КУРС ЗАГАЛЬНОЇ АСТРОНОМІЇ - С. М. АНДРІЄВСЬКИЙ 2007

Частина V

ФІЗИЧНА ПРИРОДА ТІЛ СОНЯЧНОЇ СИСТЕМИ

Розділ 13

МАЛІ ПЛАНЕТИ, КОМЕТИ, МЕТЕОРИ І МЕТЕОРИТИ

13.2. Комети

Як уже встановлено, на відстанях від сотень до десятків тисяч а. о. від Сонця є величезна кількість крижаних брил розміром до декількох десятків кілометрів, які складаються із звичайного льоду, а також із замерзлого вуглекислого газу з домішками льоду з метану, аміаку тощо. У них вморожені тверді кам'янисті фрагменти зі сполук різних елементів — кремнію, магнію, заліза та ін. Ці крижані брили — кометні ядра. Частина з них скупчена у широкому поясі, площина якого співпадає з площиною екліптики, а сам він простягається від орбіти Плутона до відстані у декілька сотень а. о. від Сонця. Цей пояс названо поясом Койпера (а точніше, Еджеворта — Койпера) — на честь американського астронома Г. Койпера, який у середині XX ст. висловив припущення про існування саме такої структури в Сонячній системі. Вже відомо понад 500 об'єктів, що перебувають у межах пояса Койпера. Крім кометних ядер, там багато тіл, подібних до астероїдів (карликових планет — див. підрозділ 12.2.10).

Значно більше кометних ядер повинно бути ще далі від Сонця. Там вони формують сферичний шар із середнім радіусом 50 000 а. о., утворюючи хмару Оорта кометних тіл (названо на честь нідерландського астронома Я. Оорта). Кожне з них має майже колову орбіту і робить один оберт навколо Сонця за багато мільонів років. Кількість кометних ядер у хмарі Оорта, очевидно, сягає ста мільярдів.

Іноді гравітаційне збурення їхніх орбіт з боку найближчих до Сонця зір спрямовує деякі з цих мас льоду всередину Сонячної системи. При наближенні до Сонця і поступовому розігріві активізується процес випаровування речовини з поверхні крижаної маси. Процес суттєво прискорюється, як тільки відстань кометного ядра від Сонця стане меншою за 20 а. о. Залишаючи крижану поверхню ядра, молекули газу і пилинки утворюють навколо нього кому. Під дією тиску сонячного випромінювання частина речовини коми здувається у протилежний від Сонця бік, формуючи протяжний шлейф — хвіст, довжина якого може досягати десятків і навіть сотень мільйонів кілометрів.

Так формується явище, яке було відоме з глибокої давнини й одержало назву комета. У перекладі з грецької слово «комета» означає «довговолосе», «хвостате» світило (рис. 13.2).

Арістотель вважав, що комети — це згущення найлегшої з чотирьох стихій — вогню, які підіймаються вгору. І лише Тіхо Браге прямими спостереженнями (вимірюваннями добового паралаксу) довів, що ці об'єкти знаходяться далі від Місяця. А сподвижник Ньютона Едмонд Галлей (1656— 1742) визначив, що ці світила належать до Сонячної системи.

Навіть у недалекому минулому поява комети на небі спричиняла паніку. Ось що повідомляли газети з Відня у 1910 р.: «Серед населення, особливо у провінції, паніка... Були випадки самогубства зі страху. Деякі селяни в очікуванні кінця світу продали своє майно і безпросвітно пиячать».

image49

Рис. 13.2. Комета Хейла-Боппа (1997 р.)

Газовий хвіст комети завжди спрямований у бік, протилежний напряму на Сонце (рис. 13.3). Він має прямолінійну форму і голубуватий колір. Концентрація газу в хвості дуже низька, проте його світіння помітне навіть на великих відстанях. Поряд із газовим хвостом формується ще один — пиловий, оскільки пилинки входять до складу кометного ядра. Тиск сонячного випромінювання, який діє на поверхню пилинок, спрямовує їх також у протилежний від Сонця бік. Але динаміка руху пилинок складніша, ніж частинок газового хвоста, тому пиловий хвіст, як правило, має форму вигнутої смуги. Він виявляється розташованим між газовим хвостом і напрямом, з якого надійшла комета, рухаючись по своїй орбіті. Оскільки пилинки розсіюють сонячне світло, пиловий хвіст має жовтуватий колір. В міру віддалення комети від Сонця яскравість її хвоста зменшується.

Слід зауважити, що одночасно з комою навколо ядра формується ще одна дуже розріджена газова оболонка — воднева. Її діаметр досягає 20 млн. км, але спостерігати її можна лише за допомогою спеціального обладнання. Схематично структура комети показана на рис. 13.4.

image50

Рис. 13.3. Взаємне розташування газового і пилового хвостів комети відносно напряму на Сонце. Стрілка вказує напрямок руху комети відносно Сонця

image51

Рис. 13.4. Схематична структура комети

Кометне ядро рухається по витягнутій еліптичній орбіті і витрачає на подорож до Сонця, а потім назад до хмари Оорта або поясу Койпера від десятків тисяч до мільйонів років. Комети, які виникають таким чином, називаються довгоперіодичними кометами. Але серед комет є і такі, що в своєму русі повертаються до Сонця з періодом меншим двох сотень років. їх названо короткоперіодичними кометами. Це колишні довгоперіодичні комети, які під час свого орбітального руху у центральній частині Сонячної системи зазнали сильного гравітаційного впливу з боку певної планети при їхньому випадковому взаємному зближенні. Такий вплив може істотно змінити характеристики кометної орбіти — наприклад, зменшити величину великої півосі орбіти, а, отже, скоротити період комети. Одна з найбільш відомих короткоперіодичних комет — комета Галлея. Свого часу Е. Галлей обчислив елементи орбіт 24 яскравих комет, які з'являлися на небі з 1337 по 1698 р. і виявив близькість цих елементів для комет 1531, 1607 і 1682 р. Він дійшов висновку, що це — одна і таж комета, яка обертається навколо Сонця по еліптичній орбіті з періодом 76 років. Галлей передбачив її появу у 1758 р., що й підтвердилося. Згодом її — комету Галлея — спостерігали на нічному небі у 1835, 1910 і 1986 роках.

Для дослідження комети Галлея під час її минулого проходження поблизу Сонця були створені декілька космічних станцій. У березні 1986 р. Вега-1 і Вега-2 (СРСР) пройшли на відстані близько 8000 км від ядра комети, а ще ближче до нього — японська станція Комета і спільноєвропейська станція Джотто. Визначено, що ядро комети Галлея має розміри 16x8x8 км і обертається навколо своєї осі з періодом 53 год., а його поверхня вкрита темною пористою корою, альбедо якої становить А = 0,04 — що навіть менше ніж у вугілля. Маса комети Галлея виявилася невеликою:

приблизно 5·10-11маси Землі. Її наступне проходження через перигелій відбудеться в 2062 році.

У 1996 і 1997 роках можна було спостерігати неозброєним оком дві яскраві комети — комету Хіякутакі і комету Хейла-Боппа.

Короткоперіодичні комети існують протягом певного (досить довгого) проміжку часу. З кожним наближенням до Сонця комета втрачає приблизно 1% своєї маси, тому, зробивши декілька десятків обертів навколо Сонця, льодова складова кометного ядра випаровується майже повністю, і комета зникає. Іноді трапляються і катастрофічні події, як, наприклад, у липні 1994 р., коли комета Шумейкер-Леві 9 зіштовхнулася з Юпітером і назавжди припинила своє існування.

Як було сказано вище, комети виявляють лише тоді, коли вони наближуються до Сонця. Їм за традицією присвоюють ім'я першовідкривача. Тому й тепер їх пошуками займаються багато аматорів. Підраховано, що в середньому на відкриття одної комети затрачаються 200 — 300 год. нічних спостережень. Для цього використовують бінокулярну трубу або добрий призматичний бінокль, встановлений на штативі. Спостерігач повинен мати з собою атлас або карту зоряного неба, на яких вказано зорі до 10m. Огляд неба розпочинають звечора. У першу половину ночі оглядають західну і південно-західну частину неба. У середині ночі переходять до огляду північної частини неба, а над ранок — східної і південно-східної. Як тільки виявлено підозрілий об'єкт, треба зіставити небо з атласом, замалювати положення об'єкта на небі відносно найближчих зір і перевірити це положення хвилин через 15. Перевіривши, що це не планета чи вже відома комета, слід сповістити телеграмою Головну астрономічну обсерваторію Національної Академії Наук України.






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.