komeetidest ja nende uurimisest kosmoselaevade abil. Kõigepealt vaatame komeedi definitsiooni. Komeet on väike udune taevakeha, mis tiirleb pikendatud orbiidiga koonilisel lõigul ümber Päikese. Päikesele lähenedes moodustab komeet kooma ja mõnikord gaasi- ja tolmusaba. Arvatakse, et komeedid saabuvad päikesesüsteemi Oorti pilvest, mis sisaldab tohutul hulgal komeedituumi. Kehad koosnevad reeglina lenduvatest ainetest, mis Päikesele lähenedes aurustuvad.

Komeedid jagunevad lühiajalisteks ja pikaajalisteks, hetkel on avastatud üle 400 lühiajalise komeedi. Paljud neist on arvatud nn perekondadesse. Näiteks enamik lühima perioodi komeete (nende täispööre ümber Päikese kestab 3–10 aastat) moodustavad Jupiteri perekonna. Veidi väiksem kui Saturni, Uraani ja Neptuuni perekonnad. Komeedid näevad välja nagu udused objektid, mille sabad ulatuvad mõnikord miljonite kilomeetriteni. Komeedi tuum on tahketest osakestest koosnev keha, mis on mähitud hägusesse kesta, mida nimetatakse koomaks. Mitmekilomeetrise läbimõõduga tuumal võib olla 80 000 km läbimõõduga kooma. Päikesevalguse vood löövad koomast välja gaasiosakesed ja paiskavad need tagasi, tõmmates need pika suitsusaba sisse, mis järgib teda läbi kosmose.

Komeetide heledus sõltub suuresti nende kaugusest Päikesest. Kõigist komeetidest läheneb Päikesele ja Maale vaid väga väike osa, et neid palja silmaga näha. Komeedi struktuur. Komeet koosneb tuumast, koomast ja sabast. Komeedi tuum on tahke osa, millesse on koondunud peaaegu kogu tema mass.Kõige levinum on Whipple'i mudel. Selle mudeli kohaselt on tuum jää segu, mis on segatud meteoriitse aine osakestega. Sellise struktuuri korral vahelduvad külmunud gaaside kihid tolmukihtidega. Kui gaasid kuumenevad, kannavad nad endaga kaasa tolmupilvi. See võimaldab seletada gaasi- ja tolmusabade teket komeetides, kuid Ameerika automaatjaama "Deep Impact" abil tehtud uuringute kohaselt koosneb südamik lahtisest materjalist ja on pooridega tolmukamakat.

Kooma on tuuma ümbritsev kerge udune kest, mis koosneb gaasidest ja tolmust. Tavaliselt ulatub see tuumast 100 000 kuni 1,4 miljoni kilomeetri kaugusele. Kooma koos tuumaga moodustab komeedi pea. Kooma koosneb kolmest põhiosast:

a) Sisemine kooma, kus toimuvad kõige intensiivsemad füüsikalised ja keemilised protsessid.

b) Nähtav kooma.

c) Ultraviolett (aatomi) kooma.

Heledates komeetides moodustub Päikesele lähenedes "saba" - helendav riba, mis päikesetuule mõjul on suunatud Päikesest vastassuunas. Komeedi sabad on erineva pikkuse ja kujuga. Näiteks 1944. aasta komeedi saba oli 20 miljonit km pikk. 1680. aasta "Suure komeedi" saba oli 240 miljonit km pikk. Oli ka juhtumeid, kus saba eraldus komeedist (Komeet Lulin).Komeetide sabad ei ole teravate piirjoontega ja on peaaegu läbipaistvad, kuna on tekkinud haruldasest ainest. Saba koostis on mitmekesine: gaasi- või tolmuosakesed või nende segu.

Komeetide sabade ja vormide teooria töötas välja Vene astronoom Fjodor Bredihhin. Ta kuulub ka komeedi sabade klassifikatsiooni. Bredikhin pakkus välja kolme tüüpi komeedi sabad:

a) sirge ja kitsas, suunatud otse Päikeselt;

b) lai ja kumer, Päikesest kõrvale kalduv;

c) lühike, keskvalgustist tugevasti kõrvalekalduv.

Komeete moodustavad osakesed on erineva koostise ja omadustega ning reageerivad päikesekiirgusele erinevalt. Seega nende osakeste liikumisteed kosmoses “lahkuvad”, kosmoserändurite sabad omandavad erineva kuju.Osakekese kiirus on komeedi kiiruse ja Päikese toimel omandatud kiiruse summa. . Kui palju komeedi saba erineb suunast Päikeselt komeedile, sõltub osakeste massist ja Päikese tegevusest.

Komeetide uurimine. Me kõik teame, et inimesed on komeetide vastu alati erilist huvi tundnud. Nemad ebatavaline vaade ja välimuse ootamatus oli ebausu allikas. Vanad seostasid nende kosmiliste kehade ilmumist taevasse eelseisvate probleemide ja raskete aegade algusega. kosmoselaevade "Vega-1" ja "Vega-2" komeedile "Halley" ning Euroopa "Giottole". Nende seadmete arvukad seadmed edastasid Maale pilte komeedi tuumast ja teavet selle kesta kohta. Selgus, et Halley komeedi tuum koosneb jääst, aga ka tolmuosakestest. Need moodustavad komeedi kesta ja Päikesele lähenedes muutub osa neist sabaks Halley komeedi tuum on ebakorrapärase kujuga ja pöörleb ümber telje, mis on peaaegu risti komeedi orbiidi tasapinnaga.

Praegu uuritakse Tšuryumovi-Gerasimenko komeedi kosmoselaeva Rosetta abil. Vaatame lähemalt Rosetta kosmoselaeva. Rosetta kosmoseaparaadi projekteeris ja valmistas Euroopa Kosmoseagentuur koostöös NASAga. See koosneb kahest osast: sondist Rosetta ja laskumissõidukist Fila.Kosmoselaev saadeti 2. märtsil 2004 Tšurjumovi-Gerasimenko komeedile. Rosetta on esimene kosmoselaev, mis tiirleb ümber komeedi.

Komeedi lähedal asuva aparaadi töö. 2014. aasta juulis sai Rosetta esimesed andmed Tšurjumovi-Gerasimenko komeedi oleku kohta. Seade tegi kindlaks, et komeedi tuum laseb igas sekundis ümbritsevasse ruumi umbes 300 milliliitrit vett. 3. augustil 2014 saadi 285 km kauguselt pilt eraldusvõimega 5,3 meetrit / pixel.Komeedi pinna kujutised saadi OSIRIS süsteemi (Rosettale paigaldatud teadusliku pilditöötlussüsteemi) abil. 2014. aasta septembri alguses koostati pinnase kaart, kus on välja toodud mitmed piirkonnad, millest igaüht iseloomustab spetsiifiline morfoloogia. Registreeriti vesiniku ja hapniku olemasolu komeedi koomas.

12. novembril teatas ESA, et Philae kosmoselaev on Rosetta sondi küljest lahti löönud ja laskunud komeedi tuuma pinnale. Aega kulus umbes seitse tundi. Selle aja jooksul tegi seade pilte nii komeedist endast kui ka Rosetta sondist. Nii toimus 12. novembril 2014 maailma esimene laskumissõiduki pehme maandumine komeedi pinnale. 14. novembril täitis Philae maandur oma peamised teaduslikud ülesanded ja edastas kõik teadusriistade tulemused Rosetta kaudu Maale.

15. novembril lülitus Philae energiasäästurežiimile. valgustus päikesepaneelid oli akude laadimiseks ja masinaga suhtlemiseks liiga madal. Teadlaste sõnul peaks komeedi Päikesele lähenedes genereeritud energia hulk suurenema väärtusteni, mis on piisavad, et seade sisse lülitada.

13. juunil 2015 väljus Philae vähese energiatarbega režiimist, side seadmega loodi.13. augustil 2015 jõudis Tšurjumovi-Gerasimenko komeet periheeli - Päikesele lähima lähenemise punkti. Sellel sündmusel on sümboolne tähendus, kuna esimest korda kosmoseuuringute ajaloos möödus koos komeedi periheeliga inimese loodud automaatjaam Päikesele lähimas lähenemispunktis olid komeet ja Rosetta jaam kl. meie tähest umbes 186 miljoni km kaugusel. Selles piirkonnas osutub kosmoseobjekt kord kuue ja poole aasta jooksul - nii kaua kestab komeedi pöördeperiood ümber Päikese. Nüüd liiguvad Tšuryumov-Gerasimenko ja Rosetta komeedid umbes kiirusega 34,2 km/s. Paar asub Maast umbes 265,1 miljoni km kaugusel.Rosetta teadusprogramm kestab veel umbes aasta – kuni 2016. aasta septembrini. See võimaldab lisaks juba saadud teabele koguda palju olulist teaduslikku teavet. Euroopa Kosmoseagentuur teatas, et Tšurjumovi-Gerasimenko komeedil on leitud elu tekkeks vajalikud tingimused.

Philae sond leidis komeedi pinnalt 16 süsiniku- ja lämmastikurikast orgaanilist ühendit, sealhulgas neli ühendit, mida varem komeetidelt ei leitud. Mõned neist ühenditest "mängivad võtmerolli aminohapete, suhkrute ja nukleiinide sünteesis", mis on elu tekke olulised komponendid, öeldakse ESA avalduses. Formaldehüüd osaleb näiteks riboosi moodustumisel, mille derivaat on DNA komponent,» teatas agentuur.

Teadlaste arvates viitab selliste keeruliste molekulide olemasolu komeedis sellele, et keemilised protsessid võisid mängida võtmerolli elu tekkimise tingimuste kujundamisel. On püstitatud hüpotees, mille kohaselt võivad komeedil esineda tulnukat päritolu mikroobid. Just elusorganismide olemasolu jää all võimaldab seletada orgaaniliste ühendite rikast musta maakoort. Teooriat on võimatu kinnitada, kuna ei Rosetta ega Philae polnud varustatud instrumentidega, mis võimaldasid elujälgi otsida.

Rosetta missiooni liikmed jõudsid järeldusele, et Tšurjumovi-Gerasimenko komeedil pole oma magnetvälja.

Komeetide omaduste uurimine peaks aitama teadlastel valgustada Päikesesüsteemis objektide tekke käigus toimunud protsesse. Eelkõige kohalolek magnetväli komeetides võib see olla tõend selle kohta, et just tänu magnetilisele vastasmõjule ühinesid väikseimad osakesed omavahel. Samal ajal võib oma magnetvälja puudumine sundida teadlasi mõnevõrra muutma tunnustatud teooriat objektide tekke kohta päikesesüsteemis.

Kirjandus:

1. Komeet. https://ru.wikipedia.org/wiki/ %D0 %9A %D0 %BE %D0 %BC %D0 %B5 %D1 %82 %D0 %B0#.D0.98.D0.B7.D1.83. D1.87.D0.B5.D0.BD.D0.B8.D0.B5_.D0.BA.D0.BE.D0.BC.D0.B5.D1.82
2. Komeet Churyumov-Gerasimenko jõudis periheeli http://www.3dnews.ru/918592?from=related-block
3. Aparaadi töö komeedi lähedal http://tunguska.ru/forum/index.php?topic=1019.0

Artikli sisu

KOMEET, väike taevakeha, mis liigub planeetidevahelises ruumis ja vabastab Päikesele lähenedes ohtralt gaasi. Komeetidega seostatakse erinevaid füüsikalisi protsesse alates jää sublimatsioonist (kuivaurustumisest) kuni plasmanähtusteni. Komeedid on päikesesüsteemi moodustumise jäänused, üleminekuetapp tähtedevahelisele ainele. Komeete vaatlevad ja isegi avastavad sageli amatöörastronoomid. Mõnikord on komeedid nii eredad, et tõmbavad kõigi tähelepanu. Varem tekitas heledate komeetide ilmumine inimestes hirmu ja oli kunstnike ja karikaturistide inspiratsiooniallikas.

Liikumine ja ruumiline jaotus.

Kõik või peaaegu kõik komeedid on koostisosad Päikesesüsteem. Nad, nagu planeedid, järgivad gravitatsiooniseadusi, kuid liiguvad väga omapäraselt. Kõik planeedid tiirlevad ümber Päikese samas suunas (mida nimetatakse "edasi", mitte "tagurpidi") peaaegu ringikujulistel orbiitidel, mis asuvad ligikaudu samal tasapinnal (ekliptika) ja komeedid liiguvad nii edasi kui ka tagasi. väga piklikud ( ekstsentrilised) orbiidid, mis on alla kaldu erinevad nurgad ekliptikale. Just liikumise iseloom annab komeedi kohe välja.

Pikaajalised komeedid (orbiidiperioodiga üle 200 aasta) pärinevad piirkondadest, mis asuvad tuhandeid kordi kaugemal kui enamik kauged planeedid ja nende orbiidid on erinevate nurkade all kaldu. Lühiajalised komeedid (alla 200 aasta pikkused perioodid) pärinevad välisplaneetide piirkonnast, liikudes edasi mööda orbiite, mis asuvad ekliptika lähedal. Päikesest eemal komeetidel pole tavaliselt "sabasid", kuid mõnikord on neil "tuuma" ümbritsev vaevunähtav "kooma"; koos nimetatakse neid komeedi "peaks". Päikesele lähenedes suureneb pea ja ilmub saba.

Struktuur.

Kooma keskel on tuum - mitmekilomeetrise läbimõõduga tahke keha või kehade konglomeraat. Peaaegu kogu komeedi mass on koondunud selle tuuma; see mass on miljardeid kordi väiksem kui Maa. F. Whipple'i mudeli järgi koosneb komeedi tuum segust mitmesugused jääd, enamasti vesijää, mis on segatud külmutatud süsihappegaasi, ammoniaagi ja tolmuga. Seda mudelit kinnitavad nii astronoomilised vaatlused kui ka otsesed mõõtmised kosmoselaevadelt komeetide Halley ja Giacobini–Zinner tuumade läheduses aastatel 1985–1986.

Kui komeet Päikesele läheneb, siis selle tuum kuumeneb ja jää sublimeerub, s.t. aurustuda sulamata. Tekkiv gaas hajub tuumast igas suunas, võttes endaga kaasa tolmuosakesed ja tekitades kooma. Päikesevalguse poolt hävitatud veemolekulid moodustavad komeedi tuuma ümber tohutu vesinikkrooni. Lisaks päikese külgetõmbejõule mõjutavad komeedi haruldast ainet ka tõukejõud, mille mõjul tekib saba. Päikesevalguse rõhk mõjutab neutraalseid molekule, aatomeid ja tolmuosakesi, ioniseeritud molekule ja aatomeid aga tugevamini päikesetuule rõhk.

Saba moodustavate osakeste käitumine sai palju selgemaks pärast komeetide vahetut uurimist aastatel 1985–1986. Plasmasabal, mis koosneb laetud osakestest, on keeruline magnetiline struktuur, millel on kaks erineva polaarsusega piirkonda. Päikese poole suunatud kooma küljel moodustub frontaalne lööklaine, millel on kõrge plasma aktiivsus.

Kuigi sabas ja koomas sisaldub vähem kui miljondik komeedi massist, pärineb 99,9% valgusest nendest. gaasimoodustised, ja ainult 0,1% - tuumast. Fakt on see, et tuum on väga kompaktne ja sellel on ka madal peegelduskoefitsient (albedo).

Mõnikord hävivad komeedid planeetidele lähenedes. 24. märtsil 1993 avastasid astronoomid K. ja Y. Shoemaker Californias Mount Palomari observatooriumis koos D. Levyga Jupiteri lähedalt juba hävinud tuumaga komeedi. Arvutused näitasid, et 9. juulil 1992 möödus komeet Shoemaker-Levy-9 (see on juba üheksas nende avastatud komeet) Jupiteri lähedalt poole planeedi raadiuse kaugusel selle pinnast ja rebenes selle külgetõmbe tõttu laiali. rohkem kui 20 osa. Enne hävitamist oli selle tuuma raadius u. 20 km.

Ahelas välja veninud komeedi killud eemaldusid mööda piklikku orbiiti Jupiterist ning lähenesid seejärel 1994. aasta juulis sellele uuesti ja põrkasid kokku Jupiteri pilvise pinnaga.

Päritolu.

Komeedi tuumad on Päikesesüsteemi esmase aine jäänused, mis moodustasid protoplanetaarse ketta. Seetõttu aitab nende uuring taastada pilti planeetide, sealhulgas Maa tekkest. Põhimõtteliselt võivad mõned komeedid meieni tulla tähtedevahelisest ruumist, kuid seni pole sellist komeeti usaldusväärselt tuvastatud.

gaasi koostis.

Tabelis. 1 on loetletud komeetide peamised gaasikomponendid nende sisalduse kahanevas järjekorras. Gaasi liikumine komeedi sabades näitab, et seda mõjutavad tugevalt mittegravitatsioonijõud. Gaasi kuma on erutatud päikesekiirgus.

ORBIIDID JA KLASSIFIKATSIOON

Selle jaotise paremaks mõistmiseks soovitame lugeda artikleid: TAEVAMEHAANIKA; KOONUSOSAD; ORBIIT; PÄIKESESÜSTEEM.

Orbiit ja kiirus.

Komeedi tuuma liikumise määrab täielikult päikese külgetõmbejõud. Komeedi orbiidi kuju, nagu iga teise keha Päikesesüsteemis, oleneb selle kiirusest ja kaugusest Päikesest. Keha keskmine kiirus on pöördvõrdeline ruutjuur selle keskmisest kaugusest Päikesest ( a). Kui kiirus on alati risti Päikeselt kehale suunatud raadiusvektoriga, siis on orbiit ümmargune ja kiirust nimetatakse ringkiiruseks ( v c) kaugusel a. Päikese gravitatsiooniväljast põgenemise kiirus paraboolsel orbiidil ( vp) korda ringkiirus sellel kaugusel. Kui komeedi kiirus on väiksem vp, siis liigub see elliptilisel orbiidil ümber Päikese ega lahku kunagi päikesesüsteemist. Kui aga kiirus ületab vp, siis möödub komeet Päikesest korra ja lahkub sellest igaveseks, liikudes mööda hüperboolset orbiiti.

Joonisel on kujutatud kahe komeedi elliptilised orbiidid, samuti planeetide peaaegu ringikujulised orbiidid ja paraboolne orbiit. Maad Päikesest eraldaval kaugusel on ringkiirus 29,8 km/s ja paraboolkiirus 42,2 km/s. Maa lähedal on Encke komeedi kiirus 37,1 km/s, Halley komeedi kiirus 41,6 km/s; sellepärast läheb Halley komeet Päikesest palju kaugemale kui Encke komeet.

Komeetide orbiitide klassifikatsioon.

Enamikul komeetidel on elliptilised orbiidid, seega kuuluvad nad Päikesesüsteemi. Tõsi, paljude komeetide jaoks on need väga piklikud ellipsid, mis on parabooli lähedal; Nende sõnul lahkuvad komeedid Päikesest väga kaugele ja pikaks ajaks. Komeetide elliptilised orbiidid on tavaks jagada kahte põhitüüpi: lühiajaliseks ja pikaperioodiks (peaaegu paraboolseks). Piirperioodiks loetakse 200-aastast tiirlemisperioodi.

RUUMILINE JAOTUS JA PÄRITOLU

Peaaegu paraboolsed komeedid.

Sellesse klassi kuuluvad paljud komeedid. Kuna nende pöördeperioodid on miljoneid aastaid, ilmub neist sajandi jooksul Päikese lähedusse vaid üks kümnetuhandik osa. 20. sajandil täheldatud u. 250 sellist komeeti; järelikult on neid miljoneid. Lisaks ei lähene kõik komeedid Päikesele piisavalt, et nähtavaks saada: kui komeedi orbiidi periheel (Päikesele lähim punkt) asub Jupiteri orbiidist kaugemal, siis on seda peaaegu võimatu märgata.

Seda arvestades soovitas Jan Oort 1950. aastal, et ruum ümber Päikese 20-100 tuhande a.u kaugusel. (astronoomilised ühikud: 1 AU = 150 miljonit km, kaugus Maast Päikeseni) on täidetud komeedi tuumadega, mille arvuks hinnatakse 10 12 ja kogumassiks 1–100 Maa massi. Oorti "komeedipilve" välispiiri määrab asjaolu, et sellisel kaugusel Päikesest mõjutab komeetide liikumist oluliselt naabertähtede ja muude massiivsete objektide külgetõmbejõud ( cm. allpool). Tähed liiguvad Päikese suhtes, nende häiriv mõju komeetidele muutub ja see viib komeetide orbiitide arenguni. Nii et juhuslikult võib komeet olla Päikese lähedalt mööduval orbiidil, kuid järgmisel pöördel selle orbiit veidi muutub ja komeet möödub Päikesest kaugel. Selle asemel aga langevad Oorti pilvest Päikese lähedusse pidevalt “uusi” komeete.

lühiajalised komeedid.

Kui komeet Päikese lähedalt möödub, kuumeneb selle tuum ja jää aurustub, moodustades gaasilise kooma ja saba. Pärast mitusada või tuhandet sellist läbimist ei jää südamikusse sulavaid aineid ja see ei ole enam nähtav. Päikesele regulaarselt lähenevate lühiajaliste komeetide puhul tähendab see, et vähem kui miljoni aasta pärast peaks nende populatsioon muutuma nähtamatuks. Kuid me jälgime neid, seetõttu saabub pidevalt "värskete" komeetide varu.

Lühiajaliste komeetide täiendamine toimub planeetide, peamiselt Jupiteri poolt, nende "vangistamise" tagajärjel. Varem arvati, et Oorti pilvest pärinevad pika perioodi komeedid püüti kinni, kuid nüüd arvatakse, et need pärinevad komeedikettalt, mida nimetatakse "sisemiseks Oorti pilveks". Põhimõtteliselt pole Oorti pilve kontseptsioon muutunud, kuid arvutused on näidanud, et Galaktika loodete mõju ja massiivsete tähtedevaheliste gaasipilvede mõju peaksid selle üsna kiiresti hävitama. Selle täiendamiseks vajate allikat. Selliseks allikaks peetakse praegu Oorti sisemist pilve, mis on loodete mõjule palju vastupidavam ja sisaldab suurusjärgu võrra rohkem komeete kui Oorti ennustatud välimine pilv. Pärast iga Päikesesüsteemi lähenemist massiivse tähtedevahelise pilvega hajuvad välimise Oorti pilve komeedid tähtedevahelisse ruumi ja need asenduvad sisemise pilve komeetidega.

Komeedi üleminek peaaegu paraboolselt orbiidilt lühiajalisele orbiidile toimub siis, kui see planeedile tagant järele jõuab. Tavaliselt kulub komeedi uuele orbiidile püüdmiseks mitu planeedisüsteemi läbimist. Saadud komeedi orbiidil on tavaliselt väike kalle ja suur ekstsentrilisus. Komeet liigub mööda seda ettepoole ja tema orbiidi afeel (Päikesest kaugeim punkt) asub selle kinni püüdnud planeedi orbiidi lähedal. Neid teoreetilisi kaalutlusi kinnitab täielikult komeetide orbiitide statistika.

mittegravitatsioonilised jõud.

Sublimatsiooni gaasilised saadused avaldavad komeedi tuumale reaktiivset rõhku (sarnaselt tulistamisel relva tagasilöögiga), mis viib orbiidi evolutsioonini. Kõige aktiivsem gaasi väljavool toimub südamiku kuumutatud "pärastlõunasel" küljel. Seetõttu ei lange tuumale avaldatava survejõu suund kokku päikesekiirte ja päikese gravitatsiooni suunaga. Kui tuuma aksiaalne pöörlemine ja selle orbiidi tsirkulatsioon toimuvad samas suunas, siis gaasi kui terviku rõhk kiirendab tuuma liikumist, mis viib orbiidi suurenemiseni. Kui pöörlemine ja ümberpööramine toimuvad vastassuundades, siis komeedi liikumine aeglustub ja orbiit väheneb. Kui sellise komeedi püüdis algselt Jupiter, siis mõne aja pärast on selle orbiit täielikult siseplaneetide piirkonnas. Tõenäoliselt juhtus nii komeedi Enckega.

Päikest tabavad komeedid.

Lühiajaliste komeetide erirühm on komeedid, mis "puudutavad" Päikest. Tõenäoliselt tekkisid need aastatuhandeid tagasi suure, vähemalt 100 km läbimõõduga südamiku mõõnade hävimise tagajärjel. Pärast esimest katastroofilist lähenemist Päikesele tegid südamikufragmendid u. 150 pööret, laguneb jätkuvalt. Selle Kreutzi komeetide perekonna 12 liiget täheldati aastatel 1843–1984. Võib-olla on nende päritolu seotud suure komeediga, mida Aristoteles nägi 371. aastal eKr.

Halley komeet.

See on kõigist komeetidest kuulsaim. Alates aastast 239 eKr on seda täheldatud 30 korda. Nimetatud E. Halley järgi, kes pärast komeedi ilmumist 1682. aastal arvutas selle orbiidi ja ennustas naasmist aastal 1758. Halley komeedi tiirlemisperiood on 76 aastat; viimati ilmus see 1986. aastal ja järgmisel korral vaadeldakse 2061. aastal. 1986. aastal uurisid seda lähedalt 5 planeetidevahelist sondi – kaks Jaapani ("Sakigake" ja "Suisei"), kaks Nõukogude ("Vega- 1" ja "Vega- 2") ning üks eurooplane ("Giotto"). Selgus, et komeedi tuum on kartulitaolise kujuga pikkusega u. 15 km ja laius ca. 8 km ja selle pind on "mustam kui kivisüsi." Võib-olla on see kaetud orgaaniliste ühendite kihiga, näiteks polümeriseeritud formaldehüüdiga. Tolmu hulk südamiku lähedal osutus oodatust palju suuremaks.

Komeet Encke.

See hämar komeet kuulus esimesena Jupiteri komeetide perekonda. Selle periood 3,29 aastat on komeetide seas lühim. Orbiidi arvutas esmakordselt 1819. aastal saksa astronoom I. Encke (1791–1865), kes tuvastas selle aastatel 1786, 1795 ja 1805 vaadeldud komeetidega. Encke komeet vastutab Tauridide meteoriidisaju eest, mida vaadeldakse igal aastal oktoobris ja novembril.

Giacobini-Zinneri komeet.

Selle komeedi avastas M. Giacobini 1900. aastal ja taasavastas E. Zinner 1913. Selle perioodi pikkus on 6,59 aastat. Just temaga lähenes 11. septembril 1985 esmakordselt kosmosesond International Cometary Explorer, mis läbis komeedi saba 7800 km kaugusel tuumast, tänu millele saadi andmed saba plasmakomponendi kohta. Seda komeeti seostatakse jakobiniidide (drakoniidide) meteoriidisajuga.

KOMEETIDE FÜÜSIKA

Tuum.

Kõik komeedi ilmingud on kuidagi seotud tuumaga. Whipple oletas, et komeedi tuum on tahke keha, mis koosneb peamiselt tolmuosakestega vesijääst. Selline "räpane lumepalli" mudel seletab kergesti komeetide mitmekordset möödalendu Päikese lähedal: iga möödalennu ajal aurustub õhuke pinnakiht (0,1–1% kogumassist) ja jääb alles sisemine osa tuumad. Võib-olla on tuum mitme "komeetsimaali" konglomeraat, millest igaühe läbimõõt ei ületa kilomeetrit. Selline struktuur võib seletada tuumade tükkideks lagunemist, nagu täheldati komeedil Biela 1845. aastal või komeedil West 1976. aastal.

Sära.

Konstantse pinnaga Päikese poolt valgustatud taevakeha vaadeldav heledus varieerub pöördvõrdeliselt tema kauguste ruutudega vaatlejast ja Päikesest. Päikesevalgust hajutab aga peamiselt komeedi gaasi- ja tolmukiht, mille efektiivne pindala sõltub jää sublimatsiooni kiirusest, mis omakorda sõltub soojusvoog langeb tuumale, mis ise muutub pöördvõrdeliselt Päikese kauguse ruuduga. Seetõttu peaks komeedi heledus muutuma pöördvõrdeliselt Päikese kauguse neljanda astmega, mida kinnitavad vaatlused.

Kerneli suurus.

Komeedi tuuma suurust saab hinnata vaatluste põhjal ajal, mil see asub Päikesest kaugel ega ole ümbritsetud gaasi- ja tolmukoorega. Sel juhul peegeldub valgus ainult tuuma tahkel pinnal ning selle näiv sära sõltub ristlõike pindalast ja peegeldustegurist (albeedost). Halley komeedi tuum oli väga madala albeedoga – u. 3%. Kui see on iseloomulik ka teistele tuumadele, siis enamiku nende läbimõõt jääb vahemikku 0,5–25 km.

Sublimatsioon.

Aine üleminek tahkest olekust gaasilisse olekusse on komeetide füüsika jaoks oluline. Komeetide heleduse ja emissioonispektri mõõtmised on näidanud, et sulamine peamine jää algab 2,5–3,0 AU kauguselt, nagu peakski olema, kui jää on enamasti vesi. Seda kinnitas komeetide Halley ja Giacobini-Zinner uuring. Esimesena komeedi Päikesele lähenemisel täheldatud gaasid (CN, C 2) on tõenäoliselt lahustunud veejääs ja moodustavad gaasihüdraate (klatraate). Kuidas see "komposiit" jää sublimeerub, sõltub suuresti veejää termodünaamilistest omadustest. Tolmu-jää segu sublimatsioon toimub mitmes etapis. Gaasivoolud ja nende poolt korjatud väikesed ja kohevad tolmuosakesed lahkuvad südamikust, kuna selle pinna lähedal on külgetõmme äärmiselt nõrk. Kuid tihedaid või raskeid kokkukleepunud tolmuterasid gaasivool ära ei kanna ja tekib tolmukoorik. Siis Päikesekiired tolmukiht kuumutatakse, soojus liigub seest, jää sublimeerub ja gaasivoolud tungivad läbi, purustades tolmukooriku. Need mõjud ilmnesid Halley komeeti vaatlemisel 1986. aastal: sublimatsioon ja gaasi väljavool toimusid komeedi tuumas vaid mõnes Päikese poolt valgustatud piirkonnas. Tõenäoliselt oli neil aladel jää paljandunud, ülejäänud pind aga kaetud koorikuga. Väljapääsenud gaas ja tolm moodustavad komeedi tuuma ümber jälgitavad struktuurid.

kooma.

Neutraalsete molekulide tolmuterad ja gaas (tabel 1) moodustavad peaaegu sfäärilise komeedi kooma. Tavaliselt ulatub kooma tuumast 100 tuhande kuni 1 miljoni km kaugusele. Kerge surve võib kooma deformeerida, venitades seda päikesevastases suunas.

Vesinikkroon.

Kuna südamiku jääd on enamasti vesi, sisaldab kooma ka enamasti H 2 O molekule Fotodissotsiatsioon lõhustab H 2 O H ja OH ning seejärel OH O ja H. Kiired vesinikuaatomid lendavad tuumast kaugele enne ioniseerumist , ja moodustavad krooni, mille nähtav suurus ületab sageli päikeseketta.

Saba ja sellega seotud nähtused.

Komeedi saba võib koosneda molekulaarsest plasmast või tolmust. Mõnel komeedil on mõlemat tüüpi sabad.

Tolmusaba on tavaliselt homogeenne ja ulatub miljoneid ja kümneid miljoneid kilomeetreid. See on moodustunud tolmuteradest, mis lükatakse päikesevalguse rõhu toimel tuumast päikesevastases suunas tagasi ja on kollakat värvi, kuna tolmuterad lihtsalt hajutavad päikesevalgust. Tolmusaba struktuurid on seletatavad tolmu ebaühtlase väljapurskega südamikust või tolmuterade hävimisega.

Kümnete ja isegi sadade miljonite kilomeetrite pikkune plasmasaba on komeedi ja päikesetuule vahelise keerulise vastasmõju nähtav ilming. Mõned tuumast lahkunud molekulid ioniseeritakse päikesekiirguse toimel, moodustades molekulaarseid ioone (H 2 O +, OH +, CO +, CO 2 +) ja elektrone. See plasma takistab magnetvälja poolt läbitungiva päikesetuule liikumist. Komeedi vastu põrgamine jõujooned väljad ümbritsevad teda, võttes juuksenõela kuju ja moodustades kaks vastupidise polaarsusega ala. Molekulaarsed ioonid jäävad sellesse magnetstruktuuri kinni ja moodustavad selle keskses, tihedamas osas nähtava plasmasaba, millel on CO + spektriribade tõttu sinine värv. Päikesetuule rolli plasmasabade tekkes panid paika L. Birman ja H. Alven 1950. aastatel. Nende arvutused kinnitasid 1985. ja 1986. aastal läbi Giacobini-Zinneri ja Halley komeetide sabade lennanud kosmoselaevade mõõtmisi.

Plasmasabas komeedile langeva päikesetuulega koostoime teised nähtused kiirusega u. 400 km/s ja moodustades selle ees lööklaine, milles tihendatakse tuule aine ja komeedi pea. "Püüdmise" protsess mängib olulist rolli; selle olemus seisneb selles, et komeedi neutraalsed molekulid tungivad vabalt päikesetuule voogu, kuid kohe pärast ioniseerumist hakkavad nad aktiivselt magnetväljaga suhtlema ja kiirendatakse oluliste energiateni. Tõsi, mõnikord täheldatakse väga energilisi molekulaarseid ioone, mis on näidatud mehhanismi seisukohast seletamatud. Püüdmisprotsess ergastab ka plasmalaineid tuuma ümbritsevas hiiglaslikus ruumis. Nende nähtuste jälgimine pakub plasmafüüsika jaoks põhjapanevat huvi.

Märkimisväärne vaatemäng on “sabamurd”. Teadaolevalt on tavaolekus plasmasaba ühendatud komeedi peaga magnetvälja abil. Tihti tuleb aga saba peast maha ja jääb maha ning asemele moodustub uus. See juhtub siis, kui komeet läbib vastassuunalise magnetväljaga päikesetuulepiirkondade piiri. Siinkohal toimub saba magnetilise struktuuri ümberkorraldamine, mis näeb välja nagu purunemine ja uue saba moodustumine. Magnetvälja kompleksne topoloogia viib laetud osakeste kiirenemiseni; Võib-olla seletab see ülalmainitud kiirete ioonide ilmumist.

Kokkupõrked päikesesüsteemis.

Vaadeldud komeetide arvu ja orbiidi parameetrite põhjal arvutas E. Epic komeetide tuumadega kokkupõrke tõenäosuse erineva suurusega(Tabel 2). Keskmiselt 1 kord 1,5 miljardi aasta jooksul on Maal võimalus kokku põrgata 17 km läbimõõduga tuumaga ja see võib territooriumil elu täielikult hävitada, võrdne ala Põhja-Ameerika. Maa ajaloo 4,5 miljardi aasta jooksul võib seda juhtuda rohkem kui üks kord. Väiksema ulatusega katastroofe tuleb ette märksa sagedamini: 1908. aastal sattus Siberi kohal tõenäoliselt väikese komeedi tuum atmosfääri ja plahvatas, põhjustades suurel alal metsa öömaja.

Need päikesesüsteemi "sabaga" asukad on komeedid. Juba komeedi nimi tähendab kreeka keeles "karvane", "karvane". AT Vana-Kreeka, ja siis keskajal kujutati komeete tavaliselt lendavate juustega mahalõigatud peadena.

Ikeya-Janga komeet .
Ta oli nähtav 2002. aasta märtsis. See on kuulus eelkõige selle poolest, et seda oli näha taevas kuulsa Andromeeda udukogu galaktika lähedal.

Komeedid on vormitud kosmosekehad päikesesüsteemis. Nad liiguvad väga piklike elliptiliste orbiitidega. Paljudel komeetidel on inimstandardite järgi väga pikk revolutsiooniperiood ja see on üle 200 aasta. Selliseid komeete nimetatakse pika perioodi komeetideks. Komeete, mille periood on alla 200 aasta, nimetatakse lühiajalisteks komeetideks. Praegu on teada mitukümmend pika- ja üle 400 lühiajalise komeeti.

Komeedi orbiit võrreldes planeetide orbiitidega

Nendel kosmoseobjektidel on tähtsusetu mass ja nad ei paljasta end Päikesest kaugel. Komeedid koosnevad kivi- või metallisüdamikust, mis on ümbritsetud külmunud gaaside (süsinikdioksiid, ammoniaak) jäisesse kesta. Päikesele lähenedes hakkab komeet aurustuma, moodustades "kooma" – tolmu- ja gaasipilve, mis ümbritseb tuuma. Veelgi enam, need komeedi ained lähevad tahkest ainest kohe gaasilisse olekusse, möödudes vedelikust - sellist faasisiiret nimetatakse sublimatsiooniks. Tuum ja kooma moodustavad planeedi pea. Päikesele lähenedes moodustab gaasipilv tohutu gaasisamba – kümnete või isegi sadade miljonite kilomeetrite pikkuse saba.

Päikesest lähtuvad valguskiired ja elektriosakeste vood suunavad komeedi sabad valgustist vastupidises suunas. Sama päikesetuul põhjustab komeetide sabades haruldaste gaaside kuma.

komeedi osad
Pöörake tähelepanu kahele sabale - tolm ja plasma

Suurem osa komeedi massist on koondunud tema tuuma, kuid 99,9% valguskiirgusest tuleb sabast, kuna tuum on väga kompaktne ja ka väikese peegelduvusega.

Suured komeedid võivad jääda nähtavaks mitu nädalat. Olles ümber Päikese ringi teinud, eemalduvad nad ja kaovad vaateväljast. Paljusid komeete vaadeldakse regulaarselt.

Komeet McNaught .
Sellest komeedist sai 2007. aasta jaanuaris tõeline sensatsioon. Särav, tohutu lehvikukujulise sabaga ei jätnud ta ükskõikseks nende seas, kellel oli õnn teda näha. Kuid kogu oma hiilguses täheldati komeeti McNaughti ainult planeedi lõunapoolkeral.

Komeedid tõmbavad kõigi tähelepanu. Nende ilmumine aastal vanad ajad tekitas hirmu ja seda peeti tulevaste kohutavate sündmuste taevalikuks märgiks.

Inimkonna ajalugu oli antiikajal täis erinevaid traagilised sündmused nagu sõjad, epideemiad, palee riigipöörded, valitsejate mõrvad. Mõnega neist sündmustest kaasnes heledate komeetide ilmumine ning ennustajad hakkasid taeva ja maa nähtusi omavahel seostama.
See kuulus antiikne prantsuse gobelään William Vallutaja ajast näitab Halley komeeti sellisel kujul, nagu see ilmus 1066. aastal. Sel aastal toimus lahing, milles hertsog alistas anglosaksi kuninga Harold II armee ja võttis Inglise trooni. See võit omistati siis taevase märgi – komeedi – mõjule. Gobeläänil olev kiri ütleb - "imetlege tähte".

Tegelikult ei saa komeedil olla meie planeedile märgatavat mõju oma ebaolulise suuruse tõttu: komeedi mass on umbes miljard korda väiksem kui Maa mass ja saba tihedus on peaaegu null. Nii läbis Maa 1910. aasta mais Halley komeedi saba, kuid ei kogenud mingeid muutusi.

Komeedi Shoemaker-Levy 9 surm Jupiteri gravitatsiooniväljas
Komeet lähenes Jupiterile 1992. aastal ja rebenes selle gravitatsiooni tõttu laiali. 1994. aasta juulis põrkasid selle killud Jupiteriga kokku, põhjustades planeedi atmosfääris fantastilisi efekte.
Komeet avastati 24. märtsil 1993, kui see oli juba fragmentide kett.

Oma päritolu järgi on komeedid päikesesüsteemi esmase aine jäänused. Seetõttu aitab nende uuring taastada pilti planeetide, sealhulgas Maa tekkest.

Kõige kuulsam komeet on Halley komeet.

Halley komeet

Halley komeedi tiirlemisperiood ümber Päikese on 76 aastat, orbiidi poolsuurtelg on 17,8 AU. e, ekstsentrilisus 0,97, orbiidi kalle ekliptika tasandi suhtes 162,2°, periheeli kaugus 0,59 AU. e. Halley komeedi suurus on 14 km pikk ja 7,5 km läbimõõt.

Just tänu temale avastas inglise astronoom Edmund Halley komeetide ilmumise perioodilisuse. Võrreldes mitme mineviku ereda komeedi orbiitide parameetreid jõudis ta järeldusele, et need ei olnud erinevad komeedid, vaid samad, mis naasevad perioodiliselt mööda väga piklikku rada Päikese poole. Ta ennustas selle komeedi tagasitulekut ja tema ennustus leidis hiilgavalt kinnitust. See komeet sai nime tema järgi.

Alates 239 eKr Halley komeeti on vaadeldud 30 korda. Viimati ilmus see 1986. aastal ja järgmine kord vaadeldakse 2061. Kosmosekülalise viimasel visiidil meie piirkonda uurisid seda lähedalt 5 planeetidevahelist sondi – kaks jaapanlast (Sakigake ja Suisei), kaks Nõukogude ("Vega-1" ja "Vega-2") ja üks eurooplane ("Giotto").