Вид та відкриття комет
Комети (від грец. Kometes - зірка з хвостом, комета; буквально-довговолосий), тіла Сонячної системи, що мають вигляд туманних об'єктів зазвичай зі світлим згустком - ядром у центрі і хвостом.
Комети спостерігаються тоді, коли невелике крижане тіло, зване ядром комети, наближається до Сонця на відстань, меншу 4-5 астрономічних одиниць, прогрівається його променями і з нього починають виділятися гази і пил. Останні створюють навколо ядра туманну оболонку (атмосферу комети), іноді звану комою і складову разом з ядром голову комети. Атмосфера комети безперервно розсіюється у простір і існує лише тоді, коли відбувається виділення газів і пилу з ядра. Під дією світлового тиску, а також внаслідок взаємодії із сонячним вітром гази і пил несуться геть від ядра, утворюючи хвости комети.
У більшості комет в середині голови спостерігається яскраве "ядро" (зіркоподібною або дифузне), що представляє собою світіння центральної, найбільш щільною зони газів навколо справжнього ядра комети. Голова комети і її хвости не мають різких обрисів, і їх видимі розміри залежать, з одного боку, від загальної інтенсивності виділення газів і пилу з ядра і його близькістю до Сонця, а з іншого боку - від обставин спостережень, в першу чергу від яскравості фону неба. Значна кількість відомостей про появу комет, про їх рухах містять стародавні китайські хроніки. У Європі ж, згідно з вченням Аристотеля, аж до 17 ст. вважали, що комети виникають і рухаються в атмосфері, що це - земні пари, які піднялися вгору і зажевріли від наближення до "сфері вогню", причому їх хвости - це полум'я, гнані вітром. Т. Браге, вивчаючи рух комети 1577 серед зірок, за спостереженнями в Данії і в Празі визначив її паралакс, який виявився менше місячного паралакса, і, виявилося, що комета перебувала далі за Місяць. Це стало доказом того, що комета - такі ж небесні світила, як і Місяць, планети та ін
Кількість комет в Сонячній системі надзвичайно велике: їх число, очевидно, сягає сотень мільярдів. Однак спостереженнями доступно лише невелике число комет, що заходять всередину орбіти Юпітера. Так, в 1850-1949 в середньому спостерігалося по 5 проходжень К. через перигелій щорічно (з них лише одне, видима неозброєним оком). У наступні 20 років (1950-69), внаслідок інтенсифікації пошуків комет, це число зросло до 9 проходжень за рік.
За міжнародною угодою комети спочатку позначаються роком відкриття і буквою латинського алфавіту в порядку надходження повідомлення про їх відкриття.
Після надійного визначення їх орбіт ці попередні позначення замінюються остаточними, містять рік, порядковий номер (римська цифра) проходження комет через перигелій і ім'я відкрив її спостерігача (або спостерігачів).
Будова комет
За сучасними уявленнями, ядра комет складаються з водяного газу з домішкою "льодів" інших газів (СО2, NH3 та ін), а також кам'янистих речовин. Порошинки частково виділяються з ядра при випаровуванні (сублімації) льодів, частково утворюються в його околицях у результаті конденсації молекул нелетких і помірно летких речовин. Пилові частинки розсіюють сонячне світло, атоми ж і молекули газів поглинають випромінювання в деяких довгих хвилях і з висвітлює сонячного світла, а потім перевипромінюють їх. У результаті виділення з нагрітого Сонцем ядра газу і пилинок виникає реактивна сила, яка, можливо, породжує негравітаціонние ефекти в русі комет. Інтенсивне виділення відбувається з найбільш нагрітого ділянки поверхні ядра, який, внаслідок обертання ядра, розташований не точно з сонячної сторони, а дещо зміщений у бік обертання. У результаті з'являється компонента реактивної сили, яка або прискорює рух комет, якщо обертання ядра відбувається в тому ж напрямку, що і звернення комет біля Сонця, або сповільнює його, якщо обертання і звернення відбуваються в протилежних напрямках.
Газ і пил, що виділяються ядром, утворюють голову комет. Молекули води та ін газів, що виділяються з ядра під дією сонячного випромінювання, дуже швидко розпадаються, породжуючи спостережувані хімічно активні вільні радикали. Останні також розпадаються під дією випромінювання Сонця, але набагато повільніше, унаслідок чого встигають поширитися на значні відстані від ядра. Вивчення спектрів комет свідчить про те, що комети містять нейтральні молекули C3, C2, CN, СН, ВІН, NH, NH2, ионизованного молекули СО +, N2 +, СН +, а також атоми Н, О і Na. У рідкісних випадках у спектрах комет, виключно близько підлітають до сонця, спостерігалися лінії випромінювання Fe і ін нелетких хімічних елементів. Діаметр голови у яскравих комет може досягати мільйонів км. Кількість пилу в головах комет різному: в одних комет вона відсутня, в ін її маса може досягати половини маси всього речовини голови. Колір і поляризація світла, відбитого пиловими частинками, вказує на те, що їх розміри в головах комет становлять близько 0,25-5 мкм.
Відповідно до класифікації, розробленої в другій половині 19 ст. Ф. А. Бредихіним, хвости комет поділяються на 3 типи: хвости 1-го типу спрямовані прямо від Сонця, хвости 2-го типу зігнуті і відхиляються назад по відношенню до орбітального руху комет, хвости 3-го типу - майже прямі, але помітно відхиляються тому. При деяких взаємних положеннях Землі, комети і Сонця, відхилені тому хвости 2-го і 3-го типу видно з Землі як би спрямованими в бік Сонця (так звані аномальні хвости). Фізична інтерпретація поділу хвостів на типи, запропонована Бредихіним, в наступні роки значно розвивалася і в 70-х рр.. 20 в. отримала такий зміст. Хвости 1-го типу - плазмові і складаються з іонізованих молекул СО +, N2 +, СН +, які з великими прискореннями під дією сонячного вітру несуться в сторону, протилежну напрямку на Сонце. Хвости 2-го типу утворюються пиловими частинками різної величини, безперервно виділяються з ядра, хвости ж 3-го типу з'являються в тому випадку, коли з ядра одночасно виділяється ціла хмара пороху. Порошинки різної величини під дією світлового тиску отримують різне прискорення, і хмара розтягується в смугу, що утворить хвіст комети, так зване синхронне. Рідко спостерігається прямий натрієвий хвіст, спрямований уздовж плазмового хвоста (1-го типу). Нейтральні молекули, присутні в голові комет, набувають під дією світлового тиску приблизно таке ж прискорення, як і пилові частинки, і тому рухаються в напрямку хвоста 2-го типу. Проте час їх життя до іонізації сонячним випромінюванням становить усього кілька годин. Тому вони не встигають просунутися далеко в хвіст 2-го типу. Інколи їх вдається помітити в невеликій кількості тільки в початковому відрізку хвоста.
Безперервно виділяються з ядра і рухомі під дією однакового прискорення частинки рівної величини розташовуються в просторі вздовж викривленої лінії - так званої сіндінами. Хвости 2-го типу являють собою віяло сіндінам, відповідним порошинкам різних розмірів. Видима форма хвоста 2-го типу визначається при цьому розподілом пилових частинок за розмірами. Таким чином, видимий хвіст 2-го типу являє собою смугу максимальної яскравості в межах віяла.
Найбільшою довжини досягають, як правило, хвости 1-го типу, тягнучись на сотні млн. км. Проте їх щільність, мабуть, не перевищує 102-103іонов/см3.
Кращому розумінню природи комет багато в чому сприяють лабораторні експерименти з моделювання комет. Вдалося, зокрема, відтворити сублімацію запилених кометних льодів з викидом метеорних частинок з ядра, освіта іонізованих структур, які нагадують хвости 1-го типу. За допомогою геофізичних ракет і космічних зондів на висотах від кількох сотень до десятків тис. км створені штучні хмари з парів лужних металів - так звані комети штучні, які підготували грунт для моделювання комет у відкритому космосі. Обговорюється питання про посилку космічного зонда до тієї чи іншої періодичної кометі при її поверненні до Сонця для безпосереднього вивчення складу, магнітних полів та інших фізичних особливостей комет.
Орбіти комет
До 1971 обчислено близько 1 тис. систем елементів орбіт майже для 600 комет. Результати обчислень публікуються у спеціальних каталогах. Так, каталог Портера містить відомості про появи комет в роки від 239 до н. е.. до 1961 н. е..; всього в ньому згадується 829 появ 566 індивідуальних комет, серед яких 54 короткоперіодичних (з періодами р 200 років); 290 комет з параболічними орбітами, 65 комет з гіперболічними орбітами, які, віддаляючись від Сонця, назавжди залишають Сонячну систему, ідучи в міжзоряний простір.
Більшість орбіт, що вважаються параболічними, в дійсності, мабуть, сильно витягнуті еліптичні, для них, проте, ексцентриситет не міг бути визначений з-за недостатньої точності спостережень. Гіперболічні ж орбіти є результатом дії, що обурює великих планет, переважно Юпітера, на рух комет. Аналіз руху таких комет в минулі роки призвів до висновку, що до моменту, коли кожна з таких комет почала зазнавати помітне обурює вплив планет, вона наближалася до Сонячної системи по еліптичній орбіті. Проходження комет поблизу великих планет призводять до різких змін орбіт комет. Наприклад, К., відкрита фінським астрономом Л. Отермой в 1942 і що рухалася до 1963 між орбітами Марса і Юпітера, перейшла після зближення з Юпітером на нову орбіту, що лежить між орбітами Юпітера і Сатурну.
У русі ряду комет, в першу чергу короткоперіодичних, виявлені також ефекти, не зрозумілі тяжінням їх відомими тілами Сонячної системи (так звані негравітаціонние ефекти). Так, одні комети зазнають вікове прискорення, а інші - вікові уповільнення руху, що є, мабуть, результатом реактивного ефекту від виділяються з ядра потоків речовини.
Короткоперіодичні комети прийнято ділити на "сімейства" за величиною афелійних відстаней. До найбільш численного сімейства Юпітера відносять комети, афелій яких розташований біля орбіти Юпітера. До родини Сатурна відносять комети з афелії поблизу його орбіти. Цікаву групу комет, "що зачіпають Сонце", утворюють кілька довгоперіодичних комет. Всі вони мають дуже малі перігелійние відстані, в межах 0,0055-0,0097 астрономічних одиниць (т. e. їх перигелії віддалені від поверхні Сонця на 0,5-1 радіус Сонця), і приблизно однакові інші елементи орбіти. Досить імовірно, що ці комети - продукти розпаду однієї материнської комети. комет
Походження та еволюція комет
Теорія, спостереження та експерименти свідчать про те, що при поверненнях до Сонця комета втрачає значну частину своєї речовини, так що час її життя не може перевищувати сотні або тисячі оборотів близько Сонця; цей час надзвичайно мало з космогонічної точки зору. Оскільки, тим не менш, комета спостерігаються і в сучасну епоху, повинні бути ті чи інші джерела поповнення їх кількості. Згідно одній гіпотезі, що розробляється радянським астрономом С. К. Всехсвятським, комети є результатами потужних вулканічних вивержень на великих планети та їх супутники. За іншою гіпотезою, запропонованої голландським астрономом Я. Оортом, нині спостерігаються комети приходять в околиці Сонця з гігантського кометної хмари, навколишнього Сонячну систему і тягнеться до відстаней в 150 тис. астрономічних одиниць, яке утворилося в епоху формування планет-гігантів. Під впливом збурень від тяжіння зірочок деякі комети цієї хмари можуть переходити на орбіти з малими перігелійнимі відстанями і ставати таким чином спостерігаються.
Метеори
Слово «метеор» в грецькій мові використовували для опису різних атмосферних феноменів, але тепер їм позначають явища, що виникають при попаданні у верхні шари атмосфери твердих частинок з космосу. У вузькому розумінні «метеор» - це смуга, що світиться вздовж траси розпадається частинки. У народі метеори називають «падаючими зірками». Дуже яскраві метеори називають болідами; іноді цим терміном позначають тільки метеорні події, що супроводжуються звуковими явищами.
Частота появи
Кількість метеорів, які може побачити спостерігач за певний період часу, не постійно. У хороших умовах, далеко від міських вогнів і за відсутності яскравого місячного світла, спостерігач може помітити 5-10 метеорів на годину. У більшості метеорів світіння триває близько секунди і виглядає слабше самих яскравих зірок. Після півночі метеори з'являються частіше, оскільки спостерігач в цей час розташовується на передній по ходу орбітального руху боці Землі, на яку потрапляє більше часток. Кожен спостерігач може бачити метеори в радіусі близько 500 км навколо себе. Всього ж за добу в атмосфері Землі виникають сотні мільйонів метеорів. Повна маса влітають в атмосферу частинок оцінюється в тисячі тонн на добу - незначна величина в порівнянні з масою Землі. Вимірювання з космічних апаратів показують, що за добу на Землю потрапляє також близько 100 т пилових частинок, дуже дрібних, щоб викликати появу видимих метеорів.
Спостереження метеорів
Візуальні спостереження дають чимало статистичних даних про метеорит, але для точного визначення їх яскравості, висоти та швидкості польоту необхідні спеціальні прилади. Вже близько століття астрономи використовують камери для фотографування метеорних слідів. Обертова заслінка (обтюратор) перед об'єктивом фотокамери робить слід метеора схожим на пунктирну лінію, що допомагає точно визначати інтервали часу. Звичайно за допомогою цієї заслінки роблять від 5 до 60 експозицій у секунду. Якщо два спостерігачі, розділені відстанню в десятки кілометрів, одночасно фотографують один і той же метеор, то можна точно визначити висоту польоту частинки, довжину її сліду і - за інтервалами часу - швидкість польоту.
Починаючи з 1940-х років астрономи спостерігають метеори за допомогою радара. Самі космічні частки дуже малі, щоб їх зареєструвати, але при польоті в атмосфері вони залишають плазмовий слід, який відбиває радіохвилі. На відміну від фотографії радар ефективний не тільки вночі, але також вдень і в хмарну погоду. Радар зауважує дрібні метеори, недоступні фотокамері. За фотографіями точніше визначається траєкторія польоту, а радар дозволяє точно вимірювати відстань і швидкість.
Швидкість і висота
Швидкість, з якою метеороіди влітають в атмосферу, укладена в межах від 11 до 72 км / с. Перше значення - це швидкість, яку купують тілом тільки за рахунок тяжіння Землі. (Таку ж швидкість повинен отримати космічний апарат, щоб вирватися з гравітаційного поля Землі.) Метеороід, який прибув з далеких областей Сонячної системи, внаслідок притягання до Сонця набуває поблизу земної орбіти швидкість 42 км / с. Орбітальна швидкість Землі близько 30 км / с. Якщо зустріч відбувається «в лоб», то їх відносна швидкість 72 км / с. Будь-яка частка, яка прилетіла з міжзоряного простору, повинна мати ще більшу швидкість. Відсутність таких швидких частинок доводить, що всі метеороіди - члени Сонячної системи.
Висота, на якій метеор починає світитися або відзначається радаром, залежить від швидкості входу частинки. Для швидких метеороідов ця висота може перевищувати 110 км, а повністю частка руйнується на висоті близько 80 км. У повільних метеороідов це відбувається нижче, де більша щільність повітря. Метеори, порівнянні за блиском з найяскравішими зірками, утворюються частинками з масою в десяті частки грама. Більші метеороіди зазвичай руйнуються довше і досягають малих висот. Вони істотно гальмуються через тертя в атмосфері. Рідкісні частки опускаються нижче 40 км. Якщо метеороїд досягає висот 10-30 км, то його швидкість стає менше 5 км / с, і він може впасти на поверхню у вигляді метеорита.
Орбіти
Знаючи швидкість метеороїда і напрямок, з якого він підлетів до Землі, астроном може обчислити його орбіту до зіткнення. Земля і метеороїд стикаються в тому випадку, якщо їх орбіти перетинаються і вони одночасно виявляються в цій точці перетину. Орбіти метеороідов бувають як майже круговими, так і гранично еліптичності, що йдуть далі планетних орбіт.
Якщо метеороїд наближається до Землі повільно, значить, він рухається навколо Сонця в тому ж напрямку, що і Земля: проти годинникової стрілки, якщо дивитися з північного полюса орбіти. Більшість орбіт метеороідов виходить за межі земної орбіти, і їх площині нахилені до екліптики не дуже сильно. Падіння майже всіх метеоритів пов'язано з метеороїда, що мали швидкості менше 25 км / с; їх орбіти повністю лежать всередині орбіти Юпітера. Велику частину часу ці об'єкти проводять між орбітами Юпітера і Марса, в поясі малих планет - астероїдів. Тому вважається, що астероїди служать джерелом метеоритів. На жаль, ми можемо спостерігати тільки ті метеороіди, які перетинають орбіту Землі; очевидно, ця група недостатньо повно представляє всі малі тіла Сонячної системи.
У швидких метеороідов орбіти більш витягнуті і сильніше нахилені до екліптики. Якщо метеороїд підлітає зі швидкістю більше 42 км / с, то він рухається навколо Сонця в напрямі, протилежному напрямку руху планет. Той факт, що за такими орбітах рухаються багато комет, вказує, що ці метеороіди є осколками комет.
Метеорні потоки
В деякі дні року метеори з'являються набагато частіше, ніж зазвичай. Це явище називають метеорний потік, коли спостерігаються десятки тисяч метеорів на годину, створюючи дивовижне явище «зоряного дощу» по всьому небу. Якщо простежити на небі шляху метеорів, то здасться, що всі вони вилітають з однієї точки, званої радіантом потоку. Це явище перспективи, подібне збіжним в горизонту рейках, вказує, що всі частинки рухаються по паралельних траєкторіях.
Астрономи виділили кілька десятків метеорних потоків, багато хто з яких демонструють щорічну активність з тривалістю від декількох годин до декількох тижнів. Більшість потоків названо на ім'я сузір'я, в якому лежить їх радіант.
Метеорні потоки спостерігаються, коли Земля перетинає траєкторію рою часток, що утворився при руйнуванні комети. Наближаючись до Сонця, комета нагрівається його променями і втрачає речовину. За кілька століть під дією гравітаційних збурень від планет ці частинки утворюють витягнутий рій вздовж орбіти комети. Якщо Земля перетинає цей потік, ми щорічно можемо спостерігати зоряний дощ, навіть якщо сама комета в цей момент далеко від Землі. Оскільки частинки розподілені уздовж орбіти нерівномірно, інтенсивність дощу рік від року може змінюватися. Старі потоки настільки розширені, що Земля перетинає їх кілька діб. У перетині деякі потоки швидше нагадують стрічку, ніж шнур.
Можливість спостерігати потік залежить від напрямку приходу частинок до Землі. Якщо радіант розташований високо на північному небі, то з південної півкулі Землі потік не видно (і навпаки). Метеори потоку можна побачити, тільки якщо радіант знаходиться над горизонтом. Якщо ж радіант потрапляє на денне небо, то метеори не видно, але їх можна засікти радаром. Вузькі потоки під впливом планет, особливо Юпітера, можуть змінювати свої орбіти. Якщо при цьому вони більше не перетинають земну орбіту, то стають неспостережний.
Боліди
Метеори, які найяскравіше найяскравіших планет, часто називають болідами. Іноді спостерігаються боліди яскравіше повного місяця і вкрай рідко такі, що спалахують яскравіше сонця. Боліди виникають від найбільш великих метеороідов. Серед них багато осколків астероїдів, які щільніше і міцніше, ніж фрагменти кометних ядер. Але все одно більшість астероїдних метеороідов руйнується в щільних шарах атмосфери. Деякі з них падають на поверхню у вигляді метеоритів. Через високу яскравості спалаху боліди здаються значно ближче, ніж насправді. Тому необхідно зіставити спостереження болідів з різних місць, перш ніж організовувати пошук метеоритів. Астрономи оцінили, що щодня по всій Землі близько 12 болідів закінчується падінням більш ніж кілограмових метеоритів.
Список літератури
Енциклопедія для дітей. Т. 8. Астрономія. Е68 / Глав. ред. М.Д. Аксьонова. - М.: Аванта +, 1997. - 688с.: Іл.