Астрономия
Что мы знаем о Вселенной
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 служили в течение многих веков источником всевозможных суеверий.
Астрономы и поныне, как правило, не могут предсказывать появление на небе большинства 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 - их предыдущие появления были так давно, что даже в древнейших летописях нельзя найти о них никаких сведений. Поэтому нет ничего удивительного в том, что астрономы и поныне не могут предсказать появления комет.
Исключение составляют сравнительно немногочисленные короткопериодические кометы. Они возвращаются к Солнцу через несколько лет или несколько десятков лет. Астрономы открыли свыше 100 таких комет. Для половины из них хорошо изучены орбиты, и появление их предсказывается с большой точностью. К сожалению, почти все короткопериодические кометы слабы и их не видно невооруженным глазом.
Приближающаяся к Солнцу комета имеет вид слабого туманного круглого 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 ее яркость и длина хвоста увеличиваются. 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. У слабых комет хвост иногда вообще не удается заметить.
Из-за малой яркости и туманного вида кометы лучше фотографировать, чем наблюдать в телескопы. Большинство комет открывается в настоящее время по фотографиям. Но и сейчас бывают случаи, когда кометы открывают при наблюдении неба невооруженным глазом. Так, в 1939 г. два любителя астрономии из Удмуртской АССР - Ахмаров и Юрлов - независимо друг от друга заметили новую комету, которая теперь носит их имя. За ряд лет чешский астроном и геофизик А. Мркос открыл в телескоп 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 скорее сделать несколько измерений ее положения среди звезд. Измерения эти необходимы для вычисления орбиты и предвычисления дальнейшего движения кометы по небу. Все обсерватории оповещаются и в тех случаях, когда появляется уже известная периодическая комета, завершившая очередной оборот по своей орбите и вновь приближающаяся к Солнцу.
В прошлом, когда поиски новых комет производились кометоискателялш - небольшими телескопами с большим полем зрения,- ежегодно наблюдалось в среднем 3-5 комет. В наше время благодаря широкому применению фотографии, позволившей наблюдать и слабые кометы, их обнаруживается в среднем около 10 в год.
При открытии кометы прежде всего вычисляют ее приближенную орбиту. Дальнейшие Измерения положения кометы среди звезд позволяют уточнить ее орбиту. Когда же комета скроется из виду, удаляясь от Солнца, какой-либо астроном собирает со всех обсерваторий данные о наблюдениях положения кометы и вычисляет "окончательную", наиболее точную орбиту. Однако если комету удалось наблюдать 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 движениях, которые вызываются притяжением планет, в первую очередь массивного гиганта Юпитера.
Комету называют по фамилии человека, ее открывшего, реже - по фамилии астронома, много ее изучавшего. Двойные и даже тройные названия встречаются 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
Последний сводный каталог кометных орбит, доведенный до конца 1960 г., содержит орбиты 566 различных комет. Самый короткий период -2,3 года у кометы Вильсона - Харрингтона. Она наблюдалась в 1949 г., а затем была утеряна. Комета Энке - Баклунда (названа так по фамилии двух крупных ученых, изучавших ее сложное движений) 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 по записям в летописях все ее появления начиная с глубокой древности. Очередное приближение этой кометы к Солнцу ожидается в 1985-1986 гг.
Те кометные орбиты, которые являются огромными, сильно вытянутыми эллипсами, наклонены к плоскости эклиптики под всевозможными углами и совершенно беспорядочно ориентированы в пространстве. Кометы с такими орбитами движутся среди планет по всевозможным направлениям. У периодических комет, имеющих меньшие орбиты, движение более упорядоченное - у них преобладают движения в ту же сторону, в которую движутся планеты.
Особенно упорядочено движение у короткопериодических комет с периодами менее 10 лет. Они образуют так называемое пометное семейство Юпитера. Все эти кометы имеют умеренно вытянутые, мало наклоненные к эклиптике орбиты и движутся вокруг Солнца в прямом направлении, как и планеты. Афелии 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 (наименьшее расстояние кометы от Солнца) существенно увеличится, то комета может стать недоступной для наблюдения. С другой стороны, как показали расчеты, многие периодические кометы двигались раньше по орбитам с большим перигелийным расстоянием и были открыты вскоре после того, как сближение с Юпитером перевело их на орбиты, приводящие 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 равен поперечнику Солнца. Вдоль хвоста кометы яркость уменьшается постепенно, и потому длина видимой части хвоста - до того места, где он сливается с фоном неба,- зависит от черноты неба, от применяемого телескопа и других причин. Обычно длина видимой части 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 кометных хвостах, послужившие основой для изучения их природы. Еще Кеплер высказал правильную мысль, что образование кометных хвостов, направленных прочь от Солнца, обусловлено отталкивательным действием Солнца на вещество, из которого состоят эти хвосты.
Тщательно изучив наблюдения хвостов различных комет, Ф. А. Бредихин в 70-х годах прошлого века пришел к выводу, что все кометные хвосты могут быть разделены 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). Ф. А. 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. Бредихин считал, что 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 равных 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, хвосты I типа встречаются чаще всего, а хвосты II и III типов - очень редко.
Как показали спектроскопические наблюдения, свечение оболочек головы и хвоста кометы создается главным образом газовыми молекулами и пылью. Голова и хвост кометы совершенно прозрачны. Когда комета оказывается между Землей и какой-либо звездой, свет звезды доходит до нас без малейшего ослабления. Значит, газы и пыль в кометах чрезвычайно разрежены. С этим хорошо согласуется и тот факт, что, несмотря на огромные размеры комет, во много раз превышающие размеры планет, массы комет в миллиарды раз меньше массы Земли. Даже при тесных сближениях комет с небольшими планетами ни разу не удалось заметить ни малейшего изменения движения планеты под действием притяжения кометы.
При вычислении размеров яркого 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 имеется 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 орбитам. После этого большинство астрономов, следуя идее итальянского астронома Скиапарелли, стали считать, что ядром кометы является довольно плотный рой метеорных частиц. Распад ядра ведет к образованию метеорного потока. Связь метеорных потоков с распавшимися кометами наглядно подтверждалась обильнейшими метеоритными дождями, которые наблюдались в 1872 и 1885 гг., в дни, когда наша планета 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 - это сравнительно небольшие ледяные тела, состоящие из замерзших газов, перемешанных с некоторым количеством нелетучих каменистых веществ. В кометных ядрах присутствуют всевозможные льды - и обычный водяной лед, и "сухой лед" из твердой углекислоты, подобный тому, которым пользуются продавцы мороженого, и многие другие льды. Поперечники 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. Таковы, например, падающие на Землю метеориты. Но во внешних, холодных районах планетной системы, откуда 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 далека от Солнца, газы испаряются слабо, мы видим их лишь в окрестностях ядра, где они плотнее, т. е. нам видна 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 от ядра оттал-кивателъным действием Солнца. Вместе с газом ядро покидают и пылинки из нелетучих каменистых веществ. Мелкие пылинки тоже испытывают оттал-кивательное действие Солнца, которое отгоняет их прочь от ядра. Такие потоки газа и пыли образуют один или несколько хвостов кометы.
Не только пылинки, но также и более крупные частицы 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 разреженный поток газов способен сдуть плотные частички размером до нескольких миллиметров и рыхлые -до нескольких сантиметров. Сдутые частички имеют очень малые скорости по отношению к ядру и потому движутся по орбитам, очень близким к орбите 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 орбиты кометы-родоначальницы. Это и есть процесс образования метеорного потока в результате распада кометного ядра.
Каждое приближение кометы к Солнцу сопровождается невосполняемой потерей газов и каменистых пылинок и частиц. Раньше или позже комета, регулярно приближающаяся к Солнцу, должна исчерпать свой запас газов и распасться. Чем короче период обращения кометы, 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. То же самое было бы и в том случае, если бы все солнечное тепло, получаемое ядром, расходовалось на испарение газов и если бы мы видели всю голову кометы, включая ее слабые части. Первое условие выполняется лишь у комет, заходящих внутрь орбиты Венеры, а второе никогда не выполняется - мы видим лишь центральную, более яркую часть головы, тем меньшую, чем слабее комета. Поэтому суммарный блеск кометы возрастает при ее приближении к Солнцу гораздо быстрее, чем по закону обратных квадратов расстояний. Суммарный блеск возрастает в 15-20 раз, когда расстояние кометы до Солнца уменьшается 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 изучение 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 сфотографировать еще более коротковолновую часть спектра комет, были открыты излучения молекул ОН (гидроксил) 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). Наконец, всего несколько лет назад было установлено присутствие в кометах атомарного кислорода и водорода.
В головах комет, подходящих близко к Солнцу, кроме излучений перечисленных выше 7 молекул и атомов Н и О появляются также излучения атомов некоторых металлов. На расстояниях, меньших 0,7-0,8 а. е., в спектре головы появляется желтая линия натрия. У комет же, приближавшихся к Солнцу на расстояние меньше 0,01 а. е. (например, вторая комета 1882 г., комета Икейа - Секи 1965 г.), наблюдались линии железа, никеля, хрома, меди, кальция и магния.
Хвосты I типа образованы ионизованными газами. В них свечение исходит главным образом от молекул окиси углерода (СО) и азота (N2), у которых оторвано по одному электрону. Кроме того, наблюдается слабое излучение ионизованных молекул углекислого газа (СО2) и углеводорода (СН). Что касается хвостов II и III типов, то они состоят из пылинок разных размеров.
Список молекул, присутствующих в кометах, заведомо не полон. Нам известны лишь те молекулы, которые дают достаточно яркие излучения, лежащие в области спектра, ныне доступной для наблюдений. Все молекулы, наблюдаемые в кометах, являются химически неустойчивыми - они стремятся объединиться в более сложные молекулы. Но головы и хвосты комет столь разрежены, что столкновения молекул (при которых они только и могут объединиться) происходят крайне редко, и благодаря этому химически неустойчивые молекулы могут сохраняться долгое время. Лишь в ближайших окрестностях ядра, на расстояниях, не превышающих 3-5 тыс. км, разлетающиеся от ядра молекулы часто сталкиваются друг с другом.
Ф. А. Бредихин предполагал, что отталкивательное действие Солнца, приводящее к появлению кометных хвостов, имеет электрическую природу. Этот взгляд был впервые высказан 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 доказал, что свет давит на мелкие пылинки. В то же время теоретические соображения указывали, что свет должен давить и на газовые молекулы.
В настоящее время не подлежит сомнению, что и электрические силы, и силы светового давления играют в кометах важную роль. Отталкивательные силы, действующие на нейтральные атомы и 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. Однако нейтральные молекулы разрушаются солнечным излучением раньше, чем они успевают покинуть голову кометы. Поэтому, несмотря на то что на них действует световое давление Солнца, они не образуют хвоста. Только атомы натрия, которые не так быстро ионизуются солнечным излучением, иногда образуют натриевый хвост.
Твердые пылинки все время покидают ядро вместе с газами. Но обычно они недостаточно многочисленны, чтобы образовать заметный пылевой хвост. Лишь у некоторых комет количество мелких пылинок оказывается огромным, и у них наблюдается хвост II типа (при этом, как правило, наблюдается также и газовый хвост I типа). Кроме того, иногда случается, что из ядра вылетает сразу 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 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 молекулу с потоками заряженных частиц - корпускул, испускаемых Солнцем.
После тщательного изучения самых больших, наиболее вытяйутых кометных орбит голландский астроном Оорт в 1950 г. предположил, что Солнечная система окружена сейчас огромным облаком комет (вернее, кометных ядер). Облако это простирается до расстояний в 100-200 тыс. а. е. (15-30 триллионов км) от Солнца и содержит около 1011 (т. е. около 100 млрд.) 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 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 число комет в облаке постепенно уменьшается. Время от времени измененная орбита оказывается такой, что приводит кометное ядро в окрестности Солнца. Тогда из ядра начинают выделяться газы, и мы наблюдаем 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. В тех же случаях, когда скорость кометы увеличивается, бывает, что она преодолевает притяжение Солнца и навсегда уходит от него в межзвездные просторы.
Образование облака комет, окружающего Солнечную систему, протекало в эпоху образования планет - 4,5-5 млрд. лет назад - 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.
В последние годы ученые все более и более активно обсуждают вопрос о проведении исследований головы и ядра кометы "на месте" - путем посылки к комете автоматической межпланетной станции.
2i.SU ©® 2015