Fénix zviera. Fennec fox, trpasličí púštna líška s jedinečnými schopnosťami
Ľudia, ktorí sledujú padajúcu hviezdu na oblohe, sa môžu čudovať, čo je to kométa? Toto slovo preložené z gréčtiny znamená „dlhosrstý“. Keď sa asteroid priblíži k Slnku, začne sa zahrievať a priberá efektívny vzhľad: Prach a plyn začnú odlietavať z povrchu kométy a vytvárajú krásny, jasný chvost.
Vzhľad komét
Vzhľad komét je takmer nemožné predpovedať. Vedci a amatéri im venovali pozornosť už od staroveku. Veľký nebeských telies Málokedy lietajú blízko Zeme a takýto pohľad je fascinujúci a desivý. História obsahuje informácie o takých jasných telesách, ktoré sa lesknú v oblakoch a svojou žiarou zatmia aj Mesiac. S objavením sa prvého takéhoto telesa (v roku 1577) sa začalo štúdium pohybu komét. Prvým vedcom sa podarilo objaviť desiatky rôznych asteroidov: ich priblíženie k obežnej dráhe Jupitera začína žiarou ich chvosta a čím bližšie je teleso k našej planéte, tým jasnejšie horí.
Je známe, že kométy sú telesá, ktoré sa pohybujú po určitých trajektóriách. Zvyčajne má pretiahnutý tvar a je charakterizovaný svojou polohou voči Slnku.
Najneobvyklejšia môže byť dráha kométy. Z času na čas sa niektoré z nich vracajú k Slnku. Vedci tvrdia, že takéto kométy sú periodické: po určitom čase lietajú blízko planét.
Kométy
Od staroveku ľudia nazývali každé svietiace teleso hviezdou a tie, ktoré mali za sebou chvost, sa nazývali kométy. Neskôr astronómovia zistili, že kométy sú obrovské pevné telesá pozostávajúce z veľkých úlomkov ľadu zmiešaných s prachom a kameňmi. Pochádzajú z hlbokého vesmíru a môžu preletieť okolo Slnka alebo ho obiehať, pričom sa pravidelne objavujú na našej oblohe. Je známe, že takéto kométy sa pohybujú po eliptických dráhach rôzne veľkosti: Niektoré sa vracajú raz za dvadsať rokov, iné sa objavia raz za sto rokov.
Periodické kométy
Vedci vedia veľa informácií o periodických kométach. Vypočítajú sa ich obežné dráhy a časy návratu. Vzhľad takýchto tiel nie je neočakávaný. Medzi nimi sú krátkodobé a dlhodobé.
Krátkoperiodické kométy zahŕňajú kométy, ktoré je možné vidieť na oblohe niekoľkokrát za život. Iné sa nemusia objaviť na oblohe po stáročia. Jednou z najznámejších krátkoperiodických komét je Halleyova kométa. V blízkosti Zeme sa objavuje raz za 76 rokov. Dĺžka chvosta tohto obra dosahuje niekoľko miliónov kilometrov. Letí tak ďaleko od nás, že vyzerá ako pruh na oblohe. Jej posledná návšteva bola zaznamenaná v roku 1986.
Pád komét
Vedci vedia o mnohých prípadoch pádu asteroidov na planéty, a to nielen na Zem. V roku 1992 sa gigant Shoemaker-Levy dostal veľmi blízko k Jupiteru a jeho gravitácia ho roztrhala na množstvo kúskov. Úlomky sa natiahli do reťaze a potom sa vzdialili od obežnej dráhy planéty. O dva roky neskôr sa reťaz asteroidov vrátila k Jupiteru a spadla naň.
Podľa niektorých vedcov, ak v strede preletí asteroid slnečná sústava, potom bude žiť mnoho tisíc rokov, kým sa nevyparí a opäť preletí blízko Slnka.
Kométa, asteroid, meteorit
Vedci identifikovali rozdiel vo význame asteroidov, komét a meteoritov. Obyčajní ľudia používajú tieto mená na pomenovanie všetkých tiel, ktoré vidno na oblohe a majú chvosty, ale to nie je správne. S vedecký bod Podľa nášho názoru sú asteroidy obrovské kamenné bloky plávajúce vo vesmíre na určitých dráhach.
Kométy sú podobné asteroidom, ale majú viac ľadu a ďalšie prvky. Keď sa kométy priblížia k Slnku, vyvinú sa chvost.
Meteority sú malé skaly a iné vesmírne odpadky, veľ menej ako kilogram. Zvyčajne sú viditeľné v atmosfére ako padajúce hviezdy.
Slávne kométy
Najjasnejšou kométou dvadsiateho storočia bola kométa Hale-Bopp. Objavili ho v roku 1995 a o dva roky neskôr sa stal viditeľným na oblohe voľným okom. Bolo to vidieť na oblohe viac ako rok. To je oveľa dlhšie ako vyžarovanie iných telies.
V roku 2012 vedci objavili kométu ISON. Podľa predpovedí sa mala stať najjasnejšou, ale pri približovaní sa k Slnku nemohla splniť očakávania astronómov. V médiách však dostala prezývku „kométa storočia“.
Najznámejšia je Halleyova kométa. Hrala dôležitá úloha v dejinách astronómie, vrátane pomoci pri odvodení gravitačného zákona. Prvým vedcom, ktorý opísal nebeské telesá, bol Galileo. Jeho informácie sa viackrát spracovávali, robili sa zmeny, pridávali sa nové skutočnosti. Jedného dňa si Halley všimol veľmi nezvyčajný vzor vo vzhľade troch nebeských telies s intervalom 76 rokov a pohybuje sa takmer po rovnakej trajektórii. Dospel k záveru, že to nie sú tri rôzne telá, ale jedna vec. Newton neskôr použil svoje výpočty na zostavenie teórie gravitácie, ktorá sa nazývala teória univerzálnej gravitácie. Halleyova kométa bola naposledy videná na oblohe v roku 1986 a jej ďalší vzhľad bude v roku 2061.
V roku 2006 objavil Robert McNaught rovnomenné nebeské teleso. Podľa predpokladov nemala silno žiariť, no keď sa priblížila k Slnku, kométa začala rýchlo naberať na jasnosti. O rok neskôr začala žiariť jasnejšie ako Venuša. Nebeské teleso, ktoré lietalo v blízkosti Zeme, vytvorilo pre pozemšťanov skutočné divadlo: jeho chvost zakrivený na oblohe.
KOMÉTA
malé nebeské teleso pohybujúce sa v medziplanetárnom priestore a pri približovaní sa k Slnku hojne uvoľňujúce plyn. S kométami sú spojené rôzne veci fyzikálnych procesov, od sublimácie (suchého vyparovania) ľadu až po plazmové javy. Kométy sú pozostatky formovania Slnečnej sústavy, prechodného štádia k medzihviezdnej hmote. Pozorovanie komét a dokonca aj ich objavovanie často vykonávajú amatérski astronómovia. Niekedy sú kométy také jasné, že sa priťahujú pozornosť všetkých. V minulosti vzhľad jasných komét vyvolával medzi ľuďmi strach a slúžil ako zdroj inšpirácie pre umelcov a karikaturistov.
Pohyb a priestorové rozloženie. Všetky alebo takmer všetky kométy sú komponentov Slnečná sústava. Rovnako ako planéty dodržiavajú zákony gravitácie, ale pohybujú sa veľmi jedinečným spôsobom. Všetky planéty obiehajú okolo Slnka v rovnakom smere (ktorý sa nazýva „dopredu“ na rozdiel od „reverzného“) po takmer kruhových dráhach ležiacich približne v rovnakej rovine (ekliptika) a kométy sa pohybujú vpred aj vzad pozdĺž predĺžené (excentrické) dráhy sklonené pod rôznymi uhlami k ekliptike. Je to povaha pohybu, ktorá okamžite prezradí kométu. Dlhoperiodické kométy (s obežnými dobami dlhšími ako 200 rokov) pochádzajú z oblastí tisíckrát vzdialených od najvzdialenejších planét a ich dráhy sú naklonené v najrôznejších uhloch. Krátkoperiodické kométy (periódy kratšie ako 200 rokov) pochádzajú z oblasti vonkajších planét a pohybujú sa smerom dopredu po dráhach ležiacich blízko ekliptiky. Ďaleko od Slnka kométy zvyčajne nemajú „chvosty“, ale niekedy majú sotva viditeľnú „kómu“ obklopujúcu „jadro“; spolu sa nazývajú "hlava" kométy. Keď sa blíži k Slnku, hlava sa zväčšuje a objavuje sa chvost.
Štruktúra. V strede kómy je jadro - pevný alebo konglomerát telies s priemerom niekoľkých kilometrov. Takmer všetka hmota kométy je sústredená v jej jadre; táto hmotnosť je miliardy krát menšia ako zemská. Podľa modelu F. Whipplea pozostáva jadro kométy zo zmesi rôzne ľady, väčšinou vodný ľad zmiešaný so zamrznutým oxidom uhličitým, amoniakom a prachom. Tento model potvrdzujú astronomické pozorovania aj priame merania z kozmická loď v blízkosti jadier komét Halley a Giacobini-Zinner v rokoch 1985-1986. Keď sa kométa priblíži k Slnku, jej jadro sa zohreje a ľad sublimuje, t.j. odparovať bez roztavenia. Výsledný plyn sa od jadra rozptyľuje všetkými smermi, pričom so sebou berie prachové častice a vytvára kómu. Molekuly vody zničené slnečným žiarením vytvárajú okolo jadra kométy obrovskú vodíkovú korónu. Na riedku hmotu kométy okrem slnečnej príťažlivosti pôsobia aj odpudivé sily, vďaka ktorým vzniká chvost. Neutrálne molekuly, atómy a prachové častice sú ovplyvnené tlakom slnečného žiarenia, zatiaľ čo ionizované molekuly a atómy sú silnejšie ovplyvnené tlakom. slnečný vietor. Správanie častíc, ktoré tvoria chvost, sa stalo oveľa jasnejším po priamom štúdiu komét v rokoch 1985-1986. Plazmový chvost pozostávajúci z nabitých častíc má zložitú magnetickú štruktúru s dvoma oblasťami rôznej polarity. Na strane kómy privrátenej k Slnku sa vytvára čelná rázová vlna, ktorá vykazuje vysokú aktivitu plazmy.
Hoci chvost a kóma obsahujú menej ako jednu milióntinu hmotnosti kométy, 99,9 % svetla pochádza z týchto oblastí. plynové formácie a iba 0,1% - z jadra. Faktom je, že jadro je veľmi kompaktné a má aj nízky koeficient odrazu (albedo). Častice stratené kométou sa pohybujú na svojich dráhach a vstupom do atmosféry planét spôsobujú vznik meteorov ("padajúcich hviezd"). Väčšina meteorov, ktoré pozorujeme, je spojená s kometárnymi časticami. Niekedy je zničenie komét katastrofálnejšie. Kométa Bijela, objavená v roku 1826, sa pred očami pozorovateľov v roku 1845 rozdelila na dve časti. Keď v roku 1852 bola táto kométa videná v naposledy, kusy jeho jadra sa od seba vzdialili milióny kilometrov. Jadrové štiepenie zvyčajne predznamenáva úplný rozpad kométy. V rokoch 1872 a 1885, keď by Bijelova kométa, keby sa jej nič nestalo, prekročila obežnú dráhu Zeme, boli pozorované nezvyčajne silné meteorické roje.
pozri tiež
METEOR ;
METEORIT. Niekedy sú kométy zničené, keď sa priblížia k planétam. 24. marca 1993 na observatóriu Mount Palomar v Kalifornii astronómovia K. a Y. Shoemakerovci spolu s D. Levym objavili v blízkosti Jupitera kométu s už zničeným jadrom. Výpočty ukázali, že 9. júla 1992 kométa Shoemaker-Levy-9 (ide o deviatu kométu, ktorú objavili) prešla blízko Jupitera vo vzdialenosti polovice polomeru planéty od jeho povrchu a bola roztrhnutá svojou gravitáciou na viac ako 20 dielov. Pred zničením bol polomer jeho jadra cca. 20 km.
Stôl 1.
HLAVNÉ PLYNOVÉ ZLOŽKY KOMÉT
Úlomky kométy, ktoré sa natiahli v reťazi, sa po predĺženej dráhe vzdialili od Jupitera a potom sa k nej v júli 1994 opäť priblížili a zrazili sa s oblačným povrchom Jupitera.
Pôvod. Jadrá komét sú zvyškami primárnej hmoty Slnečnej sústavy, ktorá tvorila protoplanetárny disk. Preto ich štúdium pomáha obnoviť obraz o formovaní planét vrátane Zeme. V princípe by k nám z medzihviezdneho priestoru mohli priletieť nejaké kométy, no zatiaľ sa nepodarilo spoľahlivo identifikovať ani jednu takúto kométu.
Zloženie plynu. V tabuľke V tabuľke 1 sú uvedené hlavné zložky plynu komét v zostupnom poradí podľa ich obsahu. Pohyb plynu v chvostoch komét ukazuje, že je silne ovplyvnený negravitačnými silami. Žiara plynu je vzrušená slnečné žiarenie.
OBEŽNÉ OBEHY A KLASIFIKÁCIA
Ak chcete lepšie porozumieť tejto časti, odporúčame vám prečítať si nasledujúce články:
NEBESKá MECHANIKA;
KUŽEĽOVÉ SEKCIE;
ORBIT ;
SLNEČNÁ SÚSTAVA .
Obežná dráha a rýchlosť. Pohyb jadra kométy je úplne určený príťažlivosťou Slnka. Tvar obežnej dráhy kométy, ako každého iného telesa v Slnečnej sústave, závisí od jej rýchlosti a vzdialenosti od Slnka. priemerná rýchlosť telo je nepriamo úmerné odmocnina z jeho priemernej vzdialenosti od Slnka (a). Ak je rýchlosť vždy kolmá na vektor polomeru smerujúceho zo Slnka k telesu, potom je obežná dráha kruhová a rýchlosť sa nazýva kruhová rýchlosť (vc) vo vzdialenosti a. Rýchlosť úniku z gravitačného poľa Slnka po parabolickej dráhe (vp) je krát väčšia ako kruhová rýchlosť v tejto vzdialenosti. Ak je rýchlosť kométy menšia ako vp, potom sa pohybuje okolo Slnka po eliptickej dráhe a nikdy neopustí slnečnú sústavu. Ale ak rýchlosť prekročí vp, potom sa pohybuje okolo Slnka po eliptickej dráhe a nikdy neopustí slnečnú sústavu. Ak však rýchlosť prekročí vp, potom kométa raz prejde okolo Slnka a navždy ho opustí, pričom sa pohybuje po hyperbolickej dráhe. Obrázok ukazuje eliptické dráhy dvoch komét, ako aj takmer kruhové dráhy planét a parabolickú dráhu. Vo vzdialenosti, ktorá oddeľuje Zem od Slnka, je kruhová rýchlosť 29,8 km/s a parabolická rýchlosť je 42,2 km/s. V blízkosti Zeme je rýchlosť kométy Encke 37,1 km/s a rýchlosť Halleyovej kométy je 41,6 km/s; To je dôvod, prečo kométa Halley ide oveľa ďalej od Slnka ako kométa Encke.
Klasifikácia dráh komét. Väčšina komét má eliptické dráhy, takže patria do Slnečnej sústavy. Pravda, pre mnohé kométy sú to veľmi pretiahnuté elipsy, blízko paraboly; pozdĺž nich sa kométy vzďaľujú od Slnka veľmi ďaleko a na dlhý čas. Je zvykom rozdeliť eliptické dráhy komét na dva hlavné typy: krátkoperiodické a dlhoperiodické (takmer parabolické). Doba obehu sa považuje za 200 rokov.
PRIESTOROVÉ ROZDELENIE A VZNIK
Takmer parabolické kométy. Mnoho komét patrí do tejto triedy. Keďže ich obežné doby sú milióny rokov, v blízkosti Slnka sa v priebehu storočia objaví len jedna desaťtisícina z nich. V 20. storočí pozorované cca. 250 takýchto komét; celkovo sú ich teda milióny. Okrem toho nie všetky kométy sa približujú dostatočne blízko k Slnku, aby boli viditeľné: ak perihélium (bod najbližšie k Slnku) obežnej dráhy kométy leží za obežnou dráhou Jupitera, je takmer nemožné si ho všimnúť. Berúc toto do úvahy, v roku 1950 Jan Oort navrhol, aby bol priestor okolo Slnka vo vzdialenosti 20-100 tisíc AU. (astronomické jednotky: 1 AU = 150 miliónov km, vzdialenosť od Zeme k Slnku) je vyplnená jadrami komét, ktorých počet sa odhaduje na 1012 a celková hmotnosť je 1-100 hmotností Zeme. Vonkajšia hranica Oortovho „kométového oblaku“ je určená skutočnosťou, že v tejto vzdialenosti od Slnka je pohyb komét výrazne ovplyvnený príťažlivosťou susedných hviezd a iných hmotných objektov (pozri nižšie). Hviezdy sa pohybujú vzhľadom na Slnko, mení sa ich rušivý vplyv na kométy a to vedie k vývoju dráh komét. Náhodou sa teda môže stať, že kométa skončí na dráhe prechádzajúcej blízko Slnka, no pri ďalšej revolúcii sa jej dráha mierne zmení a kométa od Slnka prejde. Namiesto neho však budú z Oortovho oblaku do blízkosti Slnka neustále padať „nové“ kométy.
Krátkoperiodické kométy. Keď kométa prejde blízko Slnka, jej jadro sa zohreje a ľad sa vyparí, čím vznikne plynová kóma a chvost. Po niekoľkých stovkách či tisíckach takýchto letov v jadre nezostanú žiadne taviteľné látky a prestane byť viditeľné. Pre krátkoperiodické kométy, ktoré sa pravidelne približujú k Slnku, to znamená, že ich populácie by sa mali stať neviditeľnými za menej ako milión rokov. Ale pozorujeme ich, preto doplnenie z „čerstvých“ komét neustále prichádza. K doplneniu krátkoperiodických komét dochádza v dôsledku ich „zachytenia“ planétami, najmä Jupiterom. Predtým sa predpokladalo, že boli zachytené dlhoperiodické kométy pochádzajúce z Oortovho oblaku, ale teraz sa verí, že ich zdrojom je kometárny disk nazývaný „vnútorný Oortov oblak“. Myšlienka Oortovho oblaku sa v zásade nezmenila, ale výpočty ukázali, že slapový vplyv Galaxie a vplyv masívnych oblakov medzihviezdneho plynu by ju mali pomerne rýchlo zničiť. Je potrebný zdroj doplnenia. Za takýto zdroj sa dnes považuje vnútorný Oortov oblak, ktorý je oveľa odolnejší voči slapovým vplyvom a obsahuje rádovo viac komét ako vonkajší oblak predpovedaný Oortom. Po každom priblížení Slnečnej sústavy k masívnemu medzihviezdnemu oblaku, kométe z externý cloud Oorty sa rozptýlia do medzihviezdneho priestoru a nahradia ich kométy z vnútorného oblaku. Prechod kométy z takmer parabolickej dráhy na krátkoperiodickú nastáva vtedy, keď dobieha planétu zozadu. Zachytenie kométy na novú obežnú dráhu zvyčajne vyžaduje niekoľko prechodov cez planetárny systém. Výsledná dráha kométy má zvyčajne nízky sklon a veľkú excentricitu. Kométa sa po nej pohybuje smerom dopredu a afélium jej obežnej dráhy (bod najvzdialenejší od Slnka) leží blízko obežnej dráhy planéty, ktorá ju zachytila. Tieto teoretické úvahy plne potvrdzuje štatistika dráh komét.
Negravitačné sily. Produkty plynnej sublimácie vyvíjajú reaktívny tlak na jadro kométy (podobný spätnému rázu dela pri výstrele), čo vedie k vývoju obežnej dráhy. Najaktívnejší výstup plynu nastáva z vyhrievanej „popoludňajšej“ strany jadra. Preto sa smer tlakovej sily na jadro nezhoduje so smerom slnečných lúčov a slnečnej gravitácie. Ak sa axiálna rotácia jadra a jeho orbitálna rotácia vyskytujú v rovnakom smere, potom tlak plynu ako celku urýchľuje pohyb jadra, čo vedie k zvýšeniu obežnej dráhy. Ak rotácia a cirkulácia prebiehajú v opačných smeroch, pohyb kométy sa spomalí a obežná dráha sa skráti. Ak bola takáto kométa pôvodne zachytená Jupiterom, po určitom čase je jej dráha úplne v oblasti vnútorných planét. Toto sa pravdepodobne stalo kométe Encke.
Kométy dotýkajúce sa Slnka.Špeciálnu skupinu krátkoperiodických komét tvoria kométy, ktoré „pasú“ Slnko. Pravdepodobne vznikli pred tisíckami rokov v dôsledku slapovej deštrukcie veľkého jadra s priemerom najmenej 100 km. Po prvom katastrofickom priblížení k Slnku fragmenty jadra urobili cca. 150 otáčok, ktoré sa ďalej rozpadávajú. Dvanásť členov tejto rodiny Kreutzových komét bolo pozorovaných v rokoch 1843 až 1984. Ich pôvod môže súvisieť s veľkou kométou, ktorú videl Aristoteles v roku 371 pred Kristom.
Halleyho kométa. Toto je najznámejšia zo všetkých komét. Od roku 239 pred Kristom bol pozorovaný 30-krát. Pomenovaný na počesť E. Halleyho, ktorý po objavení sa kométy v roku 1682 vypočítal jej dráhu a predpovedal jej návrat v roku 1758. Doba obehu Halleyovej kométy je 76 rokov; naposledy sa objavila v roku 1986 a najbližšie bude pozorovaná v roku 2061. V roku 1986 ju zblízka študovalo 5 medziplanetárnych sond - dve japonské (Sakigake a Suisei), dve sovietske (Vega-1 a Vega-1 2"). a jeden Európan ("Giotto"). Ukázalo sa, že jadro kométy má tvar zemiaka, cca. 15 km a šírka cca. 8 km a jeho povrch je „čiernejší ako uhlie“. Môže byť pokrytý vrstvou organických zlúčenín, ako je napríklad polymerizovaný formaldehyd. Množstvo prachu v blízkosti jadra sa ukázalo byť oveľa vyššie, ako sa očakávalo. Pozri tiež HALLEY, EDMUND.
Kométa Encke. Táto slabá kométa bola prvá zaradená do rodiny komét Jupiter. Jeho perióda 3,29 roka je najkratšia spomedzi komét. Dráhu prvýkrát vypočítal v roku 1819 nemecký astronóm J. Encke (1791-1865), ktorý ju stotožnil s kométami pozorovanými v rokoch 1786, 1795 a 1805. Kométa Encke je zodpovedná za meteorický roj Taurid, pozorovaný každoročne v októbri a novembri .
Kométa Giacobini-Zinner. Túto kométu objavil M. Giacobini v roku 1900 a znovuobjavil ju E. Zinner v roku 1913. Jej perióda je 6,59 roka. Práve s ňou sa 11. septembra 1985 prvýkrát priblížila vesmírna sonda „International Cometary Explorer“, ktorá prešla chvostom kométy vo vzdialenosti 7800 km od jadra, vďaka čomu sa získali údaje o zložke plazmy chvosta. Táto kométa je spojená s meteorickým rojom Jacobinids (Draconids).
FYZIKA KOMÉT
Jadro. Všetky prejavy kométy sú nejakým spôsobom spojené s jadrom. Whipple naznačil, že jadrom kométy je pevné teleso pozostávajúce hlavne z vodného ľadu s prachovými časticami. Tento model „špinavej snehovej gule“ ľahko vysvetľuje viacnásobné prechody komét v blízkosti Slnka: pri každom prechode sa tenká povrchová vrstva (0,1 – 1 %) odparí. Celková váha) a uloží sa vnútorná časť jadier. Možno je jadro konglomerátom niekoľkých „kometesimálov“, z ktorých každá nemá priemer väčší ako kilometer. Takáto štruktúra by mohla vysvetliť rozpad jadier, ako bol pozorovaný pri kométe Biela v roku 1845 alebo kométe West v roku 1976.
Lesknite sa. Pozorovaná jasnosť nebeského telesa osvetleného Slnkom s konštantným povrchom sa mení nepriamo úmerne k štvorcom jeho vzdialeností od pozorovateľa a od Slnka. Avšak slnečné svetlo je rozptýlená hlavne plynno-prachovým obalom kométy, ktorej efektívna plocha závisí od rýchlosti sublimácie ľadu a tá zase závisí od tepelný tok, dopadajúce na jadro, ktoré sa samo mení nepriamo so štvorcom vzdialenosti k Slnku. Jasnosť kométy by sa preto mala meniť v nepriamom pomere k štvrtej mocnine vzdialenosti k Slnku, čo potvrdzujú pozorovania.
Veľkosť jadra. Veľkosť jadra kométy sa dá odhadnúť z pozorovaní v čase, keď je ďaleko od Slnka a nie je zahalená v plynovej a prachovej škrupine. Svetlo sa v tomto prípade odráža len pevným povrchom jadra a jeho zdanlivá jasnosť závisí od plochy prierezu a odrazivosti (albedo). Albedo jadra Halleyovej kométy sa ukázalo ako veľmi nízke – cca. 3 %. Ak je to typické pre iné jadrá, potom priemery väčšiny z nich ležia v rozmedzí od 0,5 do 25 km.
Sublimácia. Pre fyziku komét je dôležitý prechod hmoty z pevného do plynného skupenstva. Merania jasnosti a emisných spektier komét ukázali, že topenie hlavných ľadov sa začína vo vzdialenosti 2,5-3,0 AU, ako by to malo byť, ak je ľad tvorený hlavne vodou. Potvrdilo to štúdium komét Halley a Giacobini-Zinner. Plyny pozorované ako prvé, keď sa kométa približuje k Slnku (CN, C2), sú pravdepodobne rozpustené vo vodnom ľade a tvoria plynové hydráty (klatráty). To, ako bude tento „zložený“ ľad sublimovať, závisí vo veľkej miere od toho termodynamické vlastnosti vodný ľad. Sublimácia zmesi prachu a ľadu prebieha v niekoľkých fázach. Prúdy plynu a nimi zachytené malé a nadýchané prachové častice opúšťajú jadro, pretože príťažlivosť na jeho povrchu je extrémne slabá. Prúd plynu však neodnáša husté alebo prepojené ťažké prachové častice a vytvára sa prachová kôra. Potom slnečné lúče Vrstva prachu sa zahrieva, teplo prechádza dovnútra, ľad sublimuje a prúdy plynu sa predierajú, čím sa rozbíja prachová kôra. Tieto efekty sa prejavili počas pozorovania Halleyovej kométy v roku 1986: sublimácia a únik plynu sa vyskytli len v niekoľkých oblastiach jadra kométy osvetlených Slnkom. Je pravdepodobné, že v týchto oblastiach bol odkrytý ľad, zatiaľ čo zvyšok povrchu bol pokrytý kôrou. Uvoľnený plyn a prach tvoria pozorovateľné štruktúry okolo jadra kométy.
Kóma. Prachové zrná a plyn neutrálnych molekúl (tabuľka 1) tvoria takmer guľovú kómu kométy. Zvyčajne sa kóma tiahne od 100 tisíc do 1 milióna km od jadra. Ľahký tlak môže zdeformovať kómu a natiahnuť ju v protislnečnom smere.
Vodíková koróna. Keďže jadrom ľadu je hlavne voda, kóma obsahuje hlavne molekuly H2O. Fotodisociácia rozkladá H2O na H a OH a potom OH na O a H. Rýchlo sa pohybujúce atómy vodíka lietajú ďaleko od jadra, kým sa ionizujú, a vytvárajú korónu, ktorej zdanlivá veľkosť často presahuje slnečný disk.
Chvost a súvisiace javy. Chvost kométy môže pozostávať z molekulárnej plazmy alebo prachu. Niektoré kométy majú oba typy chvostov. Prachový chvost je zvyčajne jednotný a tiahne sa milióny a desiatky miliónov kilometrov. Tvoria ho prachové zrnká odhodené od jadra v antisolárnom smere tlakom slnečného žiarenia a má žltkastú farbu, pretože prachové zrná jednoducho rozptyľujú slnečné svetlo. Štruktúry prachového chvosta možno vysvetliť nerovnomernou erupciou prachu z jadra alebo deštrukciou prachových zŕn. Plazmový chvost dlhý desiatky či dokonca stovky miliónov kilometrov je viditeľným prejavom komplexnej interakcie medzi kométou a slnečným vetrom. Niektoré molekuly, ktoré opúšťajú jadro, sú ionizované slnečným žiarením, pričom vznikajú molekulárne ióny (H2O+, OH+, CO+, CO2+) a elektróny. Táto plazma bráni pohybu slnečného vetra, ktorý je preniknutý magnetickým poľom. Keď kométa zasiahne kométu, siločiary sa omotajú okolo nej, získajú tvar vlásenky a vytvoria dve oblasti s opačnou polaritou. Molekulové ióny sú zachytené v tejto magnetickej štruktúre a tvoria viditeľný chvost plazmy v jej centrálnej, najhustejšej časti, ktorá má modrú farbu v dôsledku spektrálnych pásov CO+. Úlohu slnečného vetra pri tvorbe plazmových chvostov stanovili L. Bierman a H. Alfven v 50. rokoch 20. storočia. Ich výpočty potvrdili merania z kozmickej lode, ktorá preletela cez chvosty komét Giacobini-Zinner a Halley v rokoch 1985 a 1986. Ďalšie javy interakcie so slnečným vetrom, ktorý dopadá na kométu rýchlosťou cca. 400 km/s a pred sebou generatrix rázová vlna, v ktorej sa zhutňuje hmota vetra a hlavy kométy. Proces „zachytenia“ zohráva zásadnú úlohu; jej podstatou je, že neutrálne molekuly kométy voľne prenikajú prúdením slnečného vetra, no ihneď po ionizácii začnú aktívne interagovať s magnetickým poľom a sú urýchľované na významné energie. Pravda, niekedy sú pozorované veľmi energetické molekulárne ióny, ktoré sú z hľadiska naznačeného mechanizmu nevysvetliteľné. Proces zachytávania tiež excituje plazmové vlny v obrovskom objeme priestoru okolo jadra. Pozorovanie týchto javov má zásadný význam pre fyziku plazmy. „Zlomenie chvosta“ je nádherný pohľad. Ako je známe, v normálnom stave je chvost plazmy spojený s hlavou kométy magnetickým poľom. Často sa však chvost odtrhne od hlavy a zaostáva a na jeho mieste sa vytvorí nový. K tomu dochádza, keď kométa prechádza cez hranicu oblastí slnečného vetra s opačným magnetickým poľom. V tejto chvíli je magnetická štruktúra chvosta preusporiadaná, čo vyzerá ako zlomenie a vytvorenie nového chvosta. Komplexná topológia magnetické pole vedie k zrýchleniu nabitých častíc; To môže vysvetliť vzhľad rýchlych iónov uvedených vyššie.
Kolízie v Slnečnej sústave. Z pozorovaného počtu a orbitálnych parametrov komét vypočítal E. Epic pravdepodobnosť zrážok s jadrami komét rôznych veľkostí (tab. 2). V priemere raz za 1,5 miliardy rokov má Zem šancu zraziť sa s jadrom s priemerom 17 km a to môže život v oblasti úplne zničiť. rovnakú plochu Severná Amerika. Počas 4,5 miliardy rokov histórie Zeme sa to mohlo stať viackrát. Menšie katastrofy sú oveľa bežnejšie: v roku 1908 sa jadro malej kométy pravdepodobne dostalo do atmosféry a vybuchlo nad Sibírom, čo spôsobilo poliehanie lesov na veľkej ploche.
Vo vzdialenostiach rádovo 100 000 m.n.m. to znamená, že sa pohybuje obrovské množstvo malé telá, predstavujúce hrudky zlepených prachových častíc, zahalené vo vodíku, vode a uhľovodíkovom snehu. Súbor týchto telies sa nazýva „oblak komét“ alebo Oortov oblak.
Vznikla súčasne so Slnečnou sústavou asi pred 5 miliardami rokov, t.j. látka, z ktorej vznikli planéty, sa zachovala v kométach. Preto je štúdium komét veľmi dôležité. Jednotlivé telesá sa v oblaku pohybujú veľmi nízkou relatívnou rýchlosťou (zlomky metra za sekundu). Náhodné kolízie môžu viesť k zhutneniu telies, ich zlepeniu alebo zničeniu.
Väčšina oblačných telies v dôsledku veľmi dlhých procesov nadobúda rozmery niekoľko, možno niekoľko desiatok kilometrov. Pod vplyvom ionizujúceho žiarenia a kozmického žiarenia (čo sú prúdy elementárne častice vysoká energia) v „snehu“ sú zložité chemické reakcie a za miliardy rokov v ňom vznikajú zložité chemické zlúčeniny. Tieto telesá sa neskôr stanú pevnými jadrami komét.
V dôsledku náhodných zrážok alebo porúch blízkych hviezd môže byť telo z oblaku komét pravidelne vrhnuté do centrálnych oblastí Slnečnej sústavy. Ak súčasne dôjde k zblíženiu s jednou z obrovských planét, potom je možný (a niekedy aj nastane) prípad, keď sa toto teleso presunie na obežnú dráhu prechádzajúcu v tesnej blízkosti Slnka.
Kométa sa vyznačuje hlavou - svietiacou hmlistou škrupinou s rastúcou jasnosťou smerom k stredu, kde sa zvyčajne pozoruje jasnejšie jadro, a predĺženým chvostom, ktorý je vždy nasmerovaný preč od Slnka.
Chvost kométy
Vo vzdialenosti približne rovnej vzdialenosti od Slnka k Jupiteru sa povrch pevného jadra kométy zahreje natoľko, že sa zmrznuté plyny začnú odparovať. Keď sa približuje k Slnku, odparovanie sa zvyšuje a vytvára sa svetelný oblak plynu. Pod vplyvom ľahkého tlaku a slnečného vetra sa plyny začnú od Slnka vzďaľovať a objaví sa kométa chvost, tiež nasmerovaný zo Slnka. Po prejdení bodu dráhy najbližšie k Slnku teplota na povrchu pevného jadra klesá, odparovanie sa znižuje a chvost postupne mizne (obr. 56). Materiál zo stránky
Pri približovaní sa k Slnku sa odparujú iba zložky s nízkou teplotou topenia. Silikátové a železné prachové častice zostávajú a na povrchu sa objavuje prachová kôra, ktorá dobre chráni vnútorné oblasti jadra pred nadmerným zahrievaním.
Ako je jasne vidieť na periodických kométach, množstvo plynu odpareného kométou klesá s každým prechodom blízko Slnka. Sila jadra klesá a kométa je zničená.
Rozpad kométy bol priamo pozorovaný v kométe Biela (1848). Niekoľko rokov po definitívnom zničení kométy Zem prekročila svoju obežnú dráhu. Počas týchto dní bol pozorovaný „meteorický roj“ mimoriadnej sily. Za minútu sa objavilo viac ako 1000 meteorov; pozorovatelia povedali, že v Berlíne sa to v tom čase stalo tak ľahkým, že sa dalo čítať.
Kométa je neveľmi veľké nebeské teleso, ktoré sa pohybuje v medzigalaktickom priestore a pri priblížení sa k Slnku za sebou uvoľňuje charakteristické zhluky plynu. V skutočnosti sú kométy prechodným štádiom k medzihviezdnej hmote, takpovediac pozostatkom formovania Slnečnej sústavy. Suché odparovanie ľadu (sublimácia), plazmové procesy a iné rôzne fyzikálnych javov, sú neoddeliteľne spojené s kométami. Na rozdiel od zvyšku početných nebeských telies slnečnej sústavy sa o kométach dozvedeli dávno pred príchodom špeciálnych optické prístroje monitorovať hviezdna obloha. Svedčia o tom záznamy starých Číňanov, ktoré hovoria o pozorovaniach Halleyovej kométy v roku 240 pred Kristom.
Aj dnes je každý amatérsky astronóm schopný pozorovať a dokonca objaviť novú kométu. Koniec koncov, môžu byť také svetlé, že upútajú pozornosť každého. Ale len pred niekoľkými storočiami spôsobil výskyt obzvlášť jasných komét Obyčajní ľudia panika a strach a umelci sú inšpirovaní.
Prečo sú teda kométy také odlišné od mnohých iných nebeských telies? Samozrejme, s jeho charakteristickou svetelnou stopou (chvostom), ktorá zostáva za kométou. Vzniká, keď sa kométa približuje k Slnku. Hlavné zloženie a štruktúra komét zahŕňa prach a zamrznutý ľad s plynom, ktorý sa pri približovaní k Slnku začína ohrievať a vyparovať z jeho povrchu, čo vedie k svetelnej stope.
Pozorovanie kométy je nielen krásna podívaná, ktorá fascinuje svojou krásou, ale aj veľmi náučná z vedeckého hľadiska. Faktom je, že povrch a jadro kométy pozostáva z látky, ktorá sa z neznámych príčin nedokázala v raných fázach vývoja slnečnej sústavy sformovať na plnohodnotnú planétu. Vedci sa preto prostredníctvom štúdia komét môžu pozrieť do dávnej minulosti a detailne pochopiť mechanizmus vzniku planét.
Kométy, podobne ako planéty, dodržiavajú známe zákony gravitácie, ale pohybujú sa po veľmi jedinečných trajektóriách. Ak sa planéty otáčajú rovnakým smerom na kruhových dráhach, potom sa kométy otáčajú priamo aj dovnútra opačný smer pozdĺž veľmi excentrických (predĺžených) dráh, ktoré sú naklonené k osi ekliptiky. Budú rozdelené na krátkoperiodické kométy (obdobie obehu menej ako 200 rokov) a dlhoperiodické kométy (viac ako 200 rokov). Väčšina objavených komét má periódu oveľa viac ako 200 rokov a v našej slnečnej sústave sa objavujú veľmi, veľmi zriedkavo a potom miznú na mnoho tisíc alebo dokonca miliónov rokov. Prirodzene, takéto kométy existujú oveľa dlhšie ako kométy, ktoré často lietajú v blízkosti Slnka, a preto sa postupne vyparujú. Je tiež možné, že dráha letu kométy sa pretína s dráhou jednej z planét slnečnej sústavy, čo nevyhnutne vedie ku kolíziám. V dôsledku takýchto zrážok vznikajú krátery na Merkúre, Marse, Mesiaci a ďalších planétach.
Najznámejšia kométa na Zemi je Halleyova kométa. Jeho vzhľad bol od roku 239 pred Kristom pozorovaný viac ako 30-krát. Za svoj názov prirodzene vďačí E. Halleymu, ktorý po jej ďalšom objavení v roku 1682 vypočítal jej dráhu a predpovedal návrat kométy v roku 1758. Obdobie obehu Halleyovej kométy je 76 rokov; Naposledy bol videný v roku 1986, takže sa objaví v roku 2061.
S ňou posledné vystúpenie Niekoľko japonských, sovietskych a európskych satelitov bolo skúmaných zblízka. V dôsledku toho sa ukázalo, že jadro Halleyovej kométy má oválny tvar asi 15 km dlhý a asi 8 km široký a jeho povrch je možno pokrytý vrstvou organických zlúčenín a je čiernejšej farby ako uhlie.