Kometa (od starogrčkog dlakav, čupav) je malo nebesko tijelo maglovitog izgleda, koje se okreće oko Sunca duž konusnog dijela sa vrlo proširenom orbitom. Kako se kometa približava Suncu, ona formira komu, a ponekad i rep od gasa i prašine.
Komete se prema svom orbitalnom periodu dijele na:
1. Kratkoročni period
Do danas je otkriveno više od 400 kratkoperiodičnih kometa. Od toga, oko 200 je uočeno tokom više od jednog prolaska perihela. Komete kratkog perioda (periodi kraći od 200 godina) dolaze iz područja vanjskih planeta, krećući se u smjeru naprijed u orbitama koje leže blizu ekliptike. Daleko od Sunca, komete obično nemaju "repove", ali ponekad imaju jedva vidljivu "komu" koja okružuje "jezgro"; zajedno se zovu "glava" komete. Kako se približava Suncu, glava se povećava i pojavljuje se rep. Mnogi od njih pripadaju takozvanim porodicama. Na primjer, većina kometa najkraćeg perioda (njihova potpuna revolucija oko Sunca traje 3-10 godina) čine Jupiterovu porodicu. Nešto manji broj su porodice Saturna, Urana i Neptuna (potonji posebno uključuje čuvenu Halejevu kometu).
porodice:
- porodica Jupiter
- Saturnova porodica
- Uranova porodica
- Porodica Neptun
Kada kometa prođe blizu Sunca, njeno jezgro se zagreva i led isparava, formirajući gasnu komu i rep. Nakon nekoliko stotina ili hiljada ovakvih letova, u jezgru nema topljivih tvari i ono prestaje biti vidljivo. Za kratkoperiodične komete koje se redovno približavaju Suncu, to znači da bi njihove populacije trebale postati nevidljive za manje od milion godina. Ali mi ih promatramo, stoga stalno stiže dopuna iz "svježih" kometa.
Dopuna kratkoperiodičnih kometa nastaje kao rezultat njihovog "hvatanja" od strane planeta, uglavnom Jupitera. Ranije se smatralo da su dugoperiodične komete koje dolaze iz Oortovog oblaka uhvaćene, ali se sada vjeruje da je njihov izvor kometni disk nazvan „unutrašnji Oortov oblak“. U principu, ideja o Oortovom oblaku se nije promijenila, ali proračuni su pokazali da bi plimni utjecaj Galaksije i utjecaj masivnih oblaka međuzvjezdanog plina trebali prilično brzo da je unište. Potreban je izvor dopune. Takav izvor se sada smatra unutrašnjim Oortovim oblakom, koji je mnogo otporniji na uticaje plime i oseke i sadrži za red veličine više kometa od spoljašnjeg oblaka koji je predvideo Oort. Nakon svakog približavanja Sunčevog sistema masivnom međuzvjezdanom oblaku, komete iz vanjskog Oortovog oblaka se raspršuju u međuzvjezdani prostor, a zamjenjuju ih komete iz unutrašnjeg oblaka.
Prijelaz komete iz gotovo parabolične orbite u orbitu kratkog perioda događa se kada sustigne planetu s leđa. Tipično, hvatanje komete u novu orbitu zahtijeva nekoliko prolaza kroz planetarni sistem. Rezultirajuća orbita komete obično ima mali nagib i visok ekscentricitet. Kometa se kreće duž nje u smjeru naprijed, a afel njene orbite (tačka najudaljenija od Sunca) leži blizu orbite planete koja ju je uhvatila. Ova teorijska razmatranja u potpunosti su potvrđena statistikama orbita kometa.
2. Dugoročni
Vjerovatno nam dugoperiodične komete dolaze iz Oortovog oblaka, koji sadrži ogroman broj kometnih jezgara. Tijela koja se nalaze na periferiji Sunčevog sistema, po pravilu se sastoje od isparljivih tvari (voda, metan i drugi led) koje isparavaju kada se približavaju Suncu. Komete dugog perioda (sa orbitalnim periodima dužim od 200 godina) dolaze iz regiona hiljadama puta udaljenijih od najudaljenijih planeta, a njihove orbite su nagnute pod svim vrstama uglova.
Mnoge komete pripadaju ovoj klasi. Pošto su njihovi orbitalni periodi milioni godina, samo jedna desetohiljadita ih se pojavljuje u blizini Sunca tokom jednog veka. Oko 250 takvih kometa je uočeno u 20. veku; dakle, ima ih na milione ukupno. Osim toga, ne dolaze sve komete dovoljno blizu Sunca da bi postale vidljive: ako perihel (tačka najbliža Suncu) orbite komete leži izvan orbite Jupitera, tada je to gotovo nemoguće primijetiti.
Uzimajući ovo u obzir, Jan Oort je 1950. godine predložio da se prostor oko Sunca nalazi na udaljenosti od 20–100 hiljada AJ. (astronomske jedinice: 1 AJ = 150 miliona km, udaljenost od Zemlje do Sunca) ispunjen je jezgrima kometa čiji se broj procjenjuje na 10 12, a ukupna masa je 1–100 Zemljinih masa. Vanjska granica Oortovog “oblaka kometa” određena je činjenicom da na ovoj udaljenosti od Sunca na kretanje kometa značajno utječe privlačenje susjednih zvijezda i drugih masivnih objekata. Zvijezde se kreću u odnosu na Sunce, njihov uznemirujući utjecaj na komete se mijenja, a to dovodi do evolucije kometnih orbita. Dakle, slučajno kometa može završiti u orbiti koja prolazi blizu Sunca, ali će se prilikom sljedećeg okretanja njena orbita malo promijeniti i kometa će se udaljiti od Sunca. Međutim, umjesto njega, “nove” komete će stalno padati iz Oortovog oblaka u blizinu Sunca.
Komete koje dolaze iz dubokog svemira izgledaju kao magloviti objekti sa repom koji se vuče iza njih, ponekad dostižući dužinu od nekoliko miliona kilometara. Jezgro komete je tijelo od čvrstih čestica i leda obavijeno maglovitom ljuskom koja se naziva koma. Jezgro promjera nekoliko kilometara može imati oko sebe komu promjera 80 hiljada km. Mlazovi sunčeve svetlosti izbacuju čestice gasa iz kome i izbacuju ih nazad, povlačeći ih u dugi zadimljeni rep koji se kreće iza nje u svemiru.
Sjaj kometa u velikoj meri zavisi od njihove udaljenosti od Sunca. Od svih kometa, samo mali dio dolazi dovoljno blizu Sunca i Zemlje da se vidi golim okom. Najistaknutije od njih se ponekad nazivaju "velike komete".
Mnogi meteori („zvijezde padalice“) koje opažamo su kometnog porijekla. To su čestice izgubljene kometom koje izgore kada uđu u atmosferu planete.
Orbita i brzina
Kretanje jezgra komete u potpunosti je određeno privlačenjem Sunca. Oblik orbite komete, kao i svakog drugog tijela u Sunčevom sistemu, zavisi od njene brzine i udaljenosti od Sunca. Prosječna brzina tijela obrnuto je proporcionalna kvadratnom korijenu njegove prosječne udaljenosti do Sunca (a). Ako je brzina uvijek okomita na radijus vektor usmjeren od Sunca prema tijelu, tada je orbita kružna, a brzina se naziva kružna brzina (υc) na udaljenosti a. Brzina izlaska iz gravitacionog polja Sunca duž paraboličke orbite (υp) je √2 puta veća od kružne brzine na ovoj udaljenosti. Ako je brzina komete manja od υp, ona se kreće oko Sunca po eliptičnoj orbiti i nikada ne napušta Sunčev sistem. Ali ako brzina prelazi υp, tada kometa jednom prođe pored Sunca i napusti ga zauvijek, krećući se po hiperboličnoj orbiti. Većina kometa ima eliptične orbite, tako da pripadaju Sunčevom sistemu. Istina, za mnoge komete to su vrlo izdužene elipse, bliske paraboli; duž njih se komete udaljavaju od Sunca veoma daleko i dugo.
 |
|
KOMETI U SUNČEVOM SISTEMU |
|
Na slici su prikazane eliptične orbite dviju kometa, kao i gotovo kružne orbite planeta i parabolična orbita. Na udaljenosti koja dijeli Zemlju od Sunca, kružna brzina je 29,8 km/s, a parabolična brzina je 42,2 km/s. U blizini Zemlje, brzina Enckeove komete je 37,1 km/s, a brzina Halejeve komete je 41,6 km/s; To je razlog zašto Halejeva kometa ide mnogo dalje od Sunca nego kometa Encke.
Plinoviti proizvodi sublimacije vrše reaktivni pritisak na jezgro komete (slično trzaju pištolja kada se ispali), što dovodi do evolucije orbite. Najaktivniji odliv gasa javlja se sa zagrejane „popodnevne“ strane jezgra. Stoga se smjer sile pritiska na jezgro ne poklapa sa smjerom sunčevih zraka i sunčeve gravitacije. Ako se aksijalna rotacija jezgra i njegova orbitalna revolucija odvijaju u istom smjeru, tada pritisak plina u cjelini ubrzava kretanje jezgre, što dovodi do povećanja orbite. Ako se rotacija i cirkulacija odvijaju u suprotnim smjerovima, tada se kretanje komete usporava i orbita se skraćuje. Ako je takvu kometu u početku uhvatio Jupiter, onda je nakon nekog vremena njena orbita u potpunosti u području unutrašnjih planeta. To se vjerovatno dogodilo kometi Encke.
Nomenklatura kometa
Tokom proteklih vekova, pravila za imenovanje kometa su više puta menjana i pojašnjavana. Do početka 20. stoljeća većina kometa je bila imenovana prema godini kada su otkrivene, ponekad uz dodatna pojašnjenja u vezi s sjajem ili godišnjem dobu ako je te godine bilo nekoliko kometa. Na primjer, „Velika kometa iz 1680.“, „Velika septembarska kometa iz 1882.“, „Dnevna kometa iz 1910.“ („Velika januarska kometa iz 1910.“).
Nakon što je Halejev dokazao da su komete iz 1531., 1607. i 1682. godine bile ista kometa, i predvidio njen povratak 1759. godine, ova kometa je postala poznata kao Halejeva kometa. Takođe, druga i treća poznata periodična kometa dobila su imena Encke i Biela u čast naučnika koji su izračunali orbitu kometa, uprkos činjenici da je prvu kometu posmatrao Mechain, a drugu Messier u 18. veku. Kasnije su periodične komete obično dobile imena po svojim otkrićima. Komete uočene tokom samo jednog prolaska perihela nastavile su da se nazivaju po godini njihovog pojavljivanja.
Početkom 20. stoljeća, kada su otkrića kometa postala čest događaj, razvijena je konvencija za imenovanje kometa, koja je na snazi do danas. Kometa je dobila ime samo po tome što su je otkrila tri nezavisna posmatrača. Poslednjih godina mnoge komete su otkrivene pomoću instrumenata kojima su upravljali veliki timovi naučnika. U takvim slučajevima komete se nazivaju po svojim instrumentima. Na primjer, kometu C/1983 H1 (IRAS - Araki - Alcock) nezavisno su otkrili IRAS satelit i astronomi amateri Genichi Araki i George Alcock. U prošlosti, ako je jedna grupa astronoma otkrila više kometa, nazivima je dodan broj (ali samo za periodične komete), kao što je kometa Shoemaker-Levy 1-9. Mnoge komete sada se otkrivaju brojnim instrumentima, što takav sistem čini nepraktičnim. Umjesto toga, koristi se poseban sistem za imenovanje kometa.
Prije 1994. komete su prvo dobile privremene oznake koje se sastoje od godine njihovog otkrića i latiničnog malog slova koje označava redoslijed kojim su otkrivene u datoj godini (na primjer, kometa 1969i je bila deveta kometa otkrivena 1969.). Nakon što je kometa prošla perihel, pouzdano je utvrđena njena orbita, nakon čega je kometa dobila trajnu oznaku koja se sastoji od godine prolaska perihela i rimskog broja koji označava redoslijed prolaska perihela u datoj godini. Tako je kometa 1969i dobila trajnu oznaku 1970 II (druga kometa koja je prošla perihel 1970. godine).
Kako se broj otkrivenih kometa povećavao, ovaj postupak je postao veoma nezgodan. 1994. Međunarodna astronomska unija odobrila je novi sistem za imenovanje kometa. Trenutno, naziv komete uključuje godinu otkrića, slovo koje označava polovinu mjeseca u kojem se otkriće dogodilo i broj otkrića u toj polovini mjeseca. Ovaj sistem je sličan onom koji se koristi za imenovanje asteroida. Tako četvrta kometa, otkrivena u drugoj polovini februara 2006. godine, dobija oznaku 2006 D4. Ispred imena komete nalazi se prefiks koji ukazuje na prirodu komete. Koriste se sljedeći prefiksi:
P/ - kratkoperiodična kometa (tj. kometa čiji je period kraći od 200 godina, ili koja je uočena na dva ili više prolaza perihela);
C/ - dugoperiodična kometa;
X/ - kometa za koju se ne može izračunati pouzdana orbita (obično za istorijske komete);
D/ - komete su kolabirane ili izgubljene;
A/ - objekti koji su greškom uzeti za komete, a ispostavilo se da su zapravo asteroidi.
Na primjer, kometa Hale-Bopp je označena kao C/1995 O1. Tipično, nakon drugog posmatranog prolaska perihela, periodične komete dobijaju serijski broj. Tako je Halejeva kometa prvi put otkrivena 1682. Njegova oznaka u tom izgledu po savremenom sistemu je 1P/1682 Q1. Komete koje su prvi put otkrivene kao asteroidi zadržavaju slovnu oznaku. Na primjer, P/2004 EW38 (Catalina-LINEAR).
Struktura kometa
Kometa se sastoji od:
1. Core
2. Koma
3. Rep
U središtu kome nalazi se jezgro - čvrsto tijelo ili konglomerat tijela promjera nekoliko kilometara. Gotovo sva masa komete je koncentrisana u njenom jezgru; ova masa je milijarde puta manja od Zemljine. Prema modelu F. Whipplea, jezgro komete sastoji se od mješavine raznih ledova, uglavnom vodenog leda s primjesom smrznutog ugljičnog dioksida, amonijaka i prašine. Ovaj model je potvrđen i astronomskim opservacijama i direktnim mjerenjima iz svemirskih letjelica u blizini jezgara kometa Halley i Giacobini-Zinner u periodu 1985-1986.
Jezgra kometa su ostaci primarne materije Sunčevog sistema, koja je činila protoplanetarni disk. Stoga njihovo proučavanje pomaže da se obnovi slika formiranja planeta, uključujući i Zemlju. U principu, neke komete bi mogle doći do nas iz međuzvjezdanog prostora, ali do sada nijedna takva kometa nije pouzdano identificirana.
Kada se kometa približi Suncu, njeno jezgro se zagreva i led sublimira, tj. ispariti bez topljenja. Nastali plin se raspršuje u svim smjerovima iz jezgre, uzimajući sa sobom čestice prašine i stvarajući komu. Molekuli vode uništeni sunčevom svjetlošću formiraju ogromnu vodikovu koronu oko jezgra komete. Osim sunčeve privlačnosti, na razrijeđenu materiju komete djeluju i odbojne sile, zbog čega se formira rep. Na neutralne molekule, atome i čestice prašine utječe pritisak sunčeve svjetlosti, dok na ionizirane molekule i atome jače djeluje pritisak sunčevog vjetra.
Ponašanje čestica koje formiraju rep postalo je mnogo jasnije nakon direktnog proučavanja kometa 1985-1986. Rep plazme, koji se sastoji od naelektrisanih čestica, ima složenu magnetnu strukturu sa dva regiona različitog polariteta. Na strani kome koja je okrenuta prema Suncu formira se frontalni udarni talas koji pokazuje visoku aktivnost plazme.
Iako rep i koma sadrže manje od milionitog dela mase komete, 99,9% svetlosti dolazi iz ovih gasnih formacija, a samo 0,1% iz jezgra. Činjenica je da je jezgro vrlo kompaktno i da ima nizak koeficijent refleksije (albedo).
Glavne gasne komponente kometa su navedene u opadajućem redosledu njihovog sadržaja. Kretanje gasa u repovima kometa pokazuje da je pod jakim uticajem negravitacionih sila. Sjaj gasa pobuđuje sunčevo zračenje. |
||
Atomi |
Molekule |
Joni |
GASNE KOMPONENTE KOMETA |
||
Čestice izgubljene kometom kreću se po svojim orbitama i, ulazeći u atmosferu planeta, uzrokuju formiranje meteora („zvijezde padalice“). Većina meteora koje opažamo je povezana sa česticama komete. Ponekad je uništenje kometa više katastrofalno. Kometa Bijela, otkrivena 1826. godine, podijelila se na dva dijela pred posmatračima 1845. godine. Kada je ova kometa poslednji put viđena 1852. godine, delovi njenog jezgra bili su milioni kilometara udaljeni jedan od drugog. Nuklearna fisija obično najavljuje potpuni raspad komete. 1872. i 1885. godine, kada bi Bijela kometa, da joj se ništa nije dogodilo, prešla Zemljinu orbitu, uočene su neobično jake kiše meteora.
Recimo vam detaljnije o svakom elementu strukture komete:
CORE
Jezgro je čvrsti dio komete u kojem je koncentrisana gotovo sva njena masa. Jezgra kometa trenutno su nedostupna teleskopskim osmatranjima, jer su skrivena blistavom materijom koja se neprekidno formira.
Prema najčešćem Whipple modelu, jezgro je mješavina leda prošaranog česticama meteorske materije (teorija „prljave snježne grudve“). Kod ove strukture, slojevi smrznutih plinova se izmjenjuju sa slojevima prašine. Kako se plinovi zagrijavaju, oni isparavaju i nose oblake prašine sa sobom. Ovo objašnjava formiranje repova gasa i prašine u kometama.
Prema studijama provedenim pomoću američke automatske stanice Deep Impact, lansirane 2005. godine, jezgro se sastoji od vrlo labavog materijala i predstavlja grudu prašine s porama koje zauzimaju 80% njegove zapremine.
Jezgra kometa sastoje se od leda s dodatkom kosmičke prašine i smrznutih hlapljivih spojeva: ugljičnog monoksida i dioksida, metana, amonijaka.
 |
|
KOMETI U SUNČEVOM SISTEMU |
|
Jezgro ima prilično nizak albedo, oko 4%. Prema glavnoj hipotezi, to se objašnjava prisustvom matriksa prašine koji nastaje prilikom isparavanja leda i nakupljanja čestica prašine na površini, slično kao što raste sloj površinske morene prilikom povlačenja glečera na Zemlji. Studija Halejeve komete koju je sprovela sonda Giotto otkrila je da ona reflektuje samo 4% upadne svetlosti na nju, a Deep Space 1 izmerio je albedo komete Borelli, koji je bio samo 2,5-3,0%. Postoje i sugestije da površina nije prekrivena matricom prašine, već matricom složenih organskih spojeva, tamnih poput katrana ili bitumena. Hipotetički, na nekim kometama, tokom vremena, aktivnost može nestati, sa prestankom sublimacije.
Do danas je malo kometa čija su jezgra direktno posmatrana. Upotreba svemirskih letjelica omogućila je direktno proučavanje njihovih kome i jezgara i dobijanje slika izbliza.
SASTANAK SA KOMETOM |
- Halejeva kometa postao je prva kometa koju su istražile svemirske letjelice. Vega-1 i Vega-2 su 6. i 9. marta 1986. prošle na udaljenosti od 8890 i 8030 km od jezgra komete. Prenijeli su 1.500 slika unutrašnjeg oreola i, po prvi put u istoriji, fotografije jezgra, te izvršili niz instrumentalnih opservacija. Zahvaljujući njihovim zapažanjima, bilo je moguće prilagoditi orbitu sljedeće letjelice, sonde Giotto Evropske svemirske agencije, koja je 14. marta omogućila još bliži let na udaljenosti od 605 km. Dve japanske svemirske letelice su takođe doprinele proučavanju komete: Suisei (let 8. marta, 150 hiljada km) i Sakigake (10. marta, 7 miliona km, korišćen za vođenje prethodne letelice). Svih ovih 5 svemirskih letelica koje su istraživale Halejevu kometu tokom njenog prolaska 1986. godine dobile su nezvanični naziv "Halejeva armada". |
SASTANAK SA KOMETOM |
Veličina jezgra komete može se procijeniti iz posmatranja u vrijeme kada je udaljena od Sunca i nije obavijena omotačem plina i prašine. U ovom slučaju svjetlost se reflektira samo od čvrste površine jezgra, a njen prividni sjaj ovisi o površini poprečnog presjeka i refleksiji (albedo).
Sublimacija - prijelaz tvari iz čvrstog u plinovito stanje je važan za fiziku kometa. Mjerenja svjetline i spektra emisije kometa pokazala su da topljenje glavnog leda počinje na udaljenosti od 2,5–3,0 AJ, kao što bi trebalo biti ako je led uglavnom voda. To je potvrđeno proučavanjem kometa Halley i Giacobini-Zinner. Gasovi koji se prvi primećuju kada se kometa približava Suncu (CN, C 2) verovatno su rastvoreni u vodenom ledu i formiraju gasne hidrate (klatrate). Kako će ovaj "kompozitni" led sublimirati u velikoj mjeri ovisi o termodinamičkim svojstvima vodenog leda. Sublimacija mješavine prašine i leda odvija se u nekoliko faza. Mlazovi gasa i sitne i pahuljaste čestice prašine koje oni pokupe napuštaju jezgro, jer je privlačenje na njegovoj površini izuzetno slabo. Ali tok plina ne odnosi guste ili međusobno povezane teške čestice prašine i formira se kora prašine. Zatim sunčevi zraci zagreju sloj prašine, toplota prolazi unutra, led sublimira, a tokovi gasa se probijaju, razbijajući koru prašine. Ovi efekti su postali očigledni tokom posmatranja Halejeve komete 1986. godine: sublimacija i odliv gasa desili su se samo u nekoliko oblasti jezgra komete koje je osvetljavalo Sunce. Vjerovatno je na ovim područjima bio izložen led, dok je ostatak površine bio prekriven korom. Otpušteni gas i prašina formiraju vidljive strukture oko jezgra komete.
KOMA
Zrnca prašine i gas neutralnih molekula formiraju gotovo sferičnu komu komete. Obično se koma proteže od 100 hiljada do 1 milion km od jezgra. Lagani pritisak može deformisati komu, rastežući je u antisolarnom pravcu.
Koma je lagana, maglovita školjka u obliku čaše koja se sastoji od gasova i prašine. Koma, zajedno sa jezgrom, čini glavu komete. Koma se najčešće sastoji od tri glavna dijela:
- Unutrašnja koma(molekularne, hemijske i fotohemijske). Ovdje se odvijaju najintenzivniji fizički i kemijski procesi.
- Vidljiva koma(radikalna koma).
- Ultraljubičasta koma(atomski).
 |
|
Slika komete C/2001 Q4 (NEAT) |
|
KOMETI U SUNČEVOM SISTEMU |
|
Budući da je jezgro leda uglavnom voda, koma uglavnom sadrži molekule H 2 O. Fotodisocijacija razlaže H 2 O na H i OH, a zatim OH na O i H. Brzi atomi vodika lete daleko od jezgra prije nego što postanu jonizirani, a formiraju vodikovu koronu, čija prividna veličina često premašuje solarni disk.
REP
Rep komete je izduženi trag prašine i gasa kometne materije, koji nastaje kada se kometa približava Suncu i vidljiv je zbog raspršivanja sunčeve svetlosti po njoj. Obično usmjerena od Sunca.
Kako se kometa približava Suncu, isparljive supstance sa niskim tačkama ključanja, kao što su voda, monoksid, ugljen monoksid, metan, azot i eventualno drugi smrznuti gasovi, počinju da sublimiraju sa površine njenog jezgra. Ovaj proces dovodi do stvaranja kome. Isparavanje ovog prljavog leda oslobađa čestice prašine koje se gase iz jezgre. Molekuli gasa u komi apsorbuju sunčevu svetlost i zatim je ponovo emituju na različitim talasnim dužinama (ovaj fenomen se naziva fluorescencija), a čestice prašine rasipaju sunčevu svetlost u različitim pravcima bez promene talasne dužine. Oba ova procesa rezultiraju time da koma postaje vidljiva vanjskom promatraču.
Uprkos činjenici da je manje od milionitog dela mase komete koncentrisano u repu i komi, skoro 99,9% sjaja koji posmatramo dok kometa prolazi nebom dolazi od ovih gasnih formacija. Činjenica je da je jezgro vrlo kompaktno i ima nizak koeficijent refleksije (albedo).
Repovi kometa razlikuju se po dužini i obliku. Neke komete ih protežu po cijelom nebu. Na primjer, rep komete koji se pojavio 1944. bio je dugačak 20 miliona km. A kometa C/1680 V1 imala je rep koji se protezao na 240 miliona km. Zabilježeni su i slučajevi odvajanja repa od komete (C/2007 N3 (Lulin)).
Repovi kometa nemaju oštre obrise i gotovo su prozirni - kroz njih se jasno vide zvijezde - budući da su formirani od izuzetno rijetke materije (njena gustina je mnogo manja od gustine gasa oslobođenog iz upaljača). Njegov sastav je raznolik: plin ili sitne čestice prašine, ili mješavina oboje. Sastav većine zrna prašine sličan je materijalu asteroida u Sunčevom sistemu, kao što je otkriveno istraživanjem komete 81P/Wilda svemirske letjelice Stardust. U suštini, ovo je „ništa vidljivo“: osoba može posmatrati repove kometa samo zato što gas i prašina sijaju. U ovom slučaju, sjaj plina je povezan s njegovom ionizacijom ultraljubičastim zrakama i strujama čestica izbačenih sa sunčeve površine, a prašina jednostavno raspršuje sunčevu svjetlost.
Teoriju repova i oblika kometa razvio je krajem 19. veka ruski astronom Fjodor Bredikhin. On također pripada klasifikaciji repova kometa, koja se koristi u modernoj astronomiji.
Bredikhin je predložio klasifikaciju repova kometa u tri glavna tipa:
- Tip I Prava i uska, usmjerena direktno od Sunca;
- II tip.Široko i blago zakrivljeno, odmaknuto od Sunca;
- III tip. Kratka, jako odstupljena od centralne svjetiljke.
Astronomi objašnjavaju ove različite oblike kometnih repova na sljedeći način. Čestice koje čine komete imaju različite sastave i svojstva i različito reaguju na sunčevo zračenje. Tako se putanje ovih čestica u svemiru "razilaze", a repovi svemirskih putnika poprimaju različite oblike.
Brzina čestice emitovane iz jezgra komete sastoji se od brzine stečene kao rezultat djelovanja Sunca - usmjerena je od Sunca do čestice i brzine kretanja komete čiji je vektor tangentan. na svoju orbitu, stoga čestice koje se emituju u određenom trenutku, generalno, neće biti locirane na pravoj liniji, već na krivulji koja se zove sindinamija. Sindina će predstavljati položaj repa komete u tom trenutku. Prilikom pojedinačnih oštrih izbacivanja, čestice formiraju segmente ili linije na sindini pod uglom u odnosu na nju, nazvane sinhroni. Koliko će se rep komete razlikovati od pravca od Sunca do komete zavisi od mase čestica i delovanja Sunca.
Utjecaj sunčevog zračenja na komu dovodi do formiranja repa komete. Ali i ovdje se prašina i plin ponašaju drugačije. Ultraljubičasto zračenje sunca jonizuje neke od molekula gasa, a pritisak sunčevog vetra, koji je mlaz naelektrisanih čestica koje emituje Sunce, gura ione, razvlačeći komu u dugačak rep koji može da se proteže više od 100 miliona kilometara. Promjene u strujanju sunčevog vjetra mogu dovesti do uočenih brzih promjena u izgledu repa, pa čak i do potpunog ili djelomičnog loma. Sunčev vjetar ubrzava ione do brzina od desetina i stotina kilometara u sekundi, mnogo veće od brzine orbitalnog kretanja komete. Stoga je njihovo kretanje usmjereno gotovo tačno u smjeru od Sunca, kao i rep tipa I koji formiraju. Jonski repovi imaju plavkasti sjaj zbog fluorescencije. Sunčev vetar gotovo da nema uticaja na kometnu prašinu, on se potiskuje iz kome pod pritiskom sunčeve svetlosti. Prašinu ubrzava svjetlost mnogo slabija od jona solarni vjetar, pa je njeno kretanje određeno početnom orbitalnom brzinom kretanja i ubrzanjem pod utjecajem svjetlosnog pritiska. Prašina zaostaje za jonskim repom i formira repove tipa II ili III zakrivljene u pravcu orbite. Jalovina tipa II nastaje ujednačenim strujanjem prašine sa površine. Repovi tipa III su rezultat kratkotrajnog oslobađanja velikog oblaka prašine. Zbog širenja ubrzanja koje pod uticajem laganog pritiska dobijaju zrna prašine različitih veličina, početni oblak se takođe rasteže u rep, obično zakrivljen čak i jače od repa tipa II. Prašni repovi sijaju difuznom crvenkastom svjetlošću.
Prašni rep je obično ujednačen i proteže se milionima i desetinama miliona kilometara. Nastaje od zrna prašine odbačenih iz jezgra u antisolarnom smjeru pod pritiskom sunčeve svjetlosti, a ima žućkastu boju jer zrnca prašine jednostavno raspršuju sunčevu svjetlost. Strukture repa prašine mogu se objasniti neravnomjernom erupcijom prašine iz jezgre ili uništavanjem zrna prašine.
Plazma rep, dugačak desetine ili čak stotine miliona kilometara, vidljiva je manifestacija složene interakcije između komete i solarnog vjetra. Neki molekuli koji napuštaju jezgro su jonizovani sunčevim zračenjem, formirajući molekularne ione (H 2 O +, OH +, CO +, CO 2 +) i elektrone. Ova plazma sprečava kretanje sunčevog vetra, koji je prožet magnetnim poljem. Kada kometa udari u kometu, linije polja se omotavaju oko nje, poprimajući oblik ukosnice i stvarajući dva područja suprotnog polariteta. Molekularni ioni su zarobljeni u ovoj magnetskoj strukturi i formiraju vidljivi plazma rep u svom centralnom, najgušćem dijelu, koji ima plavu boju zbog spektralnih traka CO+. Ulogu solarnog vjetra u formiranju plazma repova utvrdili su L. Biermann i H. Alfven 1950-ih. Njihovi proračuni potvrdili su mjerenja iz svemirskih letjelica koje su letjele kroz rep kometa Giacobini-Zinner i Halley 1985. i 1986. godine.
Događaju se i drugi fenomeni interakcije sa Sunčevim vjetrom, koji udari kometu brzinom od oko 400 km/s i ispred sebe formira udarni val, u kojem se materija vjetra i glave komete zbijaju. u repu plazme. Proces “hvatanja” igra značajnu ulogu; njegova suština je da neutralni molekuli komete slobodno prodiru u tok solarnog vjetra, ali odmah nakon ionizacije počinju aktivno stupati u interakciju s magnetskim poljem i ubrzavaju se do značajnih energija. Istina, ponekad se uočavaju vrlo energični molekularni joni koji su neobjašnjivi sa stanovišta navedenog mehanizma. Proces hvatanja takođe pobuđuje plazma talase u gigantskom volumenu prostora oko jezgra. Posmatranje ovih pojava je od fundamentalnog interesa za fiziku plazme.
“Prelom repa” je divan prizor. Kao što je poznato, u normalnom stanju rep plazme je magnetnim poljem povezan sa glavom komete. Međutim, često se rep odvaja od glave i zaostaje, a na njegovom mjestu se formira novi. To se događa kada kometa prođe kroz granicu područja solarnog vjetra sa suprotno usmjerenim magnetskim poljem. U ovom trenutku magnetska struktura repa se preuređuje, što izgleda kao lom i formiranje novog repa. Složena topologija magnetnog polja dovodi do ubrzanja nabijenih čestica; Ovo može objasniti pojavu brzih jona navedenih gore.
Anti-Tail je termin koji se koristi u astronomiji da opiše jedan od tri tipa repova koji se pojavljuju na kometi dok se približava Suncu. Posebnost ovog repa je u tome što je, za razliku od druga dva repa, prašine i gasa, usmjeren prema Suncu, a ne od njega, pa je geometrijski suprotan ostalim repovima. Antirep se sastoji od velikih čestica prašine, koje su zbog svoje mase i veličine slabo pod utjecajem sunčevog vjetra i po pravilu ostaju u ravnini orbite komete, na kraju poprimajući oblik diska. Zbog prilično niske koncentracije čestica prašine, ovaj disk je gotovo nemoguće vidjeti u normalnim uvjetima. Stoga se može otkriti samo na ivici kada je dovoljno svijetla da se može promatrati. Ovo postaje moguće u kratkom vremenskom periodu kada Zemlja pređe ravan orbite komete. Kao rezultat, disk postaje vidljiv u obliku malog repa usmjerenog od Sunca.
Pošto čestice prašine imaju oblik diska, sasvim je prirodno da antirep postoji ne samo ispred, već i iza i sa strane komete. Ali sa strane komete se ne vidi zbog jezgra komete, a iza njega se gubi iza gušćih i sjajnijih repova prašine i gasa.
Većina kometa u prolazu je premala da bi otkrila antirep, ali postoje neke komete dovoljno velike da to učine, kao što je kometa C/1995 O1 (Hale-Bopp) iz 1997.
Degenerisana kometa
Degenerirana kometa je ona koja je izgubila većinu svojih hlapljivih tvari i stoga više ne formira rep ili komu dok se približava Suncu. Sve hlapljive tvari su već isparile iz jezgra komete, a preostale stijene se uglavnom sastoje od relativno teških neisparljivih elemenata, sličnih onima uobičajenim na površini asteroida. Izumrle komete su mala, tamna nebeska tijela koja je vrlo teško otkriti čak i najmoćnijim teleskopima.
Da bi kometa izumrla, ne mora da izgubi sve svoje isparljive supstance: dovoljno je da budu zatvorene pod slojem sedimentnih neisparljivih jedinjenja. Takvi slojevi se mogu formirati ako površina komete sadrži nehlapljiva jedinjenja. Kako plinovi i druge hlapljive tvari isparavaju, nehlapljiva jedinjenja se talože i akumuliraju da formiraju koru debljine nekoliko centimetara, koja na kraju potpuno blokira pristup sunčevoj energiji dubokim slojevima. Kao rezultat toga, sunčeva toplina više ne može probiti ovu koru i zagrijati je do temperature na kojoj bi počele isparavati - kometa se pretvara u izumrlu. Ove vrste kometa se ponekad nazivaju i skrivenim ili uspavanim. Primjer takvog tijela je asteroid (14827) Hypnos.
Termin uspavane komete se također koristi za opisivanje neaktivnih kometa koje mogu postati aktivne ako su dovoljno blizu Sunca. Na primjer, tokom prolaska perihela 2008. godine, kometna aktivnost asteroida (52872) Okiroya značajno se pojačala. I asteroid (60558) Echeclus, nakon što je zabilježena pojava kome, također je dobio oznaku komete 174P/Echeclus.
Kada su asteroidi i komete podijeljeni u dvije različite klase, glavne razlike između ovih klasa nisu dugo formulirane. Ovo pitanje je riješeno tek 2006. godine na 26. Generalnoj skupštini u Pragu. Prepoznata je glavna razlika između asteroida i komete u tome što kometa, približavajući se Suncu, formira komu oko sebe zbog sublimacije leda blizu površine pod uticajem sunčevog zračenja, dok asteroid nikada ne formira koma. Kao rezultat toga, neki su objekti dobili dvije oznake odjednom, budući da su u početku bili klasificirani kao asteroidi, ali su potom, kada je u njima otkrivena kometna aktivnost, dobili i oznaku komete. Druga razlika je u tome što komete imaju tendenciju da imaju izdužene orbite od većine asteroida - stoga je vjerovatnije da su "asteroidi" s visokim orbitalnim ekscentricitetom jezgra izumrlih kometa. Drugi važan pokazatelj je blizina orbite Suncu: pretpostavlja se da su većina objekata koji se kreću po orbitama blizu Sunca također izumrle komete. Otprilike 6% svih asteroida blizu Zemlje su izumrle komete koje su već u potpunosti iscrpile svoje rezerve hlapljivih tvari. Sasvim je moguće da sve komete prije ili kasnije izgube sve svoje hlapljive tvari i pretvore se u asteroide.
Strah od sudara komete sa Zemljom zauvek će živeti u srcima naših naučnika. I dok se oni boje, sjetimo se najsenzacionalnijih kometa koje su uzbuđivale čovječanstvo.
Kometa Lovejoy
U novembru 2011. australijski astronom Terry Lovejoy otkrio je jednu od najvećih kometa cirkumsolarne Kreutz grupe, prečnika oko 500 metara. Proleteo je kroz solarnu koronu i nije izgoreo, bio je jasno vidljiv sa Zemlje i čak je fotografisan sa Međunarodne svemirske stanice.
Izvor: space.com
Comet McNaught
Prva najsjajnija kometa 21. veka, takođe nazvana "Velika kometa 2007. godine". Otkrio ga je astronom Robert McNaught 2006. U januaru i februaru 2007. bio je jasno vidljiv golim okom stanovnicima južne hemisfere planete. Sljedeći povratak komete neće doći uskoro - za 92.600 godina.
Izvor: wyera.com
Komete Hale-Bopp i Hyakutake
Pojavljivali su se jedan za drugim - 1996. i 1997. godine, takmičeći se u svjetlini. Ako je kometa Hale-Bopp otkrivena još 1995. godine i letjela je striktno "po rasporedu", Hyakutake je otkriven samo nekoliko mjeseci prije približavanja Zemlji.
Izvor: web stranica
Comet Lexel
Godine 1770. kometa D/1770 L1, koju je otkrio ruski astronom Andrej Ivanovič Leksel, prošla je na rekordno maloj udaljenosti od Zemlje - samo 1,4 miliona kilometara. Ovo je otprilike četiri puta dalje nego što je Mjesec od nas. Kometa je bila vidljiva golim okom.
Izvor: solarviews.com
1948 Eclipse Comet
1. novembra 1948. godine, tokom potpunog pomračenja Sunca, astronomi su neočekivano otkrili sjajnu kometu nedaleko od Sunca. Zvanično nazvana C/1948 V1, bila je to posljednja "iznenadna" kometa našeg vremena. To se moglo vidjeti golim okom do kraja godine.
Izvor: philos.lv
Velika januarska kometa 1910
Pojavio se na nebu nekoliko mjeseci prije Halejeve komete, koju su svi čekali. Novu kometu prvi su primijetili rudari iz afričkih rudnika dijamanata 12. januara 1910. godine. Kao i mnoge super-sjajne komete, bio je vidljiv čak i tokom dana.
Izvor: arzamas.academy
Velika martovska kometa iz 1843
Takođe uključen u Kreutzovu porodicu cirkumsolarnih kometa. Letio je samo 830 hiljada kilometara od centra Sunca i bio je jasno vidljiv sa Zemlje. Njegov rep je jedna od najdužih od svih poznatih kometa = dvije astronomske jedinice (1 astronomska jedinica jednaka je udaljenosti između Zemlje i Sunca).
Od svih kometa, Halejeva kometa je verovatno najpoznatija. Pojavljuje se na nebu svakih 75,5 godina, krećući se po izduženoj eliptičnoj orbiti oko Sunca.
Od 239. pne. e., odnosno otkako je pojava Halejeve komete zabeležena u istorijskim hronikama, ona je primećena 30 puta. To je zbog činjenice da je mnogo veći i mnogo aktivniji od drugih periodičnih kometa.
Kometa je, kao što je lako razumjeti, nazvana po engleskom astronomu i fizičaru Edmundu Haleju (1656-1742), iako on nije bio njen otkrivač. Ali Halej je bio prvi koji je 1705. otkrio vezu između komete koju je posmatrao 1682. i niza drugih kometa, čija je pojava zvanično zabeležena u intervalu od 76 godina.
Štaviše, na osnovu zakona Isaka Njutna o univerzalnoj gravitaciji, naučnik je takođe mogao da izračuna orbite nekih planeta. Iz ovih proračuna proizilazi da su orbite kometa koje su uočene 1531., 1607. i 1682. bile u velikoj mjeri slične. A na osnovu ovih podataka, Halej je predvideo da će se kometa ponovo pojaviti 1758-1759. Naučnikovo predviđanje se u potpunosti obistinilo, ali tek nakon njegove smrti.
Perihel orbite Halejeve komete je između orbita Merkura i Venere na udaljenosti od 0,587 AJ. e. Najudaljenija tačka njegove putanje nalazi se izvan orbite Neptuna na udaljenosti od 35,31 AJ. e. Orbita je nagnuta prema glavnoj ravni Sunčevog sistema za 162°, a kometa se kreće duž orbite u pravcu suprotnom kretanju planeta.
1986. Halejeva kometa se ponovo približila našoj planeti. Ali zbog meteoroloških uslova, bilo je veoma teško posmatrati ga sa Zemlje. Međutim, svemirske sonde koje su poslale brojne zemlje bile su prilično uspješne u proučavanju komete.
Kao rezultat istraživanja konačno je dokazano da kometa ima čvrsto jezgro koje se sastoji od leda i prašine. Ima izduženi oblik. Dužina jezgra je 14 kilometara, a skoro ista visina i širina - po 7,5 kilometara. Rotira se sporo, obavljajući jedan obrt svakih 7,1 dan.
Jezgro Halejeve komete je veoma tamno, tako da reflektuje samo 4% upadne sunčeve svetlosti. Zbog činjenice da je na strani okrenutoj prema Suncu temperatura dostizala skoro 100 stepeni Celzijusa, zabilježene su i emisije gasova i prašine.
Kada se bilo koja kometa nalazi na minimalnoj udaljenosti od Sunca, njeno jezgro je uništeno. Istovremeno, plinovi koji isparavaju s površine komete nose sa sobom pojedinačne čestice različitih veličina.
A ako se mikroskopske čestice prašine pod utjecajem pritiska sunčeve svjetlosti "gurnu" u rep, tada svjetlosni pritisak nema utjecaja na velike čestice. U ovom slučaju, zrnca prašine i čestice odvojene od površine jezgra komete kreću se s njom duž orbite komete. I nakon nekog vremena ispunjavaju određeni eliptični torus sa orbitom date komete kao njegovom osom. A pošto se Halejeva kometa kreće po svojoj sadašnjoj orbiti više od sto hiljada godina, to znači da se roj čestica prašine na njoj odavno zatvorio. Istina, ova akumulacija "kosmičke prašine" se sastoji ne samo od čestica prašine, već i fragmenata kometne materije veličine od zrna pijeska do fragmenata i blokova, težine nekoliko kilograma ili tona.
Postoje dvije poznate meteorske kiše povezane sa Halejevom kometom: Akvaridi, koji su uočeni u maju, i Oriidi, posmatrani u oktobru.
Posmatranja kretanja ovih rojeva čestica su utvrdila da moderne meteore iz tokova Aquarida i Orionida stvaraju one čestice koje su izbačene iz komete prije nekoliko hiljada godina.
Zauzvrat, analiza podataka o padu meteorita od 1800. do danas otkrila je periodičnost ovih događaja. Štaviše, ova informacija sadrži podatke o periodima od približno 75 godina. A ova brojka je vrlo blizu prosječnom periodu okretanja u orbiti Halejeve komete.
Astronomi ovu periodičnost u učestalosti pada meteorita objašnjavaju činjenicom da se jezgra komete sastoje od mnogih pojedinačnih tijela, koja se pod utjecajem Sunčeve gravitacije jedno za drugim otkidaju...
Napomenimo još jednu zanimljivu činjenicu vezanu za Halejevu kometu. Stoga se vjeruje da je njegovo jezgro monolitno. Međutim, tokom prolaska Halejeve komete u blizini Zemlje 1910. godine, mnogi posmatrači su primetili pojave koje ukazuju na fragmentaciju njenog jezgra.
Tako je uočeno da se jezgro komete sastoji od nekoliko svijetlih formacija koje su vrlo brzo nestale. Tada se jezgro Halejeve komete ponovo našlo usamljeno, pa ponovo fragmentovano.
Pored Halejeve komete, značajnu popularnost među astronomima stekli su i neki drugi repovi nebeski objekti.
Na primjer, kometa Biela je poznata po tome što se podijelila na dva dijela prije nego što je potpuno nestala. Otkriven je 1772. Kada je ponovo viđen 27. februara 1826. godine, astronomi su mogli prilično precizno izračunati njegovu orbitu. A onda je na osnovu ovih podataka ustanovljeno da je njegov period bio 6,6 godina.
Kada se kometa pojavila 1846. godine, već je bila podeljena na dva dela. I nakon još 6,6 godina, dvije polovine bile su na udaljenosti većoj od dva miliona kilometara, ali su se kretale u istoj orbiti. Dva tijela nakon toga nikada nisu viđena.
Kometa Shoemaker-Levy postala je nadaleko poznata po padu na planetu Jupiter u julu 1994. godine. Kada je prvi put fotografisan 25. marta 1993., bio je u orbiti oko Jupitera sa 2-godišnjim orbitalnim periodom i bio je lanac od oko 20 pojedinačnih fragmenata.
Matematički modeli su pokazali da je ova kometa kružila oko Jupitera nekoliko decenija. Ali onda se, pod uticajem plimnih sila, tokom bliskog približavanja Jupiteru u julu 1992. odvojio. Ovaj sastanak je također izazvao promjenu putanje njegovih fragmenata, što ih je dovelo do sudara s planetom.
Sudarili su se sa Jupiterom jedan za drugim između 16. i 22. jula 1994. godine. Kao rezultat ove katastrofe, u atmosferi Jupitera pojavili su se veliki tamni oblaci, koji nisu nestajali nekoliko mjeseci. U infracrvenom svetlu primetni su i jaki blicevi...
Pretpostavlja se da dugoperiodične komete lete do nas iz Oortovog oblaka, koji sadrži milione kometnih jezgara. Tijela koja se nalaze na periferiji Sunčevog sistema, po pravilu se sastoje od isparljivih tvari (voda, metan i drugi led) koje isparavaju kada se približavaju Suncu.
Do danas je otkriveno više od 400 kratkoperiodičnih kometa. Od toga, oko 200 je uočeno tokom više od jednog prolaska perihela. Mnogi od njih pripadaju takozvanim porodicama. Na primjer, otprilike 50 kometa najkraćeg perioda (njihova potpuna revolucija oko Sunca traje 3-10 godina) čine Jupiterovu porodicu. Nešto manji broj su porodice Saturna, Urana i Neptuna (potonji posebno uključuje čuvenu Halejevu kometu).
Komete koje izlaze iz svemirskih dubina izgledaju kao magloviti objekti sa repom koji se vuče iza njih, ponekad dostižući dužinu od miliona kilometara. Jezgro komete je tijelo od čvrstih čestica i leda obavijeno magličastim omotačem koji se naziva koma. Jezgro promjera nekoliko kilometara može imati oko sebe komu promjera 80 hiljada km. Mlazovi sunčeve svetlosti izbacuju čestice gasa iz kome i izbacuju ih nazad, povlačeći ih u dugi zadimljeni rep koji se vuče za njom u svemir.
Sjaj kometa u velikoj meri zavisi od njihove udaljenosti od Sunca. Od svih kometa, samo mali dio dolazi dovoljno blizu Sunca i Zemlje da se vidi golim okom. Najistaknutije od njih se ponekad nazivaju "Velike komete".
Struktura kometa
Komete se kreću po izduženim eliptičnim orbitama. Obratite pažnju na dva različita repa.
U pravilu, komete se sastoje od "glave" - male svijetle nakupine jezgre, koja je okružena laganom, maglovitom ljuskom (komom) koja se sastoji od plinova i prašine. Kako se sjajne komete približavaju Suncu, formiraju "rep" - slabu svjetleću traku, koja je, kao rezultat laganog pritiska i djelovanja sunčevog vjetra, najčešće usmjerena u smjeru suprotnom od naše zvijezde.
Repovi nebeskih kometa razlikuju se po dužini i obliku. Neke komete ih protežu po cijelom nebu. Na primjer, rep komete koji se pojavio 1944. odrediti], bio je dugačak 20 miliona km. A kometa C/1680 V1 imala je rep koji se protezao na 240 miliona km.
Repovi kometa nemaju oštre obrise i gotovo su prozirni - kroz njih se jasno vide zvijezde - budući da su formirani od izuzetno rijetke materije (njena gustina je mnogo manja od gustine gasa oslobođenog iz upaljača). Njegov sastav je raznolik: plin ili sitne čestice prašine, ili mješavina oboje. Sastav većine zrna prašine sličan je materijalu asteroida Sunčevog sistema, što je otkriveno istraživanjem komete Wild (2) svemirske letjelice Stardust. U suštini, ovo je „ništa vidljivo“: osoba može posmatrati repove kometa samo zato što gas i prašina sijaju. U ovom slučaju, sjaj plina je povezan s njegovom ionizacijom ultraljubičastim zrakama i strujama čestica izbačenih sa sunčeve površine, a prašina jednostavno raspršuje sunčevu svjetlost.
Teoriju repova i oblika kometa razvio je krajem 19. stoljeća ruski astronom Fedor Bredikhin (-). On također pripada klasifikaciji repova kometa, koja se koristi u modernoj astronomiji.
Bredikhin je predložio klasifikaciju repova kometa u tri glavna tipa: ravni i uski, usmjereni direktno od Sunca; širok i blago zakrivljen, odstupajući od Sunca; kratka, jako nagnuta od centralne svetiljke.
Astronomi objašnjavaju ove različite oblike kometnih repova na sljedeći način. Čestice koje čine komete imaju različite sastave i svojstva i različito reaguju na sunčevo zračenje. Tako se putanje ovih čestica u svemiru "razilaze", a repovi svemirskih putnika poprimaju različite oblike.
Komete izbliza
Šta su same komete? Astronomi su ih sveobuhvatno razumjeli zahvaljujući uspješnim "posjetima" Halejevoj kometi svemirskih letjelica Vega-1 i Vega-2 i evropskog Giotta. Brojni instrumenti instalirani na ovim uređajima prenosili su na Zemlju slike jezgra komete i razne informacije o njenom omotaču. Ispostavilo se da se jezgro Halejeve komete sastoji uglavnom od običnog leda (sa malim uključcima leda ugljičnog dioksida i metana), kao i čestica prašine. Upravo oni formiraju omotač komete, a kako se ona približava Suncu, neki od njih - pod pritiskom sunčevih zraka i solarnog vjetra - pretvaraju se u rep.
Dimenzije jezgra Halejeve komete, kako su naučnici tačno izračunali, jednake su nekoliko kilometara: 14 u dužinu, 7,5 u poprečnom pravcu.
Jezgro Halejeve komete ima nepravilan oblik i rotira se oko ose, koja je, kako je sugerisao nemački astronom Fridrih Besel (-), skoro okomita na ravan orbite komete. Pokazalo se da je period rotacije 53 sata - što se opet dobro slagalo sa proračunima astronoma.
Bilješke
Istraživači kometa
Wikimedia fondacija. 2010.
Pogledajte šta su "komete" u drugim rječnicima:
Nebeska tijela koja se povremeno pojavljuju u Sunčevom sistemu. To su svijetle magline sa sjajnom jezgrom iznutra; najčešće iza njih postoji lagani trag, ili, kako se zove, rep; uvek je okrenuta u suprotnom smeru od sunca..... Rečnik stranih reči ruskog jezika
- (grč. singular kometes, slov. dugodlaki) mala tijela Sunčevog sistema sa produženim (do stotine miliona km) nestacionarnim atmosferama. Fizička tijela se također razlikuju od ostalih malih tijela. chem. i orbitalne karakteristike. Posmatra se sa Zemlje...... Fizička enciklopedija
- (Komet) nebeska tijela u obliku magličaste mrlje sa manje ili više svijetlim jezgrom u sredini; Većinu njih prati, osim toga, prilično lagana maglovita pruga, nazvana rep komete. Neki od njih se pojavljuju na luku... ... Morski rječnik
komete- Nebeska tela Sunčevog sistema, koja se kreću u veoma izduženim orbitama, koja se sastoje od ledenog jezgra i gasovitog „repa“ protegnutog preko milion km. [Rječnik geoloških pojmova i pojmova. Tomsk State University] Teme… … Vodič za tehnički prevodilac
- (od grčkog kometes zvezda sa repom, kometa; bukvalno dugodlaka) tela Sunčevog sistema, koja imaju izgled magličastih objekata, obično sa svetlom grupom jezgra u centru i repom. Opće informacije o kometama. K. se posmatraju kada... Velika sovjetska enciklopedija
- (od grčkog komētēs, bukvalno dugodlaki), tijela Sunčevog sistema kreću se u veoma izduženim orbitama, na znatnim udaljenostima od Sunca izgledaju kao slabo svjetleće mrlje ovalnog oblika, a kako se približavaju Suncu pojavljuju se. ... ... enciklopedijski rječnik
Kometa je malo nebesko tijelo koje se sastoji od leda prošaranog prašinom i krhotinama stijena. Kako se približava suncu, led počinje da isparava, ostavljajući rep iza komete, koji se ponekad proteže milionima kilometara. Rep komete je napravljen od prašine i gasa.
Orbita komete
Po pravilu, orbita većine kometa je elipsa. Međutim, prilično su rijetke kružne i hiperboličke putanje duž kojih se ledena tijela kreću u svemiru.
Komete koje prolaze kroz Sunčev sistem
Kroz Sunčev sistem prolaze mnoge komete. Fokusirajmo se na najpoznatije svemirske lutalice.
Kometa Arend-Roland prvi put su ga otkrili astronomi 1957.
Halejeva kometa prođe u blizini naše planete svakih 75,5 godina. Ime je dobio po britanskom astronomu Edmundu Haleju. Prvi spomeni ovog nebeskog tijela nalaze se u kineskim drevnim tekstovima. Možda najpoznatija kometa u istoriji civilizacije.
Kometa Donati otkrio je 1858. godine italijanski astronom Donati.
Kometa Ikeja-Seki primijetili su ga japanski astronomi amateri 1965. Bilo je sjajno.
Comet Lexel otkrio je 1770. godine francuski astronom Charles Messier.
Kometa Morehouse otkrili su američki naučnici 1908. Važno je napomenuti da je fotografija prvi put korištena u njenom proučavanju. Odlikovao se prisustvom tri repa.
Kometa Hale-Boppa bila vidljiva 1997. golim okom.
Kometa Hyakutake su naučnici posmatrali 1996. godine na maloj udaljenosti od Zemlje.
Kometa Schwassmann-Wachmann prvi su ga primijetili njemački astronomi 1927.
"Mlade" komete imaju plavkastu nijansu. To je zbog prisustva velike količine leda. Kako kometa kruži oko Sunca, led se topi i kometa poprima žućkastu nijansu.
Većina kometa dolazi iz Kuiperovog pojasa, koji je skup smrznutih tijela koja se nalaze u blizini Neptuna.
Ako je rep komete plav i okrenut od Sunca, to je dokaz da se sastoji od gasova. Ako je rep žućkast i okrenut prema Suncu, onda u njemu ima puno prašine i drugih nečistoća koje privlači zvijezda.
Proučavanje kometa
Naučnici dobijaju informacije o kometama vizuelno putem moćnih teleskopa. Međutim, u bliskoj budućnosti (2014. godine) planira se lansiranje letjelice ESA Rosetta radi proučavanja jedne od kometa. Pretpostavlja se da će uređaj ostati u blizini komete dugo vremena, prateći svemirskog lutalica na njegovom putovanju oko Sunca.
Imajte na umu da je NASA ranije lansirala svemirski brod Deep Impact kako bi se sudario s jednom od kometa Sunčevog sistema. Trenutno je uređaj u dobrom stanju i NASA ga koristi za proučavanje ledenih kosmičkih tijela.
