Большая Советская Энциклопедия (КО)
Шрифт:
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 (начало 19 в.) и развит Ф. А. Бредихиным (2-я половина 19 в.), начавшим изучение физической природы К. и особенностей их внутреннего строения; в частности, Бредихин создал сыгравшую большую роль в исследованиях К. механическую теорию кометных форм. В начале 20 в. австрийский астроном И. Голечек и советский астроном. С. В. Орлов исследовали блеск К. и выяснили закон его изменения в зависимости от расстояния К. до Солнца. Современная эпоха в исследовании К. началась в 1910, когда при возвращении яркой Галлея кометы стали широко применяться фотографический и спектроскопический 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
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).
По международному соглашению К. первоначально обозначаются годом открытия и буквой латинского алфавита в порядке поступления сообщения об их открытии.
После надёжного определения их орбит эти предвариттельные обозначения заменяются окончательными, содержащими год, порядковый номер (римская цифра) прохождения К. через перигелий и имя открывшего её наблюдателя (или наблюдателей). См. Ахмарова — Юрлова комета , Белявского комета , Биэлы комета , Джакобини — Циннера комета , Донати комета , Икея — Секи комета , Лекселя комета , Морхауза комета , Неуймина кометы , Шайна комета , Энке — Баклунда комета .
Табл. 1.— Большие кометы
| Кометы | Наибольшая видимая звездная величина | Кометы | Наибольшая видимая звездная величина |
| 1811 I | +1 | 1882 II | – 17 |
| 1823 | 1901 II | – 2 | |
| 1843 I | – 7 | 1910 I | – 5 |
| 1858 VI | +0,2 | 1910 II Галлея | – 1 |
| 1861 II | – 4 | 1927 IX | – 6 |
| 1874 III | 1947 XII | – 2 | |
| 1880 I | 1948 XI | ок. +1 | |
| 1881 II | 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 r от Солнца и зависит также от её расстояния D от Земли. Звёздная величина т головы К. может быть представлена эмпирической зависимостью т = то + 5 lg D + 2,5 т lg r. Советский астроном Б. Ю. Левин, на основании физических соображений, установил иную зависимость: т = А + В (r + 5 lgD. В этих формулах то — абсолютный блеск, n, А и В — постоянные, у большинства К. n »4, т. е. свечение головы К. изменяется приблизительно обратно пропорционально r4 . На регулярное изменение блеска К. с изменением r накладываются иногда неправильные колебания, которые, возможно, связаны с солнечной активностью. У многих периодических К. наблюдается вековое ослабление блеска, которое объясняют исчерпыванием запасов светящегося вещества.
Орбитыкомет . К 1971 вычислено около 1 тыс. систем элементов орбит для почти 600 К. Результаты вычислений публикуются в специальных каталогах. Так, каталог Портера содержит сведения о появлениях К. в годы от 239 до н. э. до 1961 н. э.; всего в нём упоминается 829 появлений 566 индивидуальных К., среди которых 54 короткопериодических (с периодами р<200 лет), наблюдавшихся при двух и более приближениях к Солнцу; 40 короткопериодических, наблюдавшихся только при одном приближении; 117 долгопериодических (с р > 200 лет); 290 К. с параболическими орбитами; 65 К. с гиперболическими орбитами, которые, удаляясь от Солнца, навсегда покидают Солнечную систему, уходя в межзвёздное пространство. Большинство орбит, считающихся параболическими, в действительности, по-видимому, сильно вытянутые эллиптические, для них, однако, эксцентриситет не мог быть определен из-за недостаточной точности наблюдений. Гиперболические же орбиты являются результатом возмущающего действия больших планет, преимущественно Юпитера, на движение К. Анализ движения таких К. в минувшие годы привел к заключению, что до момента, когда каждая из таких К. начала испытывать заметное возмущающее влияние планет, она приближалась к Солнечной системе по эллиптической орбите. Прохождения К. вблизи больших планет приводят к резким изменениям орбит К. Например, К., открытая финским астрономом Л. Отермой в 1942 и двигавшаяся до 1963 между орбитами Марса и Юпитера, перешла после сближения с Юпитером на новую орбиту, лежащую между орбитами Юпитера и Сатурна.
Табл. 2.— Элементы орбит некоторых комет
| Комета | Время последнего прохождения перигелия Т | Период обращения р (годы) | Эксцентриситет е | Наклон орбиты i | Долгота восходящего узла | Расстояние перигелия от узла w | Перигелийное расстояние q (а. е.) | Афелийное расстояние Q (а. е.) | Примечания |
| 1970 I Энке | 1971 январь, 9,92 | 3,302 | 0,847152 | 11°, 9747 | 334°, 2224 | 185°,9383 | 0,338897 | 4,09 | Самая короткопериодическая |
| 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 , планетоподобная орбита |
| 1910 II Галлея | 1910, апрель, 20, 18 | 76,1 | 0,967297 | 162,2158 | 57,8466 | 111,7190 | 0,587212 | 35,31 | Первая К. для которой определена орбита |
| 1965 VIII Икея-Секи (главное ядро) | 1965, октябрь, 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 (так называемые 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.
Короткопериодические К. принято делить на «семейства» по величине афелийных расстояний. К наиболее многочисленному семейству Юпитера относят К., афелий которых расположен около орбиты Юпитера. К семейству Сатурна относят К. с афелиями вблизи его орбиты. Интересную группу К., «задевающих Солнце», образуют несколько долгопериодических К. Все они имеют очень малые перигелийные расстояния, в пределах 0,0055—0,0097 а. е. (т. e. 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 некоторых К.
Строение комет. По современным представлениям, ядра К. состоят из водяного газа с примесью «льдов» других газов (СО2 , NH3 и др.), а также каменистых веществ. Пылинки частично 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 некоторых длинных волнах и из освещающего солнечного света, а затем переизлучают их. В результате выделения из нагретого Солнцем ядра газа и пылинок возникает реактивная сила, которая, возможно, порождает негравитационные эффекты в движении К. Интенсивное выделение происходит из наиболее нагретого участка поверхности ядра, который, вследствие вращения ядра, расположен не точно с солнечной стороны, а несколько смещен в сторону вращения. В результате появляется компонента реактивной силы, которая 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.
Газ и пыль, выделяемые ядром, образуют 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 значительные расстояния от ядра. Изучение спектров К. свидетельствует о том, что К. содержат нейтральные молекулы C3 , C2 , CN, СН, ОН, NH, NH2 , ионизованные молекулы СО+ , N2+ , СН+ , 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 химических 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 около 0,25—5 мкм.