КОМЕТЫ
(от греч. kometes <-
звезда
с хвостом, комета; букв.<-длинноволосый), тела Солнечной системы,
имеющие вид туманных объектов обычно со светлым сгустком
<- ядром
в центре и хвостом. Общие сведения о кометах. К. наблюдаются тогда, когда
небольшое ледяное тело, наз. ядром К., приближается к Солнцу на расстояние,
меньшее 45 астрономич. единиц, прогревается его лучами и из него начинают
выделяться газы и пыль. Последние создают вокруг ядра туманную оболочку
(а т м о с ф ер у К.), иногда наз. комой и составляющую вместе с
ядром голову К. Атмосфера К. непрерывно рассеивается в пространство и существует
лишь тогда, когда происходит выделение газов и пыли из ядра. Под действием
светового давления, а также вследствие взаимодействия с солнечным ветром
газы и пыль уносятся прочь от ядра, образуя хвосты К.
У большинства К. в середине головы
наблюдается яркое "ядро" (звездообразное или диффузное), представляющее
собой свечение центральной, наиболее плотной зоны газов вокруг истинного
ядра К. Голова К. и её хвосты не имеют резких очертаний, и их видимые размеры
зависят, с одной стороны, от общей интенсивности выделения газов
и пыли из ядра и его близостью к Солнцу, а с другой стороны - от обстоятельств
наблюдений, в первую очередь от яркости фона неба. Значит. количество сведений
о появлении К., об их движениях содержат древние китайские хроники. В Европе
же, в соответствии с учением Аристотеля, вплоть до 17 в.
считали, что К. возникают и движутся в атмосфере, что это - земные пары,
поднявшиеся вверх и загоревшиеся от приближения к "сфере огня", причём
их хвосты - это пламя, гонимое ветром. Т. Браге, изучая движение
кометы 1577 среди звёзд, по наблюдениям в Дании и в Праге определил её
параллакс, к-рый оказался меньше лунного параллакса, и, т. о., оказалось,
что К. находилась дальше Луны. Это явилось доказательством того, что К.
- такие же небесные светила, как и Луна, планеты и др.
После открытия закона тяготения в
18-19 вв. были разработаны методы определения орбит К. (Э. Галлей, Г.
Ольберс
и
др.). Новый подход к исследованию К. был предложен Ф. Бесселем
(нач.
19 в.) и развит Ф. А. Бредихиным (2-я пол. 19 в.),
начавшим изучение физич. природы К. и особенностей их внутр. строения;
в частности, Бредихин создал сыгравшую большую роль в исследованиях К.
механич. теорию кометных форм. В нач. 20 в. австр. астроном И. Голечек
и сов. астроном С. В. Орлов исследовали блеск К. и выяснили закон его изменения
в зависимости от расстояния К. до Солнца. Совр. эпоха в исследовании К.
началась в 1910, когда при возвращении яркой Галлея кометы стали
широко применяться фотографич. и спектроскопич. методы наблюдений.
Неожиданные появления необычных небесных
светил, какими представляются яркие К., всегда производило сильное впечатление.
Поэтому неудивительно, что появления К. суеверные люди принимали за разного
рода предзнаменования, связывали их с различными земными событиями, причём
в разных местах - с разными. Так, появление яркой К. в 1811-1812 в России
связывалось с нашествием полчищ Наполеона, в Испании - с хорошим урожаем
винограда, в Мексике - с открытием серебряных руд и т. п.
Количество К. в Солнечной системе
чрезвычайно велико: их число, по-видимому, достигает сотен миллиардов.
Однако наблюдениям доступно лишь небольшое число К., заходящих внутрь орбиты
Юпитера. Так, в 1850-1949 в среднем наблюдалось по 5 прохождений К. через
перигелий ежегодно (из них лишь одно, видимое невооружённым глазом). В
последующие 20 лет (1950-69), вследствие интенсификации поисков К., это
число возросло до 9 прохождений за год. В табл. 1 приведён список наиболее
ярких К. 19 и 20 вв. и указаны их наибольшие звёздные величины (где они
известны ).
Табл. 1.-Большие кометы
|
Кометы
|
Наибольшая
видимая звёздная величина |
Кометы
|
Наибольшая
видимая звёздная величина |
||
|
1811 I
|
+ 1
|
1882 II
|
- 17
|
||
|
1823
|
1901 II
|
- 2
|
|||
|
1843 I
|
-7
|
1910 I
|
-5
|
||
|
1858 VI
|
+ 0,2
|
1910 II
|
|||
|
1861 II
|
-4
|
Галлея
|
-1
|
||
|
1874 III
|
|
1927 IX
|
-6
|
||
|
1880 I
|
|
1947 XII
|
-2
|
||
|
1881 III
|
|
1948 XI
|
ок. +1
|
||
|
1957 III
|
+2
|
||||
Блеск К. изменяется в больших пределах.
Самой яркой из известных была К. 1882 II, подходившая к Солнцу на очень
небольшое расстояние. Её блеск в перигелии достигал -17 звёздной величины,
т. е. она давала в 60 раз больше света, чем Луна в полнолуние. Она была
самым ярким небесным объектом после Солнца и была хорошо видна днём вблизи
поверхности Солнца. Однако большинство К. видно только в телескопы.
Блеск К. быстро увеличивается с изменением
её расстояния г от Солнца и зависит также от её расстояния Д от
Земли. Звёздная величина т головы К. может быть представлена эмпирической
зависимостью т = т,, + 5 lg Д + 2,5 n lg r. Сов. астроном
Б. Ю. Левин, на основании физич. соображений, установил иную зависимость:
т
= А + В у г + 5 lg Д. В этих формулах то- абсолютный блеск,
п,
А и В -
постоянные, у большинства К. п ж 4, т. е. свечение
головы К. изменяется приблизительно обратно пропорционально г4.
На регулярное изменение блеска К. с изменением r накладываются иногда
неправильные колебания, к-рые, возможно, связаны с солнечной активностью.
У многих периодических К. наблюдается вековое ослабление блеска, к-рое
объясняют исчерпыванием запасов светящегося вещества.
Табл. 2.-Э лементьт орбит некоторых
комет
|
Комета
|
Время последнего
прохождения перигелия Т |
Период обращения
p (годы) |
Эксцентриситет
е |
Наклон орбиты
t |
Долгота
восходящего узла Л |
Расстояние
перигелия от узла ад |
Перигелийное
расстояние д(а.е.) |
Афелийное
расстояние Q(a.e.) |
Примечания
|
||
|
1970 I
Энке |
1971 янв.,
9,92 |
3,302
|
0,847152
|
11°, 9747
|
334°, 2224
|
185°,
9383 |
0,338897
|
4,09
|
Самая коротко-"
периодическая |
||
|
1957 IV
Швассмана- Вахмана I" |
1957, май
12,89 |
16,10
|
0,131488
|
9,4872
|
321,6094
|
355,8271
|
5,53774
|
7,21
|
Малое е,
планстоподобная орбита |
||
|
1910 II
Галлея |
1910, апр.
20,18 |
76,1
|
0,967297
|
162,2158
|
57,8466
|
111,7190
|
0,587212
|
35,31
|
Первая
К., для к-рой определена орбита |
||
|
1965 VIII
Икея- Секи (главное ядро) |
1965, окт.
21,18 |
874
|
0,999915
|
141,8576
|
346,2963
|
69,0499
|
0,007785
|
183 .
|
"Задевающая
Солнце-" - |
||
В движении ряда К., в первую очередь
короткопериодических, обнаружены также эффекты,не объяснимые притяжением
их известными телами Солнечной системы (т. н. негравитационные эффекты).
Так, одни К. испытывают вековое ускорение, а другие <- вековые замедления
движения, являющиеся, по-видимому, результатом реактивного эффекта от выделяющихся
из ядра потоков вещества.
Короткопериодич. К. принято делить
на "семейства" по величине афелийных расстояний. К наиболее многочисл.
семейству Юпитера относят К., афелий к-рых расположен около орбиты Юпитера.
К семейству Сатурна относят К. с афелиями вблизи его орбиты. Интересную
группу К., "задевающих Солнце", образуют несколько долгопериодич. К. Все
они имеют очень малые перигелийные расстояния, .в пределах 0,0055-0,0097
а.е.
(т.
е. их перигелии удалены от поверхности Солнца на 0,5<-1 радиус Солнца),
и примерно одинаковые остальные элементы орбиты. Весьма вероятно, что эти
К.<- продукты распада одной материнской К.
В табл. 2 приведены элементы орбит
нек-рых К.
Строение комет. По современным представлениям,
Газ и пыль, выделяемые ядром, образуют
Согласно классификации, разработанной
молекул СО+, NJ , СН+,
Непрерывно выделяющиеся из ядра и
Наибольшей длины достигают, как правило,
Лучшему пониманию природы К. во многом
Происхождение и эволюция комет. Теория,
к Солнцу К. теряет значит, часть
Илл. см. на вклейке, табл. XXXVIII
Лит.: Бредихин Ф. А., О хвостах
А
Б
В
Г
Д
Е
Ё
Ж
З
И
Й
К
Л
М
Н
О
П
Р
С
Т
У
Ф
Х
Ц
Ч
Ш
Щ
Ъ
Ы
Ь
Э
Ю
Я
ядра К. состоят из водяного газа с примесью "льдов" других газов (СО
выделяются из ядра при испарении (сублимации) льдов, частично образуются
в его окрестностях в результате конденсации молекул нелетучих и умеренно
летучих веществ. Пылевые частицы рассеивают солнечный свет, атомы же и
молекулы газов поглощают излучения в нек-рых длинных волнах из освещающего
солнечного света, а затем переизлучают их. В результате выделения из нагретого
Солнцем ядра газа и пылинок возникает реактивная сила, к-рая, возможно,
порождает негравитационные эффекты в движении К. Интенсивное выделение
происходит из наиболее нагретого участка поверхности ядра, к-рый, вследствие
вращения ядра, расположен не точно с солнечной стороны, а несколько смещён
в сторону вращения. В результате появляется компонента реактивной силы,
к-рая либо ускоряет движение К., если вращение ядра происходит в том же
направлении, что и обращение К. около Солнца, или замедляет его, если вращение
и обращение происходят в противоположных направлениях.
голову К. Молекулы воды и др. газов, выделяющиеся из ядра под действием
солнечного излучения, очень быстро распадаются, порождая наблюдаемые химически
активные свободные радикалы. Последние также распадаются под действием
излучения Солнца, но гораздо медленнее, вследствие чего успевают распространиться
на значит, расстояния от ядра. Изучение спектров К. свидетельствует о том,
что К. содержат нейтральные молекулы Сз, С
а также атомы Н, О и Na. В редких случаях в спектрах К., исключительно
близко подлетавших к Солнцу, наблюдались линии излучения Fe и др. нелетучих
химич. элементов. Диаметр головы у ярких К. может достигать миллионов км.
Количество
пыли в головах К. различно: у одних К. она отсутствует, у др. её масса
может достигать половины массы всего вещества головы. Цвет и поляризация
света, отражённого пылевыми частицами, указывает на то, что их размеры
в головах К. составляют ок. 0,25-5 мкм.
во второй половине 19 в. Ф. А. Бредихиным, хвосты К. подразделяются на
3 типа: хвосты 1-го типа направлены прямо от Солнца, хвосты 2-го типа изогнуты
и отклоняются назад по отношению к орбитальному движению К., хвосты 3-го
типа - почти прямые, но заметно отклоняются назад. При нек-рых взаимных
положениях Земли, К. и Солнца отклонённые назад хвосты 2-го и 3-го типа
видны с Земли как бы направленными в сторону Солнца (так наз. аномальные
хвосты). Фиэич. интерпретация разделения хвостов на типы, предложенная
Бредихиным, в последующие годы значит, развивалась и в 70-х гг. 20 в. получила
следующее содержание. Хвосты 1-го типаплазменные и состоят из ионизованных
к-рые с большими ускорениями под действием солнечного ветра уносятся в
сторону, противоположную направлению на Солнце. Хвосты 2-го типа образуются
пылевыми частицами разной величины, непрерывно выделяющимися из ядра, хвосты
же 3-го типа появляются в том случае, когда из ядра одновременно выделяется
целое облако пылинок. Пылинки разной величины под действием светового давления
получают различное ускорение, н облако растягивается в полосу, образующую
хвост К., так наз. синхрону. Редко наблюдается прямой натриевый хвост,
направленный вдоль плазменного хвоста (1-го типа). Нейтральные молекулы,
присутствующие в голове К., приобретают под действием светового давления
приблизительно такое же ускорение, как и пылевые частицы, и поэтому движутся
в направлении хвоста 2-го типа. Однако время их жизни до фотодиссоциации
(или ионизации) солнечным излучением составляет всего несколько
часов. Поэтому они не успевают продвинуться далеко в хвост 2-го типа. Иногда
их удаётся заметить в небольшом количестве только в начальном отрезке хвоста.
движущиеся под действием одинакового ускорения частицы равной величины
располагаются в пространстве вдоль искривлённой линии - так наз. снндинамы.
Хвосты 2-го типа представляют собой веер синдинам, соответствующих пылинкам
разных размеров. Видимая форма хвоста 2-го типа определяется при этом распределением
пылевых частиц по размерам. Т. о., видимый хвост 2-го типа представляет
собой полосу максимальной яркости в пределах веера.
хвосты 1-го типа, простираясь на сотни млн. км. Однако их плотность,
по-видимому, не превышает 102-103 ионов/см3.
способствуют лабораторные эксперименты по моделированию К. Удалось, в частности,
воспроизвести сублимацию запылённых кометных льдов с, выбросом метеорных
частиц из ядра, образование ионизованных структур, напоминающих хвосты
1-го типа. С помощью геофизич. ракет и космич. зондов на высотах от нескольких
сот до десятков тыс. км созданы искусств, облака из паров
щелочных металлов - т. н. кометы, искусственные, к-рые подготовили
почву для моделирования К. в открытом космосе. Обсуждается вопрос о посылке
космич. зонда к той или иной периодич. К. при её возвращении к Солнцу для
непосредств. изучения состава, магнитных полей и прочих физич. особенностей
К.
наблюдения и эксперименты свидетельствуют о том, что при возвращениях
своего вещества, так что время её жизни не может превышать сотни или тысячи
оборотов около Солнца; это время чрезвычайно мало с космогонич. точки зрения.
Поскольку, тем не менее, К. наблюдаются и в современную эпоху, должны существовать
те или иные источники пополнения их количества. Согласно одной гипотезе,
разрабатываемой сов. астрономом С. К. Всехсвятским, К. являются результатами
мощных вулканич. извержений на больших планетах и их спутниках. По другой
гипотезе, предложенной голл. астрономом Я. Сортом, ныне наблюдаемые К.
приходят в окрестности Солнца из гигантского кометного облака, окружающего
Солнечную систему и простирающегося до расстояний в 150 тыс. астрономич.
единиц, к-рое образовалось в эпоху формирования планет-гигантов. Под воздействием
возмущений от притяжения звёзд нек-рые К. этого облака могут переходить
на орбиты с малыми перигелийными расстояниями и становиться т. о. наблюдаемыми.
(стр. 464-465).
комет, М.- Л., 1934; Орлов С. В., О природе комет, М., 1958; Всехсвятс
к и и С. К., Физические характеристики комет, М., 1958; Добровольский О.
В., Кометы, М., 1966; Ф е с е н к о в В. Г., Солнечное кометное облако
и межзвёздное пространство, "Земля и Вселенная", 1965, № 4; R i с h t е
г N. В., Statistik und Physik der Kometen, Lpz., 1954 (English translation:
The Nature of Comets, L., 1963); The Moon, Meteorites and Comets, ed В.
М. Middlehurst and G. P. Kuiper, Chi.- L., ,1963, ch. 15-20; Nature et
origine des cometes, Liege, 1966. О. В. Добровольский.