наблюдаемых ежегодно, принадлежит к числу периодических, т.е. известных по

своим прежним появлениям. Большая часть комет движется по очень вытянутым

эллипсам, почти параболам. Периоды обращения их точно не известны, но есть

основания полагать, что они достигают многих миллионов лет. Такие кометы

удаляются от Солнца на расстояния, сравнимые с межзвездными. Плоскости их

почти параболических орбит не концентрируются к плоскости эклиптики и

распределены в пространстве случайным образом. Прямое направление движения

встречается так же часто, как и обратное.

Периодические кометы движутся по менее вытянутым эллиптическим орбитам

и имеют совсем иные характеристики. Из 40 комет, наблюдавшихся более, чем 1

раз, 35 имеют орбиты, наклоненные меньше, чем на 45( к плоскости эклиптики.

Только комета Галлея имеет орбиту с наклонением, большим 90( и,

следовательно, движется в обратном направлении. Среди короткопериодических

(т.е. имеющих периоды 3 - 10 лет) комет выделяется "семейство Юпитера"

большая группа комет, афелии которых удалены от Солнца на такое же

расстояние, как орбита Юпитера. Предполагается, что "семейство Юпитера"

образовалось в результате захвата планетой комет, которые двигались ранее

по более вытянутым орбитам. В зависимости от взаимного расположения Юпитера

и кометы эксцентриситет кометной орбиты может, как возрастать, так и

уменьшаться. В первом случае происходит увеличение периода или даже переход

на гиперболическую орбиту и потеря кометы Солнечной системой, во втором -

уменьшение периода.

Орбиты периодических комет подвержены очень заметным изменениям.

Элементы орбиты можно определить, если есть не менее трех наблюдений

кометы. И без учета возмущающего действия на комету притяжения со стороны

других тел Солнечной системы, задача нахождения этих элементов, в общем,

кажется не столь сложной. Если же на практике по нескольким наблюдениям

определить орбиту кометы и предвычислить ее эфемериду (т. е. положение ее

на небе на период видимости), в следующее возвращение кометы к Солнцу ее

можно либо вообще не найти, либо, случайно «переоткрыв» ее, увидеть, что

элементы орбиты значительно изменились под влиянием гравитационных

возмущений со стороны больших планет Солнечной системы. Дело в том, что

вычисленная по нескольким наблюдениям комета без учета возмущений со

стороны планет эллиптическая, параболическая или гиперболическая орбита –

это так называемая оскулирующая орбита кометы, подчас значительно

отличающаяся от реальной, по которой комета движется среди планет Солнечной

системы. На практике оскулирующая орбита кометы пересчитывается на все

более отдаленные в прошлое моменты времени с постоянным учетом

гравитационных возмущений. Процедура пересчета элементов кометной орбиты

производится до того момента, когда орбита окажется не подверженной влиянию

со стороны больших планет. Такая орбита называется первичной. Первичная

орбита кометы, будучи одной из кривых конического сечения (окружность,

эллипс, парабола или гипербола), позволяет судить о принадлежности кометы к

Солнечной системе. Большинство первичных кометных орбит – эллиптические, т.

е. большинство комет - члены нашей Солнечной системы. Но стали ли они

членами Солнечной системы, придя из межзвездных пространств, или всегда

принадлежали к семейству планет Солнца? В каждом конкретном случае нужно

специальное исследование.

Иногда комета проходит вблизи Земли несколько раз, а потом притяжением

планет-гигантов отбрасывается на более удаленную орбиту и становится

ненаблюдаемой. В других случаях, наоборот, комета, ранее никогда не

наблюдавшаяся, становится видимой из-за того, что она прошла вблизи Юпитера

или Сатурна и резко изменила орбиту. Кроме подобных резких изменений,

известных лишь для ограниченного числа объектов, орбиты всех комет

испытывают постепенные изменения.

Изменения орбит не являются единственной возможной причиной

исчезновения комет. Достоверно установлено, что кометы быстро разрушаются.

Яркость короткопериодических комет ослабевает со временем, а в некоторых

случаях процесс разрушения наблюдался почти непосредственно. Классическим

примером является комета Биэли. Она была открыта в 1772 году и наблюдалась

в 1813, 1826 и 1832. г.г. В 1845 году размеры кометы оказались

увеличенными, а в январе 1846г. наблюдатели с удивлением обнаружили две

очень близкие кометы вместо одной. Были вычислены относительные движения

обеих комет, и оказалось, что комета Биэли разделилась на две ещё около

года назад, но вначале компоненты проектировались один на другой, и

разделение было замечено не сразу. Комета Биэли наблюдалась ещё один раз,

причём один компонент много слабее другого, и больше её найти не удалось.

Зато неоднократно наблюдался метеорный поток, орбита которого совпадала с

орбитой кометы Биэли.

5. СПЕКТР И ХИМИческий состав КОМЕТ.

При решении вопроса о происхождении комет нельзя обойтись без знания

химического состава вещества, из которого сложено кометное ядро. Казалось

бы, что может быть проще? Нужно сфотографировать побольше спектров комет,

расшифровать их - и химический состав кометных ядер нам сразу же станет

известным. Однако, дело обстоит не так просто, как кажется на первый

взгляд. Спектр фотометрического ядра может быть просто отражённым солнечным

или эмиссионным молекулярным спектром. Отражённый солнечный спектр является

непрерывным и ничего не сообщает о химическом составе той области, от

которой он отразился - ядра или пылевой атмосферы, окружающей ядро.

Эмиссионный газовый спектр несёт информацию о химическом составе газовой

атмосферы, окружающей ядро, и тоже ничего не говорит нам о химическом

составе поверхностного слоя ядра, так как излучающие в видимой области

молекулы, такие как С2, СN, СH, ОН и др., являются вторичными, дочерними

молекулами - "обломками" более сложных молекул или молекулярных комплексов,

из которых складывается кометное ядро. Эти сложные родительские молекулы,

испаряясь в околоядерное пространство, быстро подвергаются разрушительному

действию солнечного ветра и фотонов или распадаются или диссоциируются на

более простые молекулы, эмиссионные спектры которых и удаётся наблюдать от

комет. Сами родительские молекулы дают непрерывный спектр. Вопрос о

родительских молекулах в кометных ядрах был впервые поставлен Вурмом ещё в

30-х годах нашего века и дискутируется в настоящее время. Ведь все кометные

радикалы, эмиссии которых обнаруживаются в кометных спектрах, являются

химически активными молекулами и поэтому могут сохранять свою стабильность

в газовом агрегатном состоянии при достаточно низких плотностях или в

твердой фазе при низких температурах и в присутствии инертного наполнителя,

тормозящего химические реакции между радикалами и другими молекулами.

Радикалы, а также тугоплавкое вещество, тапа углерода, не могут

непосредственно испаряться с поверхности ядра. На расстоянии около 1 а.е.

от Солнца температура близка к комнатной, а мы знаем из повседневной жизни,

что углерод при такой температуре не испаряется. Следовательно, и радикалы,

и углерод, и другие молекулы, наблюдающиеся в атмосферах комет, входят в

состав более сложных родительских молекул, распад которых после испарения

из ядра в поле солнечной радиации приводит к образованию наблюдаемой в

кометных атмосферах совокупности радикалов и других молекул, а также ионов.

Окончательно проблема родительских молекул, из которых состоят кометные

ядра, возможно, будет разрешена только путем посылки космического аппарата

к ядру кометы, сближения и возможной посадки аппарата на ядро, на котором

будет произведён химический анализ кометного грунта или же кометное

вещество, набранное в стерильную капсулу, будет впоследствии доставлено на

Землю, где и будет произведен его окончательный анализ. Возможно на этот

вопрос будет решен в рамках проекта Deep Impact Spacecraft (см. ниже). Этот

вопрос очень важен, так как именно химизм ядер предопределяет необычно

высокую активность комет, способных из весьма малых по размерам ядер

развивать гигантские атмосферы и хвосты, превосходящие по своим размерам

все известные тела в Солнечной системе (оболочка и хвост некоторых комет

достигают чудовищных размеров. Текущий рекорд длины хвоста кометы – это

хвост Великой кометы 1843. Её хвост имел длину не менее 300 млн. км

(диаметр головы ее несколько превышал диаметр Солнца). Это значит, что если

мысленно поместить саму комету в центр Солнца, то хвост пересек бы орбиту

Марса).

Первым наблюдал и описал спектр головы кометы итальянец Донати. На фоне

слабого непрерывного спектра кометы 1864 он увидел три широкие светящиеся

полосы: голубого, зелёного и жёлтого цвета. Как оказалось это свечение

принадлежало молекулам углерода С2, в изобилии оказавшегося в кометной

атмосфере. Эти эмиссионные полосы молекул С2 получили название полос Свана,

по имени ученого, занимавшегося исследованием спектра углерода. Первая

щелевая спектрограмма головы Большой Кометы 1881 была получена англичанином

Хеггинсом, который обнаружил в спектре излучение химически активного

радикала циана СN.

Анализ спектра головы и хвоста показал наличие следующих атомов,

молекул и пылевых частиц:

1. Органические C, C2, C3,CH, CN, CO, CS, HCN, CH3.

1. Неорганические H, NH, NH2, O, OH, H2O.

1. Металлы - Na, Ca, Cr, Co, Mn, Fe, Ni, Cu, V, Si.

1. Ионы – CO+, CO2+, CH[pic], CN[pic], N2+, OH[pic], H2O[pic].

1. Пыль - силикаты (в инфракрасной области).

Вдали от Солнца, на расстоянии 11 а.е., приближающаяся комета выглядит

небольшим туманным пятнышком, порой с признаками начинающегося образования

хвоста. Спектр, полученный от кометы, находящейся на таком расстоянии, и

вплоть до расстояния 3-4 а.е., является непрерывным, т.к. на таких больших

расстояниях эмиссионный спектр не возбуждается из-за слабого фотонного и

корпускулярного солнечного излучения.

Этот спектр образуется в результате отражения солнечного света от

пылевых частиц или в результате его рассеивания на многоатомных молекулах

или молекулярных комплексах. На расстоянии около 3 а.е. от Солнца, т.е.

когда кометное ядро пересекает пояс астероидов, в спектре появляется первая

эмиссионная полоса молекулы циана, которая наблюдается почти во всей голове

кометы. На расстоянии 2 а.е. возбуждаются уже излучения трёхатомных молекул

С3 и NН3, которые наблюдаются в более ограниченной области головы кометы

вблизи ядра, чем все усиливающиеся излучения СN. На расстоянии 1,8 а.е.

появляются излучения углерода - полосы Свана, которые сразу становятся

заметными во всей голове кометы: и вблизи ядра и у границ видимой головы.

Механизм свечения кометных молекул был расшифрован ещё в 1911г. К.

Шварцшильдом и Е. Кроном, которые, изучая эмиссионные спектры кометы Галлея

(1910), пришли к заключению, что некоторые молекулы кометного газа

поглощают солнечный свет, и затем снова его же излучают в той же длине

волны. Это свечение аналогично резонансному свечению паров натрия в

известных опытах Ауда, который первый заметил, что при освещении светом,

имеющим частоту желтого дублета натрия, пары натрия сами начинают светиться

на той же частоте характерным жёлтым светом. Такое излучение физики

называют резонансным. Другие молекулы поглощают энергию Солнца в виде

ультрафиолетовых лучей, но излучают их в виде лучей с другой длиной волны,

видимых глазу. Такое свечение физики называют флуоресценцией.

Для объяснения свечения зеленой и красной кислородных линий

(аналогичные линии наблюдаются и в спектрах полярных сияний) привлекались

различные механизмы: электронный удар, диссоциативная рекомбинация и

фотодиссоциация. Электронный удар, однако, не в состоянии объяснить более

высокую интенсивность зелёной линии в некоторых кометах по сравнению с

красной. Поэтому больше предпочтения отдаётся механизму фотодиссоциации, в

пользу которого говорит распределение яркости в голове кометы. Тем не

менее, этот вопрос ещё окончательно не решён и поиски истинного механизма

свечения атомов в кометах продолжаются

7.СОВРЕМЕННЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ КОМЕТ.

Страницы: 1, 2, 3, 4, 5, 6