Источником для комет является

Слева направо и сверху вниз:

• Комета 9P/Темпеля; снято зондом «Дип Импакт» через 67 секунд после столкновения с ударником, выпущенным этим аппаратом;
• Комета 67P/Чурюмова — Герасименко; снято зондом «Розетта»;
• Комета 17P/Холмса и её синий ионный хвост; любительское фото, вид через телескоп;
• Комета 81P/Вильда; снято зондом «Стардаст»;
• Комета C/1995 O1 (Хейла — Боппа); любительское фото;
• Комета C/2011 W3 (Лавджоя); снято с МКС.

Коме́та (от др.-греч. κομήτης , komḗtēs — волосатый, косматый) — небольшое небесное тело, обращающееся вокруг Солнца по весьма вытянутой орбите в виде конического сечения. При приближении к Солнцу комета образует кому и иногда хвост из газа и пыли. Представляет из себя тело, состоящее из спрессованного льда, камня и металла [ источник не указан 122 дня ] .

На середину 2018 года обнаружено 6339 комет [1] , которые попадают во внутреннюю область Солнечной системы — область планет.

Содержание

Общие сведения [ править | править код ]

Предположительно, долгопериодические кометы прилетают во внутреннюю Солнечную систему из облака Оорта, в котором находится огромное количество кометных ядер. Тела, находящиеся на окраинах Солнечной системы, как правило, состоят из летучих веществ (водяных, метановых и других газов), испаряющихся при подлёте к Солнцу.

На данный момент обнаружено более 400 короткопериодических комет [2] . Из них около 200 наблюдалось в более чем одном прохождении перигелия. Многие из них входят в так называемые семейства. Например, большинство самых короткопериодических комет (их полный оборот вокруг Солнца длится 3—10 лет) образуют семейство Юпитера. Немного малочисленнее семейства Сатурна, Урана и Нептуна (к последнему, в частности, относится знаменитая комета Галлея).

Кометы, прибывающие из глубин космоса, выглядят как туманные объекты, за которыми тянется хвост, иногда достигающий в длину нескольких миллионов километров. Ядро кометы представляет собой тело из твёрдых частиц, окутанное туманной оболочкой, которая называется комой. Ядро диаметром в несколько километров может иметь вокруг себя кому в 80 тыс. км в поперечнике. Потоки солнечных лучей выбивают частицы газа из комы и отбрасывают их назад, вытягивая в длинный дымчатый хвост, который движется за ней в пространстве.

Яркость комет очень сильно зависит от их расстояния до Солнца. Из всех комет только очень малая часть приближается к Солнцу и Земле настолько, чтобы их можно было увидеть невооружённым глазом. Самые заметные из них иногда называют «большими (великими) кометами».

Многие из наблюдаемых нами метеоров («падающих звёзд») имеют кометное происхождение. Это потерянные кометой частицы, которые сгорают при попадании в атмосферу планет.

Результаты исследования спектра межзвёздной кометы C/2019 Q4 (Борисова) показывают, что кометы в других планетных системах могут образовываться в результате процессов, аналогичных тем, которые привели к образованию комет в облаке Оорта в Солнечной системе [3] .

Номенклатура [ править | править код ]

За минувшие столетия правила именования комет неоднократно меняли и уточняли. До начала XX века большинство комет называлось по году их обнаружения, иногда с дополнительными уточнениями относительно яркости или сезона года, если комет в этом году было несколько. Например, «Большая комета 1680 года», «Большая сентябрьская комета 1882 года», «Дневная комета 1910 года» («Большая январская комета 1910 года»).

После того как Галлей доказал, что кометы 1531, 1607 и 1682 годов — это одна и та же комета, и предсказал её возвращение в 1759 году, данная комета стала называться кометой Галлея. Вторая и третья известные периодические кометы получили имена Энке и Биэлы в честь учёных, вычисливших их орбиты, несмотря на то, что первая комета наблюдалась ещё Мешеном, а вторая — Мессье в XVIII веке. Позже периодические кометы обычно называли в честь их первооткрывателей. Кометы, наблюдавшиеся лишь в одном прохождении перигелия, продолжали называть по году появления.

В начале XX века, когда открытия комет стали частым событием, было выработано соглашение об именовании комет, которое остается актуальным до сих пор. Комета получает собственное имя только после того, как её обнаружат три независимых наблюдателя. В последние годы множество комет открывается с помощью инструментов, которые обслуживают большие команды учёных; в таких случаях кометы именуются по инструментам. Например, комета C/1983 H1 (IRAS — Араки — Олкока) [en] была независимо открыта спутником IRAS и любителями астрономии Гэнъити Араки (яп. 荒貴源一 ) и Джорджем Олкоком [en] (англ. George Alcock ). В прошлом, если одна группа астрономов открывала несколько комет, к именам добавляли номер (но только для периодических комет), например, кометы Шумейкеров — Леви 1—9. Сейчас рядом инструментов ежегодно открывается множество комет, что сделало такую систему непрактичной. Вместо этого используют специальную систему обозначения комет.

До 1994 года кометам сначала давали временные обозначения, состоявшие из года их открытия и латинской строчной буквы, которая указывает порядок их открытия в данном году (например, комета Беннетта [en] была девятой кометой, открытой в 1969 году, и при открытии получила временное обозначение 1969i). После того, как комета проходила перигелий, её орбита надежно устанавливалась, и комета получала постоянное обозначение, состоявшее из года прохождения перигелия и римского числа, указывавшего на порядок прохождения перигелия в данном году. Так, комете 1969i было дано постоянное обозначение 1970 II (вторая комета, прошедшая перигелий в 1970 году).

По мере увеличения числа открытых комет эта процедура стала очень неудобной. В 1994 году Международный астрономический союз одобрил новую систему обозначений комет. Сейчас в название кометы входит год открытия, буква, обозначающая половину месяца, в котором произошло открытие, и номер открытия в этой половине месяца. Эта система похожа на ту, которая используется для именования астероидов. Таким образом, четвёртая комета, открытая во второй половине февраля 2006 года, получает обозначение 2006 D4. Перед обозначением кометы ставят префикс, указывающий на природу кометы. Используются следующие префиксы:

• P/ — короткопериодическая комета (то есть комета, чей период меньше 200 лет , или которая наблюдалась в двух или более прохождениях перигелия);
• C/ — долгопериодическая комета;
• X/ — комета, достоверную орбиту для которой не удалось вычислить (обычно для исторических комет);
• D/ — кометы разрушились или были потеряны;
• A/ — объекты, которые были ошибочно приняты за кометы, но реально оказавшиеся астероидами.

Например, комета Хейла — Боппа, первая комета, открытая в первой половине августа 1995 года, получила обозначение C/1995 O1.

Обычно после второго замеченного прохождения перигелия периодические кометы получают порядковый номер. Так, комета Галлея впервые была обнаружена в 1682 году. Её обозначение в том появлении по современной системе — 1P/1682 Q1.

Кометы, которые при обнаружении были определены как астероиды, сохраняют буквенное обозначение — например, P/2004 EW₃₈ (Catalina — LINEAR) [it] [ источник не указан 924 дня ] .

Строение комет [ править | править код ]

Основные газовые составляющие комет [4] [5]

В книжной версии

Том 14. Москва, 2009, стр. 612

Скопировать библиографическую ссылку:

• 
• 
• 
• 
• 

КОМЕ́ТЫ (от греч. ϰ ομ ήτης – во­ло­са­тый, кос­ма­тый), не­боль­шие по раз­ме­ру и мас­се не­бес­ные те­ла Сол­неч­ной сис­те­мы, об­ра­щаю­щие­ся во­круг Солн­ца по силь­но вы­тя­ну­тым ор­би­там и рез­ко по­вы­шаю­щие свою яр­кость при сбли­же­нии с Солн­цем. Вбли­зи Солн­ца К. вы­гля­дят на не­бе как све­тя­щие­ся ша­ры, за ко­то­ры­ми тя­нет­ся длин­ный хвост (рис. 1). К. пред­став­ля­ют со­бой ле­дя­ные не­бес­ные те­ла (ино­гда на­зы­вае­мые кос­мич. айс­бер­га­ми), яр­кое све­че­ние ко­то­рых соз­да­ёт­ся рас­сея­ни­ем сол­неч­но­го све­та и др. фи­зич. эф­фек­та­ми. Пол­ное на­зва­ние К. вклю­ча­ет в се­бя име­на от­кры­ва­те­лей (не бо­лее трёх), год от­кры­тия, про­пис­ную бу­к­ву лат. ал­фа­ви­та и чис­ло, ука­зы­ваю­щие, в ка­кой мо­мент го­да бы­ла от­кры­та К., и пре­фикс, обо­зна­чаю­щий тип К. (Р – ко­рот­ко­пе­риодиче­ская К., С – дол­го­пе­рио­диче­ская К., D – раз­ру­шив­шая­ся К. и пр.). Еже­год­но в лю­би­тель­ский те­ле­скоп мож­но на­блю­дать при­мер­но 10–20 ко­мет.

4.5. Источники околоземных комет

Из вышесказанного ясно, что в околоземном пространстве наблюдаются кометы, принадлежащие различным динамическим классам. Рассмотрим, что же известно в данный момент об источниках комет с такими разными орбитальными параметрами и о тех динамических процессах, которые приводят эти объекты в околоземное пространство.

Один источник мы уже упомянули — это облако Оорта. Для того чтобы показать, что кометы действительно приходят из этой далекой области, рассмотрим более подробно распределение орбит долгопериодических комет. На рис. 4.16 показана зависимость числа N комет с точными орбитами (класс I согласно каталогу [Marsden and Williams, 2003]) от величины w = 1/a, где a — большая полуось. Пик в распределении почти параболических комет является очень узким по сравнению с типичной величиной планетных возмущений за один оборот вокруг Солнца (? 5 10 -4 a.e. -1 ). Это свидетельствует о том, что большинство наблюдаемых комет с w -4 а.е. -1 являются «новыми», т. е. совершают первое прохождение вблизи Земли. Необходимо отметить, что в обнаружении этого источника наблюдателям помог тот факт, что кометы со временем угасают. Если бы яркость комет не убывала с течением времени, то поток объектов, проникающих вследствие планетных возмущений на орбиты с относительно короткими периодами, был бы сопоставим с потоком из облака Оорта, и мы не видели бы столь явно этот источник.

Поскольку «новые» кометы приходят из очень далеких областей Солнечной системы, то очевидным является динамический механизм, который направляет эти объекты в околоземное пространство — гравитационное действие близко проходящих отдельных звезд и поля Галактики. Вследствие звездных и галактических возмущений орбиты комет изменяются, и для некоторых из них перигелийные расстояния становятся столь малыми, что кометы проникают в планетную область. Такие «новые» кометы создают наблюдаемый поток почти параболических комет.

Рис. 4.16. Наблюдаемое распределение комет вблизи малых значений w

После введения концепции облака Оорта [Oort, 1950] в течение длительного времени обсуждался вопрос об этом образовании как источнике и короткопериодических комет. Многие из короткопериодических комет наблюдались в нескольких появлениях, что способствовало исследованию их динамических и физических характеристик. В настоящее время не вызывает сомнения, что время как физической, так и динамической жизни этих объектов очень мало? по сравнению с возрастом Солнечной системы, поэтому должен существовать источник, из которого постоянно пополняется семейство короткопериодических комет. Происхождение комет галлеевского типа вполне объясняется обычной диффузией больших полуосей для объектов из потока почти параболических комет. Однако интенсивные расчеты динамической эволюции комет из облака Оорта показали, что распределение орбит комет, захваченных из потока почти параболических комет с перигелиями в области внутренних планет, не согласуется с распределением орбит наблюдаемых комет семейства Юпитера [Duncan et al., 1988; Quinn et al., 1990; Bailey, 1992]. Поэтому были выдвинуты идеи об иных источниках комет семейства Юпитера.

В работе [Fernandez, 1980] было предположено, что основным источником короткопериодических комет семейства Юпитера является пояс объектов за орбитой Нептуна, введенный в моделях образования Солнечной системы [Edgeworth, 1943; Kuiper, 1951]. Поиск таких объектов увенчался успехом в 1992 г., когда был открыт первый, после Плутона, транснептуновый объект 1992 QB1. На начальных этапах изучения транснептуновой области казалось, что предсказываемый пояс Койпера, содержащий объекты на орбитах с малыми эксцентриситетами и наклонами, и есть основной источник комет семейства Юпитера. В работе [Levison and Duncan, 1997] было показано, что из-за слабой динамической неустойчивости некоторые объекты пояса Койпера могут проникать к орбите Нептуна и в результате дальнейшей динамической эволюции под действием планетных возмущений превращаться в короткопериодические кометы семейства Юпитера.

Но в настоящее время, когда открыто более тысячи объектов за орбитой Нептуна, уже ясно, что структура транснептуновой зоны оказалась значительно сложнее, чем ожидалось ранее. Наиболее примечательной особенностью является существование наряду с объектами предсказываемого пояса Койпера, имеющими большие полуоси орбит a 50 а.е.

Детальное изучение взаимосвязи транснептуновых объектов и короткопериодических комет было проведено в работах [Duncan and Levison, 1997; Emel’yanenko et al., 2004]. Эти исследования показали хорошее согласие наблюдаемого распределения орбитальных параметров комет семейства Юпитера с распределением объектов, захваченных из транснептуновой зоны с сильноэллиптических орбит. Однако для объяснения происхождения комет семейства Юпитера только из этого источника приходится предполагать, что в области 60 10 тел кометного размера. Это несколько больше, чем следует непосредственно из наблюдательных оценок. Имеются также явные несоответствия между наблюдаемым распределением кентавров и результатами исследования динамической эволюции транснептуновых объектов. Кроме того, вычисления показали, что транснептуновые объекты практически не производят комет галлеевского типа.

Рис. 4.17. Распределение объектов, наблюдавшихся в нескольких оппозициях, с пери-гелиями вблизи орбиты Нептуна

Все это заставляет опять вернуться к вопросу о вкладе облака Оорта в семейство комет, наблюдаемых в окрестности Земли. Какова структура этого образования? Может ли поток комет с перигелиями во внешней части планетной системы, не рассматривавшийся ранее, дать значительный вклад в семейство короткопериодических комет? Существует ли резкая граница между облаком Оорта и транснептуновой зоной, если в последней наблюдается большое число объектов на орбитах с большими эксцентриситетами?

Для ответа на эти вопросы в работе [Emel’yanenko et al., 2007] была построена модель распределения комет во внешней части Солнечной системы в предположении, что они имеют происхождение в планетной области. Оказалось, что орбитальное распределение комет в результате эволюции в течение 4,5 млрд лет приобретает характерный вид, показанный на рис. 4.18 и 4.19. Основные особенности этого распределения слабо зависят от начальных динамических характеристик тел на первых этапах формирования Солнечной системы и определяются главным образом длительным действием планетных, звездных и галактических возмущений.

Рисунки 4.18 и 4.19 показывают очень много важных особенностей структуры внешней части Солнечной системы. Во-первых, облако Оорта является естественным результатом длительной динамической эволюции объектов, выбрасываемых из планетной области. В результате действия звездных и галактических возмущений орбиты большинства объектов расположены в настоящее время далеко от планетной области, и лишь некоторые из них могут переходить на почти параболические орбиты. Наряду с внешней частью облака Оорта (a > 10 4 а.е.), откуда в настоящее время наблюдается поток «новых» комет, существует и внутренняя часть облака Оорта (10 3 4 а.е.), из которой кометы могут напрямую вбрасываться в околоземное пространство только при редких проникновениях звезд в эту область [Hills, 1981]. Во внешней части облака Оорта орбиты имеют изотропное распределение, а при a 3 а.е. заметно преобладание прямых орбит.

Рис. 4.18. Распределение больших полуосей и перигелийных расстояний для кометных объектов через 4,5 млрд лет динамической эволюции под действием планетных, звездных и галактических возмущений (из работы [Emel’yanenko et al., 2007])

Рис. 4.19. Распределение больших полуосей и наклонов орбит для кометных объектов через 4,5 млрд лет динамической эволюции под действием планетных, звездных и галактических возмущений (из работы [Emel’yanenko et al., 2007])

Некоторые объекты, перигелии орбит которых расположены достаточно близко к планетной области, проникают из облака Оорта в область a 3 а.е., образуя класс транснептуновых объектов, движущихся по орбитам с большими эксцентриситетами. Хотя часть объектов могла остаться в транснептуновой области на орбитах с большими эксцентриситетами с начальных этапов формирования Солнечной системы, резкой границы между облаком Оорта и транснептуновой зоной не существует. Семейство транснептуновых объектов, движущихся по орбитам с большими эксцентриситетами, является комбинацией объектов, находящихся здесь на протяжении времени существования Солнечной системы, и объектов, посещавших облако Оорта в течение своей динамической истории.

Объекты облака Оорта могут попадать и в область внешних планет, пополняя класс кентавров. Детальный анализ показал, что это может происходить как непосредственно, путем прямого изменения перигелийных расстояний под действием звездных и галактических возмущений, так и в результате длительной эволюции под действием планетных возмущений через стадию транснептуновых объектов с большими эксцентриситетами орбит. В дальнейшем большинство кентавров выбрасываются планетами из Солнечной системы, а некоторые могут переходить на короткопериодические орбиты. В последнем случае они в основном образуют класс комет семейства Юпитера, хотя относительно малая их доля может захватываться и на орбиты комет галлеевского типа. Таким образом, давно известный диффузионный механизм происхождения комет галлеевского типа из потока почти параболических комет с перигелиями, расположенными внутри орбиты Юпитера, не является единственным.

Сопоставление результатов моделирования с характеристиками потока «новых» комет позволяет оценить число кометных объектов различных классов, происхождение которых связано с облаком Оорта. Если полагать, что на расстоянии от Солнца q 10 3 а.е.) должно находиться ? 10 12 соответствующих кометных объектов, причем приблизительно половина из них расположена во внешней части (a > 10 4 а.е.).