BackКОМЕТИ
От наблюдаваните с просто око космични обекти най-силно впечатление - особено с опашките си - правят големите комети. Първото съобщение за появяваце на комета е от 2296 г. пр. н. е. Мотивите за описанията на комети в старите хроники са били ненаучни - най-вече вярването, че кометите предсказват бедствия. Аристотел разглеждал кометите като пари в атмосферата и дълго време те не са включвани в системата на астрономията. Едва Тихо Брахе показал, че наблюдаваната от него комета от 1577 г. е по-далеч от Луната. Нютон е бил убеден, че тези тела се движат по елиптични орбити, а Халей през 1704 г. публикувал първия каталог на 24 кометни орбити, наблюдавани след 1337 г., и забелязал, че кометите от 1531, 1607и 1682г. имат близки елементи. Той заключил, че това е една и съща комета с период.Р = 75,5 год., като предсказал следващото й появяване през 1758 г. Кометата наистина била наблюдавана и оттогава се нарича Халеева. След това тя е преминала още три пъти през перихелия на своята орбита - през 1835, 1910 и 1986 г. От 467 г. пр. н. е. Халеевата комета е наблюдавана при повече от 30 приближавания до Слънцето.
Една комета се наблюдава, когато е на разстояние 3 - 6 а.е. от Слънцето като мъгляво петно, движещо се по отношение на звездите. С течение на времето петното става по-ярко и по-голямо. Често от него се образува и опашка, насочена в посока, обратна на Слънцето, която също расте. След време кометата постепенно изчезва в обратен ред - отначало намалява и изчезва опашката, като едновременно постепенно намалява, а след това престава да се вижда и останалата част.
Понякога в централната част на кометите има по-ярка кондензация - ядро. Мъглявинната газова обвивка се нарича кома и заедно с ядрото образува главата на ко-метата. Опашката достига огромни размери - до 3.108 1ап. Главите също са големи, често съизмерими със Слънцето. Ядрата на кометите са твърди, с нищожни размери, но именно те определят значителното разнообразие в облика на кометите.
Още в началото на миналия век е била изказана хипотеза, че кометните ядра представляват твърди тела, съдържащи лед, който при сближение със Слънцето сублимира. Това е т. нар. леден модел за кометните ядра. Съгласно модела на Уипл, предложен преди няколко десетилетия, кометното ядро е конгломерат със слоеста структура от замръзнали летливи компоненти и силикатни частици. При нагряване с приближаването към Слънцето
втвърдените газове сублимират и увличат със себе си прах. Така твърдото ядро се обгръща с газове, от тях и от праха се образуват газови или прахови опашки или пък и двете заедно. Под действие на късовълновото лъчение на Слънцето отделящите се от ядрото молекули дисоциират и се йонизират. Определена роля при това играят и корпускулните потоци от Слънцето.
С помощта на съвременни средства ежегодно се наблюдават обикновено 10 -12 комети, от които 3 - 5 са нови. Понякога се наблюдават повече - напр. през 1978 са наблюдавани 31 появявания, като 10 от тях - на нови комети. Преобладаващата част от кометите са открити от астрономи-любители. През настоящото столетие любителите са открили около 75 %. Кометите се означават с годината на появяване и последователен номер или буква и с фамилиите на първите откриватели, напр. 1954 XII = Кресак, 1954 ХШ = Харингтън - Ейбл, 1969 IX = Чурюмов - Герасименко. Някои комети са наречени с имената на изследвалите техните орбити: Халей, Енке.
За 1029 кометни появявания от 87 г. пр. н. е. до 1979 г. са изчислени орбитите на 659 комети. Кометите, които са наблюдавани при повече от едно появяване, се наричат периодични. Понякога кометите с период, по-малък от 100 г., се наричат кьсопериодични. Всички комети, притежаващи ексцентрицитет, близък до единица, което отговаря на много големи периоди (104 - 106 години), се наричат почти параболични. Тяхното афелийно разстояние може да стигне до около 105 а.е., където хелиоцентричната им скорост трябва да е от порядъка на 1 см/s. При някои комета е определен ексцентрицитет, незначително превишаващ 1. Кометата Сендидж = 1972 IX има най-големия известен ексцентрицитет е = 1,0063 и ще напусне Слънчевата система. В миналото са предполагали, че кометите с хиперболични орбити са "гости" на Слънцето. Пресмятанията обаче показват, че първоначалните орбити са елиптични и само пертурбациите от планетите ги трансформират в хиперболични. Следователно кометите нямат междузвезден произход.
Разпределението на афелийните разстояния на периодичните комета има максимуми, приблизително равни на хелиоцентричните разстояния на големите планети. Това е причина за групирането на комети в "семейства". "Семейството" на Юпитер наброява около 90 комети с периоди Р отЗ,3(Енке)до 15,1г.(Коуьл-1).Наблюдавани са повече от 50 появявания на кометата Енке, ала 1/3 от кометите на юпитеровото семейство са наблюдавани само веднъж. Кометите от това семейство имат право движение, ексцентрицитети е от 0,1 до 0,9 и сравнително малки наклонения i< 32°; само кометата Пигот е с
i = 45°.
Другите семейства включват сравнително малко комети, като принадлежността към тях е спорна. Към семейството на Сатурн се причисляват 12 комети с 11 г. < Р < 18 г. Възможно е семейството на Уран да включва 3 комети (едната с обратао движение), а на Нептун - десетина. Халеевата комета принадлежи към семейството на Нептун, има Р = 76,08 г., е = 0,967, перихелийно разстояние 0,59а.е.,афелийно-35,3 а.е.и движението й е обратно (i = 162°).
Интересна е групата от десетина комети с нищожно перихелийно разстояние (0,005 - 0,009 а.е.), ексцентрицитет почти единица и предимно обратно движение 135° < i < 145°. Тъй като и другите орбитални елементи са близки, естествена е хипотезата, че цялата група има общ произход. Счита се, че в този случай голяма комета се е разделила на 2 - 3, а всяка от тях - на 3 - 4 фрагмента. Възможно е към тази група да бъдат добавени и няколко десетки други комети с малко перихелийно разстояние, но с по-различни елементи. Различията в орбиталните елементи не противоречат на хипотезата за разделянето, тъй като кометните орбити при тесни сближения с големи планети могат радикално да се променят. Така кометата Герелс-3, открита през 1975 г., има Р=8 г., е = 0,15, афелийно разстояние 5 а.е. и принаддежи към семейството на Юпитер. Изучаването на орбитата й показва, че преди 250 г. тя е принадлежала към семейството на Сатурн с афелийно разстояние 12 а.е., но след продължително сближение с Юпитер (за 10 години не се отдалечавала от него на повече от 2 а.е.) е останала в неговото семейство; едно столетие по-късно при следващо сближение Юпитер връща кометата в семейството на Сатурн, но след време тя отново преминава в семейството на Юпитер. Изобщо при подходящо сближение Юпитер може да изведе комета на хиперболична орбита или комета с дългопериодична орбита да превърне в късопериодична.
Кометите имат малки маси, като опитите да се определят те по пертурбациите върху планетите и техните спътници са неуспешни. Кометата Лексел през 1770 г. е преминала между юпитеровите спътници, но не е установено каквото и да е изменение на техните орбити. Сближения на комети със Земята, с Юпитер, с Марс не са довели до наблюдаема промяна в орбитите на планетата докато орбиталните елементи на тези комети съществено са се променяли. Заключението е, че кометите имат маси < 10-4 Мз.
По-сигурни оценки за масата могат да се получат при делене на кометите. Например кометата Виртанен = 1957 VII се е разделила на две ядра, отдалечаващи се със скорост 1,6 m/s. Предположението, че това е параболична скорост, води до оценка 1014кг. за ядрото. При други разпадащи се комети скоростите са 15 m/s и съответниге маси са 1015 kg.
Ядрата на кометите имат много малки размери. От телескопични наблюдения се определя горната граница на диаметрите 10 km. Фотометрични изследвания на ядрата на някои късопериодични комети водят до размери 0,5 - 5 km. Радиолокация на кометата Енке дава диаметър 0,8- 8 км, което се съгласува с фотометрични оценки (0,8-7км).
Спектърът на кометите е непрекъснат и е отражение на слънчевия. На разстояние около 3 а.е. от Слънцето в спектъра на почти всички комети се наблюдава първата емисионна ивица (на цианова молекула). С приближаване до Слънцето в комата се възбужда светене на NН2, СN. На около 1,5 а.е. вече се наблюдава и емисия на ОН, NН и др., а в опашките - ивици на йони.
Спектралните наблюдения позволяват да се определи съставът на
кометате и опашката: атоми и молекули С, Н, NН,
NH2, СN, Nа, Са, Сг, Со, Мn, Fе, Ni,O2, ОН, СО2, СS, Н20, V,Si,
СНзСN, йони СO+, CO2,OH и H2O праховидни частици - силикати.
Опити за обясняване на формите на кометните опашки са предприети за пръв път от Бесел, който предположил съществуването на сила на отблъскване от Слънцето, обратнопропорционална на разстоянието до него. В края на XIX в. руският астроном Бредихин във фундаментален труд построява класическата механична теория за кометните опашки. Той определил големината на силите на отблъскване, с което обяснил наблюдаваните форми на кометните опашки и ги класифицирал в три типа. Ако с ? означим отношението на силата на отблъскване към гравитационната сила, за опашки от I тип ? е голямо и варира в широк диапазон, като средно (
Това са тънки, праволинейни опашки по продължение на радиус-вектора на кометата; в някои случаи се състоят от отделни праволинейни струи или лъчеви образувания. При опашки от II тип, наподобяващи извит рог, който в края може да бъде на ивици, 0,6 < ? < 2,5. При Ш тип, 0 < ? < 2,5, опашките са къси и прави, насочени почти обратно на орбиталното движение и сключват значителен ъгъл (70 - 80°) с радиус-вектора на кометата.
Днес се счита, че опашките от I тип според Бредихин са плазмени и се образуват не само под действието на налягането на слънчевите лъчи, но и при взаимодействие със слънчевия вятър. Тъй като слънчевият вятър се променя със слънчевата активност, движенията в опашките, както и светенето на кометите, корелира със слънчевата активност. Пълна физична (не механична) теория на кометните опашки не е разработена.
Опашките от II тип, които са праховидни и притежават по-малко структурни детайли, се формират под въздействието най-вече на лъчевото налягане, както впрочем и от III тип.
Аномалните опашки - тънки струи, насочени към Слънцето, или се състоят от праховидни частици със значителни размери (0,1 - 1 мм), при които естествено ? << 1, или са просто ефект от проекция - насочената към Слънцето част е краят на голяма извита опашка.
В кометите се наблюдават редица структурни особености. Например в опашките от I тип се срещат праволинейни лъчи с ширина 103 км и дължина до 107 - 108 км, представляващи плазмени образувания. Те се образуват под въздействието на слънчевия вятър, който йонизира част от газовете на главата и образува изтеглени струкгури.
В блясъка на някои комети са наблюдавани бързи промени. Понякога за няколко часа блясъкът се увеличава с 5 - 8m. През 1973 г. кометата Тътъл - Джакобивд - Кресак, която има обикновено интегрална видима зв. вел. 14 - 15m, две денонощия преди да премине през перихелия увеличи блясъка си с повече от 10m. Засега не е предложена хипотеза, която задоволително да обясни бързите промени в блясъка на кометите.
У двадесетина комети е наблюдавано разделяне на ядрата. Първият известен случай е с кометата Биела 1846 II (Р = 6,6 г.), която през 1846 и 1852 г. е била двойна и повече не е регистрирана. Наблюдаваният през 1872 г. метеорен дъжд Биелиди (или Андромедиди) бил причинен от метеорни тела, движещи се по орбитата на Биела. Кометата Икея - Секи 1965 VIII се разпадна на 3 парчета, а ярката комета 1882 II - на 8. И двете комети са от семейство с малки перихелийни разстояния. Разделянето на кометите в някои случаи води до пълно разрушаване, а в други парчетата продължават съществуването си като комети, но с по-малък блясък.
Някои кометни ядра се разделят при тясно сближение със Слънцето. По всяка вероятност семейството, включващо комети с малки перихелийни разстояния, е резултат от еднократно или многократно раздробяване на първоначалното ядро в резултат на приливното въздействие от страна на Слънцето.
Преминаването на Халеевата комета през перихелия на орбитата през 1986 г. бе първото, при което кометата бе изследвана. Общо пет КА (два "Вега" на СССР с участие на други страни, вкл. България, два японски и западноевропейският "Джото") извършиха множество и разнообразни изследвания при преминавания на различни разстояния от ядрото. За първи път бе фотографирано твърдото ядро и от разстояние 1500 km с разделителна способност 30 m, пряко бяха изследвани твърдата компонента на главата на кометата и съставът на газовете. Основният резултат е, че представите за природата и строежа на кометите се потвърдиха. Бяха получени и нови данни, недостьпни при земни наблюдения.
.За ядрото на Халеевата комета се получиха размери около 14 х 7,5 км и албедо няколко процента. Вероятно ядрото е покрито с тъмна кора, която от поглъщаните слънчеви лъчи има температура около 75° С. Ядрото се върти с период около 50 часа.
Неравномерно, в отделни струи във всички посоки от ядрото изтичат газове, увличащи твърди частици. Изтичащите около 50 t/s "родителски" молекули са предимно (но не само) Н2О и СО2. Спектрометрите на КА са регистрирали около 15 вторични, "дъщерни" молекули, повечето известни от земни наблюдения, както и йони Н+ ,0+, С+ ,Fe+ , СО+ , ОH+ и др.
В твърдата компонента влизат прашинки с маса 10-11 - 10-16 г. (преобладават 10-12 - 10-13 г.) и среден размер 1 ?м. Частиците са с плътност 1 - 2 г./куб.см, съдържат леки (Н, С, 0) и тежки (Fе и Si) елементи, както и органични молекули (напр. пентан, бензин, пурин, метанол и др.), но не и въглеводороди и нуклеинови киселини.
Изчисленията показват, че родоначалницата на метеоритния поток Персеиди - кометата Суифт-Тутл, при следващото си преминаване през перихелия на орбитата си ще пресече земната орбита в близко съседство с нашата планета. Това няма да е първият случай на сблъскване на комета със Земята. Какго смятат повечето астрономи, евентуалната среща би могла да предизвика локални разрушения, подобни на тези при Тунгуския метеорит .
Разнообразието на кометите създава значителни трудности пред проблема за техния произход. Първата хипотеза по този проблем е предложена от Лаплас - кометите се образуват в междузвездното пространство и се залавят от планетите гиганти. Лагранж е автор на идеята, че кометите се образуват при взривове на планетите. По-късно е предполагано, че кометите се създават в резултат от вулканична дейност на планетите гиганти и на техни спътници. Най-приемлива изглежда хипотезата на Оорт от 1950 г. Според нея на разстояние около 150 000 а.е. от Слънцето съществува динамично устойчив облак от огромен брой дългопериодични комети, водещ началото си най-вероятно от образуването на планетната система. При кондензирането на големите планети в хладната зона на протопланетния облак са се образували и кометни ядра. От гравитационното въздействие на големите планети те са били изхвърлени далеч в периферията на Слънчевата система и са формирали кометния облак на Оорт. Под действието на звездните пертурбации някои ядра приближават Слънцето и стават комети. Чрез числено моделиране на движенията в кометния облак се установи, че пертурбациите от съседните звезди действи-телно връщат кометите към вътрешността на Слънчевата система, където най-често почти параболичните орбити се трансформират в почти кръгови.
Кометите, движещи се по орбити със значително големи полуоси, се смятат за млади, тъй като, изглежда, за пръв път преминават през вътрешността на Слънчевата система. Обратно, късопериодичните комети са стари, тъй като многократно са прониквали в близко съседство със Слънцето, при което пертурбационните въздействия главно на големите планети постепенно са "изгладили" орбитата в близка до окръжност с малък радиус. Според хипотезата на Уипл при младите комети отделянето на газове е твърде интензивно, а при старите, след множеството преминавания през перихелия, по повърхността на ядрото се образува защитна кора, затрудняваща нагрява-нето на летливата компонента. Така моделът на Уипл се съчетава с хипотезата на Оорт.
В последно време наред с възгледа, че краткопериодичните комети отдавна са напуснали облака на Оорт, се утвърждава и разбирането, че те излизат от много по-близък до Слънцето резервоар от кометни адра. Почти едновременно с хипотезата на Оорт беше изказана и хипотезата за пояса на Кайпър, разположен отвъд орбитата на Нептун. Именно от там идват много от кометите. Компютърните симулации потвърждават подобна гледна точка. Освен това наблюденията на астероида Хирон, чийто перихелий е на 8,5 а.е. от Слънцето, показват, че той е обгърнат от прах и вероятно е голямо кометно ядро (200 км). С Космическия телескоп Хъбл бяха открити и други астероиди, които обикалят около Слънцето зад нептуновата орбита. Ако наистина поясът на Кайпър съществува, то планетата Плутон може да се окаже най-големият астероид от този кометен и астероиден пояс.