Меню сайта

Статистика

Кометы

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Наконец, встречаются хвосты III типа, обычно короткие и очень сильно отклоненные назад от прямой, соединяющей комету с Солнцем. На частицы этих хвостов действуют лишь небольшие отталкивательные силы — от ничтожно малых до ¹/₄ — ¹/₃ силы притяжения.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

ПОИСК

Block title

РАЗНОЕ

Детская Энциклопедия

Кометы

Кометы