Кометы і метеори

Кометы і метеоры

Вид і відкриття комет

Кометы (від грецьк. kometes — зірка з хвостом, комета; буквально-длинноволосый), тіла Сонячної системи, мають вид туманних об'єктів зазвичай зі світлим згустком — ядром у центрі й хвостом.

Кометы спостерігаються тоді, коли невеличке крижане тіло, зване ядром комети, наближається до Сонцю на відстань, менше 4−5 астрономічних одиниць, прогрівається його променями і потім із нього починають виділятися гази й пил. Останні створюють навколо ядра туманну оболонку (атмосферу комети), іноді звану комою і складову разом із ядром голову комети. Атмосфера комети безупинно розсіюється у просторі і є буде лише тоді, коли відбувається виділення газів і пилу з ядра. Під впливом світлового тиску, і навіть внаслідок взаємодії з сонячним вітром гази й пил відносяться проти від ядра, створюючи хвости кометы.

У більшості комет у середині голови спостерігається яскраве «ядро «(звездообразное чи дифузійна), що було світіння центральної, найбільш щільною зони газів навколо істинного ядра комети. Голова комети і її хвости немає різких обрисів, та його видимі розміри залежать, з одного боку, загальної інтенсивності виділення газів і пилу з ядра та її близькістю до Сонцю, і з з іншого боку — від обставин спостережень, насамперед від яскравості фону неба. Багато даних про появу комет, про їхнє рухах містять древні китайські хроніки. У Європі ж, відповідно до вченням Аристотеля, до 17 в. вважали, що комети з’являються і рухаються у атмосфері, що це — земні пари, піднялися вгору й за загоревшиеся від наближення до «сфері вогню », причому їх хвости — це полум’я, гнане вітром. Т. Бразі, вивчаючи рух комети 1577 серед зірок, за спостереженнями у Данії й у Празі визначив її паралакс, який виявився менше місячного параллакса, і сталося, що комета перебувала далі Місяця. Це було доказом те, що комета — таку ж небесні світила, як і Місяць, планети і др.

Количество комет в Сонячну систему надзвичайно великий: їх кількість, очевидно, сягає сотень мільярдів. Проте спостереженням доступно лише незначну число комет, котрі заходять всередину орбіти Юпітера. Так було в 1850—1949 загалом спостерігалося по 5 проходжень До. через перигелій щорічно (їх лише одне, видиме неозброєним оком). У 20 років (1950;69), внаслідок інтенсифікації пошуків комет, їх кількість зросла до 9 проходжень протягом року.

По міжнародної угоди комети спочатку позначаються роком відкриття і буквою латинського алфавіту гаразд надходження повідомлення про їхнє відкритті.

После надійної визначення їхніх орбіт ці попередні позначення замінюються остаточними, що містять рік, порядковий номер (римська цифра) проходження комет через перигелій й ім'я відкрив її спостерігача (чи наблюдателей).

Строение комет

По сучасним уявленням, ядра комет складаються з водяного газу з додатком «льодів «інших газів (СО2, NH3 та інших.), і навіть кам’янистих речовин. Порошинки частково виділяються з ядра при випаровуванні (сублімації) льодів, частково утворюються у навколо внаслідок конденсації молекул нелетучих і помірковано летючих речовин. Пилові частки розсіюють сонячне світло, атоми і молекули газів поглинають випромінювання у деяких довгих хвилях і з що висвітлює сонячного світла, а потім переизлучают їх. Через війну виділення з нагрітого Сонцем ядра газу та порошин виникає реактивна сила, яка, можливо, породжує негравітаційні ефекти рухається комет. Інтенсивне виділення відбувається із найбільш нагрітого ділянки поверхні ядра, який, внаслідок обертання ядра, розташований ні з сонячної боку, а кілька зміщений в бік обертання. У результаті виникають компонента реактивної сили, яка або прискорює рух комет, якщо обертання ядра відбувається у тому самому напрямі, як і звернення комет близько Сонця, чи уповільнює його, якщо обертання і прем'єр-міністру звернення відбуваються у протилежних направлениях.

Газ й пил, виділені ядром, утворюють голову комет. Молекули води та ін. газів, котрі виділяються з ядра під впливом сонячного випромінювання, нас дуже швидко розпадаються, породжуючи спостережувані хімічно активні вільні радикали. Останні також розпадаються під впливом випромінювання Сонця, але набагато повільніше, унаслідок чого встигають поширитися на значні відстані від ядра. Вивчення спектрів комет свідчить у тому, що комети містять нейтральні молекули C3, C2, CN, СП, ВІН, NH, NH2, ионизованные молекули ЗІ+, N2+, СП+, і навіть атоми М, Про і Na. У окремих випадках в спектрах комет, виключно близько подлетавших до Сонцю, спостерігалися лінії випромінювання Fe та інших. нелетучих хімічних елементів. Діаметр голови в яскравих комет може становити мільйонів км. Кількість пилу в головах комет різна: тільки в комет вона відсутня, у ін. її маса може становити половини маси всього речовини голови. Колір і поляризація світла, отражённого пиловими частинками, свідчить про те, що їх розміри в головах комет становлять близько 0,25−5 мкм.

Согласно класифікації, розробленої у другій половині 19 в. Ф. А. Бредихиным, хвости комет поділяються на 3 типу: хвости 1-го типу спрямовані прямо від поверхні Сонця, хвости 2-го типу вигнуті і відхиляються тому за відношення до орбітальному руху комет, хвости 3-го типу — майже прямі, але помітно відхиляються тому. У певних взаємних положеннях Землі, комети і Сонця, відкинуті тому хвости 2-го і 3-го типу видно з Землі хіба що спрямованими убік Сонця (звані аномальні хвости). Фізична інтерпретація поділу хвостів на типи, запропонована Бредихиным, у наступні роки значно розвивався і 70-х рр. 20 в. отримала таке зміст. Хвости 1-го типу — плазмові і складаються з ионизованных молекул ЗІ+, N2+, СП+, що з великими ускорениями під впливом сонячного вітру мчать у бік, протилежну напрямку на Сонце. Хвости 2-го типу утворюються пиловими частинками різного розміру, безупинно виділяються з ядра, хвости ж 3-го типу з’являються у тому випадку, коли з ядра одночасно виділяється ціле хмару порошин. Порошинки різною величини під впливом світлового тиску отримують різне прискорення, і хмару розтягується в смугу, творчу хвіст комети, так звану синхрону. Рідко спостерігається прямий натрієвий хвіст, спрямований вздовж плазмового хвоста (1-го типу). Нейтральні молекули, наявні у голові комет, набувають під впливом світлового тиску приблизно таку ж прискорення, як і пилові частки, і тому рухаються у бік хвоста 2-го типу. Але час їхнього життя до іонізації сонячним випромінюванням не перевищує кілька годин. Тому не встигають просунутися у далекому хвіст 2-го типу. Іноді їхні вдається помітити у кількості лише у початковому відрізку хвоста.

Непрерывно котрі виділяються з ядра і рухомі під впливом однакового прискорення частки рівної величини містяться у просторі вздовж викривленою лінії - так званої синдинамы. Хвости 2-го типу є віяло синдинам, відповідним порошинам різних розмірів. Видима форма хвоста 2-го типу визначається у своїй розподілом частинок пилу за величиною. Отже, видимий хвіст 2-го типу є смугу максимальної яскравості не більше веера.

Наибольшей довжини досягають, зазвичай, хвости 1-го типу, простираючи на сотні млн. км. Проте їх щільність, очевидно, вбирається у 102−103ионов/см3.

Лучшему розумінню природи комет багато в чому сприяють лабораторні експерименти по моделювання комет. Вдалося, зокрема, відтворити сублімацію запилених кометних льодів з викидом метеорних частинок з ядра, освіту іонізованих структур, нагадують хвости 1-го типу. З допомогою геофізичних ракет і космічних зондів на висотах від кількох основних сотень до десятків тис. км створено штучні хмари із парів лужних металів — звані комети штучні, які підготували грунт моделювання комет у відкритому космосі. Обговорюється питання посилці космічного зонда до тій чи іншій періодичної кометі при її поверненні до Сонцю для безпосереднього вивчення складу, магнітних полів та інші фізичних особливостей комет.

Орбиты комет

К 1971 обчислено близько 1 тис. систем елементів орбіт майже 600 комет. Результати обчислень публікуються у спеціальних каталогах. Так, каталог Портера містить інформацію про появах комет у роки від 239 до зв. е. до 1961 зв. е.; лише у ньому згадується 829 появ 566 індивідуальних комет, серед яких 54 короткоперіодичних (з періодами р 200 років); 290 комет з параболічними орбітами; 65 комет з гиперболическими орбітами, які, віддаляючись від поверхні Сонця, назавжди залишають у Сонячній системі, вдаючись у межзвёздное пространство.

Большинство орбіт, вважаються параболічними, насправді, очевидно, сильно витягнуті еліптичні, їм, проте, ексцентриситет було бути визначено через недостатньою точності спостережень. Гіперболічні ж орбіти є результатом возмущающего дії великих планет, переважно Юпітера, на рух комет. Аналіз руху таких комет у роки призвів до висновку, що на момент, коли кожна гілка таких комет відчула помітне що вплив планет, вона наближалася до Сонячну систему по еліптичної орбіті. Проходження комет поблизу великих планет призводять до різким змін орбіт комет. Наприклад, До., відкрита фінським астрономом Л. Отермой в 1942 і яка рухалася до 1963 між орбітами Марса і Юпітера, перейшла після зближення з Юпітером нові орбіту, яка між орбітами Юпітера і Сатурна.

В русі низки комет, насамперед короткоперіодичних, виявлено також ефекти, не поясненні притяганням їх відомими тілами Сонячної системи (звані негравітаційні ефекти). Так, одні комети відчувають одвічну прискорення, а інші - вікові уповільнення руху, є, очевидно, результатом реактивного ефекту від які виділяються з ядра потоків вещества.

Короткопериодические комети заведено поділяти на «сімейства «за величиною афелийных відстаней. До численного сімейству Юпітера відносять комети, афелій яких розташований близько орбіти Юпітера. До сімейству Сатурна відносять комети з афелиями поблизу нього орбіти. Цікаву групу комет, «задевающих Сонце », утворюють кілька довгоперіодичних комет. Усі вони теж мають дуже малі перигелийные відстані, не більше 0,0055−0,0097 астрономічних одиниць (т. e. їх перигелії віддалені від поверхні Сонця на 0,5−1 радіус Сонця), і приблизно однакові інші елементи орбіти. Цілком можливо, що це комети — продукти розпаду однієї материнської комети. комет.

Происхождение і еволюція комет

Теория, спостереження та експерименти свідчать, що з поверненнях до Сонцю комета втрачає значну частину своєї речовини, отже час її життя не може перевищувати сотні чи тисячі оборотів близько Сонця; цей час надзвичайно мало з космогонічної погляду. Оскільки, тим щонайменше, комета простежуються сучасну епоху, має існувати ті чи інші джерела поповнення їхньої кількості. Відповідно до одного гіпотезі, розроблюваної радянським астрономом З. До. Всехсвятским, комети є результатами потужних вулканічних вивержень великих планетах та його супутниках. За іншою гіпотезі, запропонованої голландським астрономом Я. Оортом, нині спостережувані комети майже остаточно дійшли околиці Сонця з гігантського кометної хмари, навколишнього у Сонячній системі і що простирається до відстаней в 150 тис. астрономічних одиниць, яке народилося епоху формування планет-велетнів. Під впливом обурень від тяжіння зірок деякі комети цього хмари можуть переходити на орбіти із малими перигелийными територіями та ставати в такий спосіб наблюдаемыми.

Метеоры

Слово «метеор» в грецькій мові використовували для описи різноманітних атмосферних феноменів, але нині їм позначають явища, які під час потраплянні у верхні верстви атмосфери твердих частинок з космосу. У вузькому значенні «метеор» — це світна смуга вздовж траси розпаду частки. У народі метеори називають «падаючими зірками». Дуже яскраві метеори називають болідами; іноді цим терміном позначають лише метеорні події, що супроводжуються звуковими явищами.

Частота появления

Количество метеорів, що може побачити спостерігач за певний період, не постійно. У умовах, далеко від міських вогнів за відсутності яскравого місячного світла, спостерігач може помітити 5−10 метеорів за годину. Більшість метеорів світіння триває близько секунди і має слабше найяскравіших зірок. Після півночі метеори з’являються частіше, оскільки спостерігач до цього час розташований передній у процесі орбітального руху боці Землі, на яку потрапляє більше частинок. Кожен спостерігач може бачити метеори в радіусі близько 500 км навколо себе. А загалом на добу у атмосфері Землі виникають сотні мільйонів метеорів. Повна маса влетающих у повітря частинок оцінюється в тисячі т дизпалива на добу — незначна величина проти масою Землі. Вимірювання з космічних апаратів показують, що з добу на Землю потрапляє також понад 100 т частинок пилу, занадто дрібних, щоб викликати поява видимих метеорів.

Наблюдение метеоров

Визуальные спостереження дають чимало статистичних даних про метеори, але для точного визначення їхніх яскравості, висоти і швидкості польоту необхідні спеціальні прилади. Вже близько століття астрономи використовують камери для фотографування метеорних слідів. Обертова заслінка (обтюратор) перед об'єктивом фотокамери робить слід метеора схожим на пунктирную лінію, що допомагає точно визначати інтервали часу. Зазвичай із допомогою цієї заслінки роблять від 5 до 60 експозицій в секунду. Якщо два спостерігача, розділені відстанню кілька десятків кілометрів, одночасно фотографують і той ж метеор, можна точно визначити висоту польоту частки, довжину її сліду і - по інтервалам часу — швидкість польоту.

Начиная з 40-х років астрономи спостерігають метеори з допомогою радара. Самі космічні частки надто малими, щоб їх зареєструвати, але за політ у атмосфері вони залишають плазмовий слід, який відбиває радіохвилі. На відміну від фотографії радар ефективний як вночі, але й вдень і в хмарну погоду. Радар помічає дрібні метеори, недоступні фотокамері. По фотографіям точніше визначається траєкторія польоту, а радар дозволяє точно вимірювати відстань і швидкість.

Скорость і высота

Скорость, з якої метеороиды влетять у атмосферу, криється у межах від 11 до 72 км/с. Перше значення — це швидкість, приобретаемая тілом тільки завдяки традиційному тяжіння Землі. (Таку саму швидкість повинен мати космічний апарат, щоб вирватися з гравітаційного поля Землі.) Метеороид, прибулий з далеких областей Сонячної системи, внаслідок тяжіння до Сонцю набуває поблизу земної орбіти швидкість 42 км/с. Орбітальна швидкість Землі близько тридцяти км/с. Якщо зустріч відбувається «прямо», їх відносна швидкість 72 км/с. Будь-яка частка, прилетевшая з міжзоряного простору, повинен мати ще більшу швидкість. Відсутність настільки швидких частинок доводить, що це метеороиды — члени Сонячної системи.

Высота, на якої метеор починає світитися чи відзначається радаром, залежить від швидкості входу частки. Для швидких метеороїдів ця висота може перевищувати 110 км, а повністю частка руйнується в розквіті близько 80 км. У повільних метеороїдів це відбувається нижче, де понад щільність повітря. Метеори, порівнянні за блиску з навдивовижу яскравими зірками, утворюються частинками з безліччю в десяті частки грама. Більші метеороиды зазвичай руйнуються довше і досягають малих висот. Вони істотно гальмуються через тертя у атмосфері. Рідкісні частки опускаються нижче 40 км. Якщо метеороид сягає висот 10−30 км, його швидкість стає менш 5 км/с, і може впасти на поверхню як метеорита.

Орбиты

Зная швидкість метеороида і напрям, із якої він підлетів до Землі, астроном може обчислити його орбіту до зіткнення. Земля і метеороид зіштовхуються у цьому разі, якщо їх орбіти перетинаються і вони відразу опиняються у цієї точці перетину. Орбіти метеороїдів бувають як майже круговими, і гранично эллиптичными, які йдуть далі планетних орбіт.

Если метеороид наближається до Землі повільно, отже, він рухається навколо Сонця тому самому напрямі, як і Земля: проти годинниковий стрілки, коли дивитися з північного полюси орбіти. Більшість орбіт метеороїдів виходить поза межі земної орбіти, та його площині нахилені до екліптиці невідь що сильно. Падіння майже всіх метеоритів пов’язані з метеороидами, які мали швидкості менш 25 км/с; їх орбіти повністю лежать всередині орбіти Юпітера. Більшість ці об'єкти проводять між орбітами Юпітера і Марса, в поясі малих планет — астероїдів. Тому вважається, що астероїди є джерелом метеоритів. На жаль, ми можемо спостерігати ті метеороиды, які перетинають орбіту Землі; очевидно, ця група недостатньо повно представляє все малі тіла Сонячної системи.

У швидких метеороїдів орбіти більш витягнуті й сильніша нахилені до екліптиці. Якщо метеороид підлітає зі швидкістю більш 42 км/с, він рухається навколо Сонця напрямі, протилежному напрямку руху планет. Факт, що у таким орбітам рухаються багато комети, вказує, що це метеороиды є осколками комет.

Метеорные потоки

В деякі дні року метеори з’являються набагато частіше, ніж зазвичай. Це називають метеорною потоком, коли спостерігаються десятки тисяч метеорів за годину, створюючи дивовижне явище «зоряного дощу» з усього небу. Якщо простежити на небі шляху метеорів, то видасться, що вони вилітають з однієї точки, званої радіантом потоку. Це перспективи, подібне сходящимся біля обрію рейках, вказує, що це частки рухаються по паралельним траєкторіям.

Астрономы виділили кілька десятків метеорних потоків, чимало з яких демонструють щорічну активність з тривалістю і від кількох годин за кілька тижнів. Більшість потоків названо під назвою сузір'я, у якій лежить їх радіант.

Метеорные потоки спостерігаються, коли Земля перетинає траєкторію рою частинок, що утворився при руйнуванні комети. Наближаючись до Сонцю, комета нагрівається його променями і втрачає речовина. Протягом кількох століть під впливом гравітаційних обурень від планет ці частки утворюють витягнутий рій вздовж орбіти комети. Якщо Земля перетинає цей потік, щороку можемо спостерігати зоряний дощ, навіть якщо сам комета на той час далеке від Землі. Оскільки частки розподілені вздовж орбіти нерівномірно, інтенсивність дощу рік у рік не може змінюватися. Старі потоки настільки розширено, що земля перетинає їх кілька діб. У сечении деякі потоки радше нагадують чи стрічку, ніж шнур.

Возможность спостерігати потік залежить від напрямку приходу частинок до Землі. Якщо радіант розташований високо на північному небі, те з південного півкулі Землі потік непомітний (і навпаки). Метеори потоку помітні, лише коли радіант перебуває над обрієм. Якщо ж радіант потрапляє на денний небо, то метеори невеликі, але їх можна засікти радаром. Вузькі потоки під впливом планет, особливо Юпітера, можуть змінювати свої орбіти. Якщо за цьому большє нє перетинають земну орбіту, то стають ненаблюдаемыми.

Болиды

Метеоры, які яскравіше найяскравіших планет, часто називають болідами. Іноді спостерігаються боліди яскравіше повної місяця і дуже рідко такі, що спалахують яскравіше сонця. Боліди виникають від найбільших метеороїдів. У тому числі багато осколків астероїдів, які щільніше і міцніше, ніж фрагменти кометних ядер. Але однаково більшість астероидных метеороїдів руйнується в щільних шарах атмосфери. Деякі їх падають на поверхню як метеоритів. Через високої яскравості спалахи боліди здаються значно ближче, ніж у дійсності. Тому необхідно зіставити спостереження болідів із різних місць, як організовувати пошук метеоритів. Астрономи оцінили, що щодня у всій Землі близько 12-ї болідів закінчується падінням більш як кілограмових метеоритів.

Список литературы

Энциклопедия для дітей. Т. 8. Астрономія. Э68 /Глав. ред. М. Д. Аксьонова. — М.: Аванта+, 1997. — 688с.: мул.

Для підготовки даної праці були використані матеріали із сайту internet.