El cometa (del griego antiguo peludo, peludo) es un pequeño cuerpo celeste de apariencia nebulosa que gira alrededor del Sol a lo largo de una sección cónica con una órbita muy extendida. A medida que el cometa se acerca al Sol, forma una coma y, a veces, una cola de gas y polvo.
Los cometas se dividen según su período orbital en:
1. Período corto
Hasta la fecha se han descubierto más de 400 cometas de periodo corto. De ellos, alrededor de 200 fueron observados durante más de un paso por el perihelio. Los cometas de período corto (períodos de menos de 200 años) provienen de la región de los planetas exteriores y se mueven hacia adelante en órbitas cercanas a la eclíptica. Lejos del Sol, los cometas no suelen tener "colas", pero a veces tienen una "coma" apenas visible que rodea el "núcleo"; juntos se les llama la "cabeza" del cometa. A medida que se acerca al Sol, la cabeza se agranda y aparece una cola. Muchos de ellos pertenecen a las llamadas familias. Por ejemplo, la mayoría de los cometas de período más corto (su revolución completa alrededor del Sol dura entre 3 y 10 años) forman la familia de Júpiter. Un poco menos numerosas son las familias de Saturno, Urano y Neptuno (este último, en particular, incluye el famoso cometa Halley).
Familias:
- familia de Júpiter
- familia Saturno
- familia de Urano
- familia Neptuno
Cuando un cometa pasa cerca del Sol, su núcleo se calienta y el hielo se evapora, formando una coma y una cola de gas. Después de varios cientos o miles de vuelos de este tipo, no quedan sustancias fusibles en el núcleo y deja de ser visible. Para los cometas de período corto que se acercan regularmente al Sol, esto significa que sus poblaciones deberían volverse invisibles en menos de un millón de años. Pero los observamos, por lo que constantemente llega reposición de cometas "frescos".
La reposición de cometas de período corto se produce como resultado de su "captura" por planetas, principalmente Júpiter. Anteriormente se pensaba que se capturaban cometas de período largo provenientes de la nube de Oort, pero ahora se cree que su fuente es un disco cometario llamado “nube de Oort interior”. En principio, la idea de la nube de Oort no ha cambiado, pero los cálculos han demostrado que la influencia de las mareas de la galaxia y la influencia de las nubes masivas de gas interestelar deberían destruirla con bastante rapidez. Se necesita una fuente de reposición. Actualmente se considera que una fuente de este tipo es la nube interior de Oort, que es mucho más resistente a las influencias de las mareas y contiene un orden de magnitud más de cometas que la nube exterior predicha por Oort. Después de cada aproximación del Sistema Solar a una nube interestelar masiva, los cometas de la nube exterior de Oort se dispersan en el espacio interestelar y son reemplazados por cometas de la nube interior.
La transición de un cometa de una órbita casi parabólica a una órbita de período corto se produce cuando alcanza al planeta por detrás. Normalmente, capturar un cometa en una nueva órbita requiere varios pasos a través del sistema planetario. La órbita resultante de un cometa suele tener baja inclinación y alta excentricidad. El cometa se mueve a lo largo de él hacia adelante y el afelio de su órbita (el punto más alejado del Sol) se encuentra cerca de la órbita del planeta que lo capturó. Estas consideraciones teóricas están plenamente confirmadas por las estadísticas de las órbitas de los cometas.
2. De largo plazo
Presumiblemente, los cometas de período largo nos llegan desde la Nube de Oort, que contiene una gran cantidad de núcleos cometarios. Los cuerpos ubicados en las afueras del sistema solar, por regla general, están compuestos de sustancias volátiles (agua, metano y otros hielos) que se evaporan al acercarse al Sol. Los cometas de período largo (con períodos orbitales de más de 200 años) provienen de regiones miles de veces más lejanas que los planetas más distantes y sus órbitas están inclinadas en todo tipo de ángulos.
Muchos cometas pertenecen a esta clase. Dado que sus períodos orbitales son de millones de años, sólo una diezmilésima parte de ellos aparece en las proximidades del Sol en el transcurso de un siglo. En el siglo XX se observaron unos 250 cometas de este tipo; por lo tanto, hay millones de ellos en total. Además, no todos los cometas se acercan lo suficiente al Sol como para ser visibles: si el perihelio (el punto más cercano al Sol) de la órbita del cometa se encuentra más allá de la órbita de Júpiter, entonces es casi imposible notarlo.
Teniendo esto en cuenta, en 1950 Jan Oort sugirió que el espacio alrededor del Sol se encuentra a una distancia de entre 20 y 100 mil UA. (unidades astronómicas: 1 AU = 150 millones de km, distancia de la Tierra al Sol) está lleno de núcleos de cometas, cuyo número se estima en 10 12, y la masa total es de 1 a 100 masas terrestres. El límite exterior de la “nube de cometas” de Oort está determinado por el hecho de que a esta distancia del Sol el movimiento de los cometas está influenciado significativamente por la atracción de las estrellas vecinas y otros objetos masivos. Las estrellas se mueven en relación con el Sol, su influencia perturbadora sobre los cometas cambia y esto conduce a la evolución de las órbitas de los cometas. Entonces, por casualidad, un cometa puede terminar en una órbita que pasa cerca del Sol, pero en la siguiente revolución su órbita cambiará ligeramente y el cometa se alejará del Sol. Sin embargo, en lugar de ello, constantemente caerán “nuevos” cometas desde la nube de Oort hacia las proximidades del Sol.
Los cometas que llegan del espacio profundo parecen objetos nebulosos con una cola detrás, que a veces alcanza una longitud de varios millones de kilómetros. El núcleo del cometa es un cuerpo de partículas sólidas y hielo envuelto en una capa nebulosa llamada coma. Un núcleo con un diámetro de varios kilómetros puede tener a su alrededor una coma de 80 mil kilómetros de diámetro. Los rayos de luz solar sacan partículas de gas del coma y las arrojan hacia atrás, arrastrándolas hacia una larga cola humeante que se mueve detrás de ella en el espacio.
El brillo de los cometas depende en gran medida de su distancia al Sol. De todos los cometas, sólo una parte muy pequeña se acerca lo suficiente al Sol y a la Tierra como para poder ser vista a simple vista. Los más destacados son a veces llamados "grandes cometas".
Muchos de los meteoros (“estrellas fugaces”) que observamos son de origen cometario. Se trata de partículas perdidas por un cometa que se queman al entrar en la atmósfera de un planeta.
órbita y velocidad
El movimiento del núcleo del cometa está completamente determinado por la atracción del Sol. La forma de la órbita de un cometa, como la de cualquier otro cuerpo del Sistema Solar, depende de su velocidad y de su distancia al Sol. La velocidad promedio de un cuerpo es inversamente proporcional a la raíz cuadrada de su distancia promedio al Sol (a). Si la velocidad es siempre perpendicular al radio vector dirigido desde el Sol al cuerpo, entonces la órbita es circular y la velocidad se llama velocidad circular (υc) a una distancia a. La velocidad de escape del campo gravitacional del Sol a lo largo de una órbita parabólica (υp) es √2 veces mayor que la velocidad circular a esta distancia. Si la velocidad del cometa es menor que υp, entonces se mueve alrededor del Sol en una órbita elíptica y nunca abandona el Sistema Solar. Pero si la velocidad excede υp, entonces el cometa pasa una vez cerca del Sol y lo abandona para siempre, moviéndose a lo largo de una órbita hiperbólica. La mayoría de los cometas tienen órbitas elípticas, por lo que pertenecen al Sistema Solar. Es cierto que para muchos cometas se trata de elipses muy alargadas, cercanas a una parábola; a lo largo de ellos, los cometas se alejan del Sol muy lejos y durante mucho tiempo.
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COMETAS EN EL SISTEMA SOLAR |
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La figura muestra las órbitas elípticas de los dos cometas, así como las órbitas casi circulares de los planetas y una órbita parabólica. A la distancia que separa la Tierra del Sol, la velocidad circular es de 29,8 km/s y la velocidad parabólica es de 42,2 km/s. Cerca de la Tierra, la velocidad del cometa Encke es de 37,1 km/s y la velocidad del cometa Halley es de 41,6 km/s; Por eso el cometa Halley se aleja mucho más del Sol que el cometa Encke.
Los productos de sublimación gaseosos ejercen una presión reactiva sobre el núcleo del cometa (similar al retroceso de un arma cuando se dispara), lo que conduce a la evolución de la órbita. La salida de gas más activa se produce desde el lado calentado del núcleo "de la tarde". Por tanto, la dirección de la fuerza de presión sobre el núcleo no coincide con la dirección de los rayos solares y la gravedad solar. Si la rotación axial del núcleo y su revolución orbital ocurren en la misma dirección, entonces la presión del gas en su conjunto acelera el movimiento del núcleo, lo que conduce a un aumento de la órbita. Si la rotación y la circulación se producen en direcciones opuestas, el movimiento del cometa se ralentiza y la órbita se acorta. Si un cometa de este tipo fue capturado inicialmente por Júpiter, después de un tiempo su órbita se encuentra completamente en la región de los planetas interiores. Probablemente esto es lo que le pasó al cometa Encke.
Nomenclatura de cometas
A lo largo de los últimos siglos, las reglas para nombrar los cometas se han cambiado y aclarado repetidamente. Hasta principios del siglo XX, la mayoría de los cometas recibían nombres según el año en que fueron descubiertos, a veces con aclaraciones adicionales sobre el brillo o la estación del año si había varios cometas ese año. Por ejemplo, “Gran cometa de 1680”, “Gran cometa de septiembre de 1882”, “Cometa diurna de 1910” (“Gran cometa de enero de 1910”).
Después de que Halley demostró que los cometas de 1531, 1607 y 1682 eran el mismo cometa y predijo su regreso en 1759, este cometa pasó a ser conocido como el cometa Halley. Además, el segundo y tercer cometa periódico conocido recibieron los nombres de Encke y Biela en honor a los científicos que calcularon la órbita de los cometas, a pesar de que el primer cometa fue observado por Mechain y el segundo por Messier en el siglo XVIII. Más tarde, los cometas periódicos recibieron normalmente el nombre de sus descubridores. Los cometas observados durante un solo paso por el perihelio continuaron siendo nombrados según el año de su aparición.
A principios del siglo XX, cuando los descubrimientos de cometas se convirtieron en un acontecimiento frecuente, se desarrolló una convención para nombrarlos, que sigue siendo válida hasta el día de hoy. Un cometa recibe su nombre únicamente después de que lo descubren tres observadores independientes. En los últimos años, se han descubierto muchos cometas utilizando instrumentos operados por grandes equipos de científicos. En tales casos, los cometas reciben el nombre de sus instrumentos. Por ejemplo, el cometa C/1983 H1 (IRAS - Araki - Alcock) fue descubierto de forma independiente por el satélite IRAS y los astrónomos aficionados Genichi Araki y George Alcock. En el pasado, si un grupo de astrónomos descubría varios cometas, se añadía un número a los nombres (pero sólo para los cometas periódicos), como el cometa Shoemaker-Levy 1-9. Actualmente se están descubriendo numerosos cometas gracias a una serie de instrumentos, lo que hace que dicho sistema resulte poco práctico. En su lugar, se utiliza un sistema especial para nombrar los cometas.
Antes de 1994, los cometas recibían por primera vez designaciones temporales que consistían en el año de su descubrimiento y una letra minúscula latina que indica el orden en que fueron descubiertos en un año determinado (por ejemplo, el cometa 1969i fue el noveno cometa descubierto en 1969). Después de que el cometa pasó el perihelio, su órbita se estableció de manera confiable, después de lo cual el cometa recibió una designación permanente, que consiste en el año del perihelio y un número romano que indica el orden del perihelio en un año determinado. Así, al cometa 1969i se le dio la designación permanente 1970 II (el segundo cometa que pasó el perihelio en 1970).
A medida que aumentó el número de cometas descubiertos, este procedimiento se volvió muy inconveniente. En 1994, la Unión Astronómica Internacional aprobó un nuevo sistema para nombrar los cometas. Actualmente, el nombre de un cometa incluye el año del descubrimiento, una letra que indica la mitad del mes en la que se produjo el descubrimiento y el número del descubrimiento en esa mitad del mes. Este sistema es similar al que se utiliza para nombrar a los asteroides. Así, el cuarto cometa, descubierto en la segunda quincena de febrero de 2006, recibe la denominación 2006 D4. El nombre de un cometa va precedido de un prefijo que indica la naturaleza del cometa. Se utilizan los siguientes prefijos:
P/ - cometa de período corto (es decir, un cometa cuyo período es inferior a 200 años, o que se observó en dos o más pasajes del perihelio);
C/ - cometa de largo período;
X/ - un cometa para el que no se pudo calcular una órbita fiable (normalmente en el caso de cometas históricos);
D/ - los cometas se han colapsado o se han perdido;
A/ - objetos que se tomaron erróneamente como cometas, pero que en realidad resultaron ser asteroides.
Por ejemplo, el cometa Hale-Bopp fue designado C/1995 O1. Normalmente, después del segundo paso observado del perihelio, los cometas periódicos reciben un número de serie. Así, el cometa Halley fue descubierto por primera vez en 1682. Su designación en esa apariencia según el sistema moderno es 1P/1682 Q1. Los cometas que fueron descubiertos por primera vez como asteroides conservan una designación de letras. Por ejemplo, P/2004 EW38 (Catalina-LINEAR).
La estructura de los cometas.
El cometa consta de:
1. Núcleo
2. Coma
3. cola
En el centro del coma hay un núcleo, un cuerpo sólido o un conglomerado de cuerpos con un diámetro de varios kilómetros. Casi toda la masa del cometa se concentra en su núcleo; esta masa es miles de millones de veces menor que la de la Tierra. Según el modelo de F. Whipple, el núcleo del cometa está formado por una mezcla de varios hielos, principalmente hielo de agua con una mezcla de dióxido de carbono congelado, amoníaco y polvo. Este modelo está confirmado tanto por observaciones astronómicas como por mediciones directas realizadas desde naves espaciales cercanas a los núcleos de los cometas Halley y Giacobini-Zinner en 1985-1986.
Los núcleos de los cometas son los restos de la materia primaria del Sistema Solar, que formaba el disco protoplanetario. Por tanto, su estudio ayuda a reconstruir la imagen de la formación de los planetas, incluida la Tierra. En principio, algunos cometas podrían llegar hasta nosotros desde el espacio interestelar, pero hasta ahora no se ha identificado de forma fiable ninguno de estos cometas.
Cuando un cometa se acerca al Sol, su núcleo se calienta y el hielo se sublima, es decir. evaporar sin derretirse. El gas resultante se dispersa en todas direcciones desde el núcleo, llevándose consigo partículas de polvo y creando un coma. Las moléculas de agua destruidas por la luz solar forman una enorme corona de hidrógeno alrededor del núcleo del cometa. Además de la atracción solar, sobre la materia enrarecida del cometa también actúan fuerzas repulsivas, por lo que se forma una cola. Las moléculas neutras, los átomos y las partículas de polvo se ven afectados por la presión de la luz solar, mientras que las moléculas y átomos ionizados se ven afectados más fuertemente por la presión del viento solar.
El comportamiento de las partículas que forman colas quedó mucho más claro después del estudio directo de los cometas en 1985-1986. La cola de plasma, formada por partículas cargadas, tiene una estructura magnética compleja con dos regiones de diferente polaridad. En el lado del coma que mira al Sol, se forma una onda de choque frontal que exhibe una alta actividad plasmática.
Aunque la cola y la coma contienen menos de una millonésima parte de la masa del cometa, el 99,9% de la luz proviene de estas formaciones gaseosas y sólo el 0,1% del núcleo. El caso es que el núcleo es muy compacto y además tiene un bajo coeficiente de reflexión (albedo).
Los principales componentes gaseosos de los cometas se enumeran en orden descendente según su contenido. El movimiento del gas en las colas de los cometas muestra que está fuertemente influenciado por fuerzas no gravitacionales. El brillo del gas es excitado por la radiación solar. |
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átomos |
Moléculas |
iones |
COMPONENTES DEL GAS DE UN COMETA |
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Las partículas perdidas por el cometa se mueven en sus órbitas y, al entrar en las atmósferas de los planetas, provocan la formación de meteoros (“estrellas fugaces”). La mayoría de los meteoros que observamos están asociados con partículas cometarias. A veces la destrucción de los cometas es más catastrófica. El cometa Bijela, descubierto en 1826, se dividió en dos ante los observadores en 1845. Cuando este cometa fue visto por última vez en 1852, las piezas de su núcleo estaban a millones de kilómetros de distancia entre sí. La fisión nuclear suele presagiar la desintegración completa de un cometa. En 1872 y 1885, cuando el cometa Bijela, si no le hubiera pasado nada, habría cruzado la órbita de la Tierra, se observaron lluvias de meteoritos inusualmente intensas.
Te contamos con más detalle sobre cada elemento de la estructura del cometa:
CENTRO
El núcleo es la parte sólida del cometa en la que se concentra casi toda su masa. Los núcleos de los cometas son actualmente inaccesibles a las observaciones telescópicas, ya que están ocultos por la materia luminosa que se forma continuamente.
Según el modelo de Whipple más común, el núcleo es una mezcla de hielo intercalada con partículas de materia meteórica (la teoría de la “bola de nieve sucia”). Con esta estructura, se alternan capas de gases congelados con capas de polvo. A medida que los gases se calientan, se evaporan y arrastran consigo nubes de polvo. Esto explica la formación de colas de gas y polvo en los cometas.
Según estudios realizados con la estación automática estadounidense Deep Impact, lanzada en 2005, el núcleo está formado por un material muy suelto y es una masa de polvo con poros que ocupan el 80% de su volumen.
Los núcleos de los cometas están formados por hielo con la adición de polvo cósmico y compuestos volátiles congelados: monóxido y dióxido de carbono, metano y amoníaco.
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COMETAS EN EL SISTEMA SOLAR |
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El núcleo tiene un albedo bastante bajo, alrededor del 4%. Según la hipótesis principal, esto se explica por la presencia de una matriz de polvo formada durante la evaporación del hielo y la acumulación de partículas de polvo en la superficie, similar a cómo crece una capa de morrena superficial durante el retroceso de los glaciares en la Tierra. Un estudio del cometa Halley realizado por la sonda Giotto encontró que reflejaba sólo el 4% de la luz que incide sobre él, y Deep Space 1 midió el albedo del cometa Borelli, que era sólo del 2,5-3,0%. También hay sugerencias de que la superficie no está cubierta por una matriz de polvo, sino por una matriz de compuestos orgánicos complejos, oscuros como el alquitrán o el betún. Hipotéticamente, en algunos cometas, con el tiempo, la actividad puede desvanecerse, con el cese de la sublimación.
Hasta la fecha, existen pocos cometas cuyos núcleos hayan sido observados directamente. El uso de naves espaciales permitió estudiar directamente sus comas y núcleos y obtener imágenes de primer plano.
ENCUENTRO CON UN COMETA |
- cometa Halley se convirtió en el primer cometa explorado por una nave espacial. El 6 y 9 de marzo de 1986, Vega-1 y Vega-2 pasaron a una distancia de 8890 y 8030 km del núcleo del cometa. Transmitieron 1.500 imágenes del halo interior y, por primera vez en la historia, fotografías del núcleo, y llevaron a cabo una serie de observaciones instrumentales. Gracias a sus observaciones, fue posible ajustar la órbita de la próxima nave espacial, la sonda Giotto de la Agencia Espacial Europea, que permitió acercarse aún más el 14 de marzo, a una distancia de 605 km. Al estudio del cometa también contribuyeron dos naves espaciales japonesas: Suisei (vuelo el 8 de marzo, 150.000 kilómetros) y Sakigake (el 10 de marzo, 7 millones de kilómetros, utilizada para guiar a las naves anteriores). Todas estas cinco naves espaciales que exploraron el cometa Halley durante su paso en 1986 recibieron el nombre no oficial de "Armada Halley". |
ENCUENTRO CON UN COMETA |
El tamaño del núcleo del cometa se puede estimar a partir de observaciones en un momento en que está lejos del Sol y no está envuelto en una capa de gas y polvo. En este caso, la luz se refleja únicamente en la superficie sólida del núcleo y su brillo aparente depende del área de la sección transversal y de la reflectancia (albedo).
Sublimación: la transición de una sustancia del estado sólido al gaseoso es importante para la física de los cometas. Las mediciones del brillo y los espectros de emisión de los cometas han demostrado que el derretimiento de los hielos principales comienza a una distancia de 2,5 a 3,0 UA, como debería ser si el hielo es principalmente agua. Esto fue confirmado mediante el estudio de los cometas Halley y Giacobini-Zinner. Los primeros gases observados cuando el cometa se acerca al Sol (CN, C 2) probablemente estén disueltos en agua helada y formen hidratos de gas (clatratos). La forma en que se sublimará este hielo "compuesto" depende en gran medida de las propiedades termodinámicas del hielo de agua. La sublimación de la mezcla de polvo y hielo se produce en varias etapas. Las corrientes de gas y las pequeñas y esponjosas partículas de polvo que recogen abandonan el núcleo, ya que la atracción en su superficie es extremadamente débil. Pero el flujo de gas no arrastra partículas de polvo densas o pesadas interconectadas y se forma una costra de polvo. Luego, los rayos del sol calientan la capa de polvo, el calor pasa hacia adentro, el hielo se sublima y los flujos de gas se abren paso, rompiendo la corteza de polvo. Estos efectos se hicieron evidentes durante la observación del cometa Halley en 1986: la sublimación y la salida de gas se produjeron sólo en unas pocas regiones del núcleo del cometa iluminadas por el Sol. Es probable que en estas zonas hubiera hielo expuesto, mientras que el resto de la superficie estuviera cubierto de costra. El gas y el polvo liberados forman las estructuras observables alrededor del núcleo del cometa.
COMA
Los granos de polvo y el gas de moléculas neutras forman una coma casi esférica del cometa. Por lo general, el coma se extiende entre 100 mil y 1 millón de kilómetros desde el núcleo. Una ligera presión puede deformar el coma, estirándolo en dirección antisolar.
El coma es una capa ligera, brumosa y con forma de copa, formada por gases y polvo. La coma, junto con el núcleo, forma la cabeza del cometa. Muy a menudo, un coma consta de tres partes principales:
- coma interno(molecular, química y fotoquímica). Aquí tienen lugar los procesos físicos y químicos más intensos.
- coma visible(coma radical).
- coma ultravioleta(atómico).
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Imagen del cometa C/2001 Q4 (NEAT) |
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Dado que los hielos del núcleo son en su mayor parte agua, el coma contiene principalmente moléculas de H 2 O. La fotodisociación descompone el H 2 O en H y OH, y luego el OH en O y H. Los átomos de hidrógeno rápidos vuelan lejos del núcleo antes de ionizarse, y Forman una corona de hidrógeno, cuyo tamaño aparente a menudo excede el del disco solar.
COLA
La cola de un cometa es un rastro alargado de polvo y gas de materia cometaria, que se forma cuando el cometa se acerca al Sol y es visible debido a la dispersión de la luz solar sobre él. Generalmente dirigido en dirección opuesta al sol.
A medida que un cometa se acerca al Sol, sustancias volátiles con puntos de ebullición bajos, como agua, monóxido, monóxido de carbono, metano, nitrógeno y posiblemente otros gases congelados, comienzan a sublimar desde la superficie de su núcleo. Este proceso conduce a la formación de coma. La evaporación de este hielo sucio libera partículas de polvo que se desprenden del núcleo. Las moléculas de gas en coma absorben la luz solar y luego la reemiten en diferentes longitudes de onda (este fenómeno se llama fluorescencia), y las partículas de polvo dispersan la luz solar en diferentes direcciones sin cambiar la longitud de onda. Ambos procesos hacen que el coma se vuelva visible para un observador externo.
A pesar de que menos de una millonésima parte de la masa del cometa se concentra en la cola y la coma, casi el 99,9% del brillo que observamos a medida que el cometa atraviesa el cielo proviene de estas formaciones de gas. El caso es que el núcleo es muy compacto y tiene un coeficiente de reflexión (albedo) bajo.
Las colas de los cometas varían en longitud y forma. Algunos cometas los tienen extendiéndose por todo el cielo. Por ejemplo, la cola del cometa que apareció en 1944 tenía 20 millones de kilómetros de largo. Y el cometa C/1680 V1 tenía una cola que se extendía a lo largo de 240 millones de kilómetros. También se han registrado casos de separación de la cola de un cometa (C/2007 N3 (Lulin)).
Las colas de los cometas no tienen contornos nítidos y son casi transparentes (las estrellas son claramente visibles a través de ellas) ya que están formadas a partir de materia extremadamente enrarecida (su densidad es mucho menor que la densidad del gas liberado por un encendedor). Su composición es variada: gas o diminutas partículas de polvo, o una mezcla de ambos. La composición de la mayoría de los granos de polvo es similar a la del material de los asteroides del sistema solar, como revela el estudio del cometa 81P/Wilda realizado por la nave espacial Stardust. En esencia, esto es "nada visible": una persona puede observar las colas de los cometas sólo porque el gas y el polvo brillan. En este caso, el brillo del gas está asociado a su ionización por rayos ultravioleta y corrientes de partículas expulsadas de la superficie solar, y el polvo simplemente dispersa la luz solar.
La teoría de las colas y las formas de los cometas fue desarrollada a finales del siglo XIX por el astrónomo ruso Fyodor Bredikhin. También pertenece a la clasificación de colas de cometas, que se utiliza en la astronomía moderna.
Bredikhin propuso clasificar las colas de los cometas en tres tipos principales:
- Tipo i Recta y estrecha, dirigida directamente desde el Sol;
- II tipo. Amplia y ligeramente curvada, alejándose del Sol;
- III tipo. Corto, fuertemente desviado de la luminaria central.
Los astrónomos explican estas diferentes formas de colas de cometas de la siguiente manera. Las partículas que forman los cometas tienen diferentes composiciones y propiedades y responden de manera diferente a la radiación solar. Así, las trayectorias de estas partículas “divergen” en el espacio y las colas de los viajeros espaciales adquieren diferentes formas.
La velocidad de una partícula emitida desde el núcleo del cometa consiste en la velocidad adquirida como resultado de la acción del Sol (se dirige desde el Sol hacia la partícula) y la velocidad de movimiento del cometa, cuyo vector es tangente. a su órbita, por lo tanto las partículas emitidas en un determinado momento, por lo general, no se ubicarán en línea recta, sino en una curva llamada sindinamia. Syndina representará la posición de la cola del cometa en ese momento. Durante las eyecciones bruscas individuales, las partículas forman segmentos o líneas en el síndino en ángulo con respecto a él, llamados sincrónicos. La diferencia entre la cola del cometa y la dirección del Sol al cometa depende de la masa de las partículas y de la acción del Sol.
El efecto de la radiación solar sobre el coma conduce a la formación de la cola de un cometa. Pero aquí también el polvo y el gas se comportan de manera diferente. La radiación ultravioleta del sol ioniza algunas de las moléculas de gas, y la presión del viento solar, que es una corriente de partículas cargadas emitidas por el Sol, empuja los iones, estirando la coma hasta formar una larga cola que puede extenderse más de 100 millones. kilómetros. Los cambios en el flujo del viento solar pueden provocar cambios rápidos en la apariencia de la cola e incluso una rotura total o parcial. Los iones son acelerados por el viento solar a velocidades de decenas y cientos de kilómetros por segundo, mucho mayores que la velocidad del movimiento orbital del cometa. Por tanto, su movimiento se dirige casi exactamente en la dirección del Sol, al igual que la cola tipo I que forman. Las colas de iones tienen un brillo azulado debido a la fluorescencia. El viento solar casi no tiene ningún efecto sobre el polvo del cometa; es expulsado del coma por la presión de la luz solar. El polvo es acelerado por la luz mucho más débil que los iones por el viento solar, por lo que su movimiento está determinado por la velocidad orbital inicial de movimiento y la aceleración bajo la influencia de la presión de la luz. El polvo va por detrás de la cola de iones y forma colas de tipo II o III curvadas en la dirección de la órbita. Los relaves tipo II se forman por un flujo uniforme de polvo desde la superficie. Las colas de tipo III son el resultado de una liberación breve de una gran nube de polvo. Debido a la propagación de las aceleraciones adquiridas por los granos de polvo de diferentes tamaños bajo la influencia de una ligera presión, la nube inicial también se estira hasta formar una cola, normalmente incluso más curvada que la cola de tipo II. Las colas de polvo brillan con una luz rojiza difusa.
La cola de polvo suele ser uniforme y se extiende por millones y decenas de millones de kilómetros. Está formado por granos de polvo arrojados desde el núcleo en dirección antisolar por la presión de la luz solar, y tiene un color amarillento porque los granos de polvo simplemente dispersan la luz solar. La estructura de la cola de polvo puede explicarse por la erupción desigual de polvo del núcleo o por la destrucción de los granos de polvo.
La cola de plasma, de decenas o incluso cientos de millones de kilómetros de largo, es una manifestación visible de la compleja interacción entre el cometa y el viento solar. Algunas moléculas que abandonan el núcleo son ionizadas por la radiación solar, formando iones moleculares (H 2 O +, OH +, CO +, CO 2 +) y electrones. Este plasma impide el movimiento del viento solar, que está atravesado por un campo magnético. Cuando el cometa choca contra el cometa, las líneas de campo lo envuelven, tomando la forma de una horquilla y creando dos áreas de polaridad opuesta. Los iones moleculares son capturados en esta estructura magnética y forman una cola de plasma visible en su parte central, más densa, que tiene un color azul debido a las bandas espectrales de CO+. El papel del viento solar en la formación de colas de plasma fue establecido por L. Biermann y H. Alfven en los años cincuenta. Sus cálculos confirmaron las mediciones de naves espaciales que volaron a través de las colas de los cometas Giacobini-Zinner y Halley en 1985 y 1986.
También se producen otros fenómenos de interacción con el viento solar, que choca contra el cometa a una velocidad de unos 400 km/s y forma delante de él una onda de choque en la que se compacta la materia del viento y la cabeza del cometa. en la cola de plasma. El proceso de “captura” juega un papel importante; Su esencia es que las moléculas neutras del cometa penetran libremente en la corriente del viento solar, pero inmediatamente después de la ionización comienzan a interactuar activamente con el campo magnético y se aceleran a energías significativas. Es cierto que a veces se observan iones moleculares muy energéticos que son inexplicables desde el punto de vista del mecanismo indicado. El proceso de captura también excita ondas de plasma en el gigantesco volumen de espacio alrededor del núcleo. La observación de estos fenómenos es de fundamental interés para la física del plasma.
La “rotura de cola” es una vista maravillosa. Como se sabe, en estado normal la cola de plasma está unida a la cabeza del cometa mediante un campo magnético. Sin embargo, a menudo la cola se separa de la cabeza y se queda atrás, y en su lugar se forma una nueva. Esto sucede cuando un cometa atraviesa el límite de regiones del viento solar con un campo magnético de dirección opuesta. En este momento, la estructura magnética de la cola se reorganiza, lo que parece una ruptura y la formación de una nueva cola. La compleja topología del campo magnético conduce a la aceleración de partículas cargadas; Esto puede explicar la aparición de los iones rápidos mencionados anteriormente.
Anti-cola es un término utilizado en astronomía para describir uno de los tres tipos de colas que aparecen en un cometa cuando se acerca al Sol. La peculiaridad de esta cola es que, a diferencia de las otras dos colas, de polvo y gas, está dirigida hacia el Sol, y no en dirección contraria a él, por lo que es geométricamente opuesta a las otras colas. La anticola está formada por grandes partículas de polvo que, debido a su masa y tamaño, se ven débilmente afectadas por el viento solar y, por regla general, permanecen en el plano de la órbita del cometa, tomando finalmente la forma de un disco. Debido a la concentración bastante baja de partículas de polvo, es casi imposible ver este disco en condiciones normales. Por lo tanto, sólo se puede detectar de canto cuando hay suficiente brillo para ser observado. Esto será posible en un corto período de tiempo cuando la Tierra cruce el plano de la órbita del cometa. Como resultado, el disco se vuelve visible en forma de una pequeña cola alejada del Sol.
Dado que las partículas de polvo toman la forma de un disco, es bastante natural que la anticola exista no sólo delante, sino también detrás y a los lados del cometa. Pero en los lados del cometa no es visible debido al núcleo del cometa, y detrás de él se pierde detrás de colas de gas y polvo más densas y brillantes.
La mayoría de los cometas que pasan son demasiado pequeños para detectar una anticola, pero hay algunos cometas lo suficientemente grandes como para hacerlo, como el cometa C/1995 O1 (Hale-Bopp) en 1997.
cometa degenerado
Un cometa degenerado es aquel que ha perdido la mayoría de sus volátiles y por lo tanto ya no forma cola ni coma cuando se acerca al Sol. Todos los volátiles ya se han evaporado del núcleo del cometa, y las rocas restantes consisten principalmente en elementos no volátiles relativamente pesados, similares a los comunes en la superficie de los asteroides. Los cometas extintos son cuerpos celestes pequeños y oscuros muy difíciles de detectar incluso con los telescopios más potentes.
Para que un cometa se extinga, no es necesario que pierda todas sus sustancias volátiles: basta con que queden selladas bajo una capa de compuestos sedimentarios no volátiles. Estas capas pueden formarse si la superficie del cometa contiene compuestos no volátiles. A medida que los gases y otras sustancias volátiles se evaporan, los compuestos no volátiles se depositan y acumulan para formar una corteza de varios centímetros de espesor, que eventualmente bloquea por completo el acceso de la energía solar a las capas profundas. Como resultado, el calor del sol ya no puede atravesar esta corteza y calentarla a una temperatura a la que comenzaría a evaporarse: el cometa se extingue. A este tipo de cometas a veces también se les llama ocultos o inactivos. Un ejemplo de tal cuerpo es el asteroide (14827) Hypnos.
El término cometa inactivo también se utiliza para describir cometas inactivos que pueden volverse activos si están lo suficientemente cerca del Sol. Por ejemplo, durante el paso del perihelio en 2008, la actividad cometaria del asteroide (52872) Okiroya se intensificó significativamente. Y el asteroide (60558) Echeclus, tras registrarse la aparición de un coma, también recibió la denominación de cometa 174P/Echeclus.
Cuando los asteroides y los cometas se dividieron en dos clases diferentes, las principales diferencias entre estas clases no se formularon durante mucho tiempo. Esta cuestión no se resolvió hasta 2006, en la 26ª Asamblea General celebrada en Praga. Se reconoció que la principal diferencia entre un asteroide y un cometa es que el cometa, cuando se acerca al Sol, forma un coma a su alrededor debido a la sublimación del hielo cerca de la superficie bajo la influencia de la radiación solar, mientras que un asteroide nunca forma un coma. Como resultado, algunos objetos recibieron dos designaciones a la vez, ya que al principio fueron clasificados como asteroides, pero luego, cuando se detectó actividad cometaria en ellos, también recibieron una designación de cometa. Otra diferencia es que los cometas tienden a tener órbitas más alargadas que la mayoría de los asteroides; por lo tanto, es más probable que los “asteroides” con alta excentricidad orbital sean núcleos de cometas extintos. Otro indicador importante es la proximidad de la órbita al Sol: se supone que la mayoría de los objetos que se mueven en órbitas cercanas al Sol también son cometas extintos. Aproximadamente el 6% de todos los asteroides cercanos a la Tierra son cometas extintos que ya han agotado por completo sus reservas de sustancias volátiles. Es muy posible que todos los cometas tarde o temprano pierdan todos sus volátiles y se conviertan en asteroides.
El miedo a que un cometa choque con la Tierra siempre vivirá en los corazones de nuestros científicos. Y mientras tienen miedo, recordemos los cometas más sensacionales que jamás hayan emocionado a la humanidad.
Cometa Lovejoy
En noviembre de 2011, el astrónomo australiano Terry Lovejoy descubrió uno de los cometas más grandes del grupo circunsolar Kreutz, con un diámetro de unos 500 metros. Voló a través de la corona solar y no se quemó, era claramente visible desde la Tierra e incluso fue fotografiado desde la Estación Espacial Internacional.
Fuente: space.com
Cometa McNaught
El primer cometa más brillante del siglo XXI, también llamado "Gran Cometa de 2007". Descubierto por el astrónomo Robert McNaught en 2006. En enero y febrero de 2007 era claramente visible a simple vista para los habitantes del hemisferio sur del planeta. El próximo regreso del cometa no llegará pronto: dentro de 92.600 años.
Fuente: wyera.com
Cometas Hale-Bopp y Hyakutake
Aparecieron uno tras otro, en 1996 y 1997, compitiendo en brillo. Si el cometa Hale-Bopp fue descubierto en 1995 y voló estrictamente “según lo previsto”, el Hyakutake fue descubierto sólo un par de meses antes de su aproximación a la Tierra.
Fuente: sitio web
Cometa Lexel
En 1770, el cometa D/1770 L1, descubierto por el astrónomo ruso Andrei Ivanovich Leksel, pasó a una distancia récord de la Tierra: sólo 1,4 millones de kilómetros. Esto está aproximadamente cuatro veces más lejos que la Luna de nosotros. El cometa era visible a simple vista.
Fuente: solarviews.com
Cometa del eclipse de 1948
El 1 de noviembre de 1948, durante un eclipse solar total, los astrónomos descubrieron inesperadamente un cometa brillante no lejos del Sol. Oficialmente llamado C/1948 V1, fue el último cometa “repentino” de nuestro tiempo. Se pudo ver a simple vista hasta finales de año.
Fuente: philos.lv
Gran cometa de enero de 1910
Apareció en el cielo un par de meses antes que el cometa Halley, que todo el mundo estaba esperando. El nuevo cometa fue observado por primera vez por los mineros de las minas de diamantes de África el 12 de enero de 1910. Como muchos cometas superbrillantes, era visible incluso durante el día.
Fuente: arzamas.academia
Gran cometa de marzo de 1843
También incluido en la familia Kreutz de cometas circunsolares. Voló a sólo 830 mil kilómetros del centro del Sol y era claramente visible desde la Tierra. Su cola es una de las más largas de todos los cometas conocidos = dos unidades astronómicas (1 unidad astronómica equivale a la distancia entre la Tierra y el Sol).
De todos los cometas, el cometa Halley es probablemente el más famoso. Aparece en el cielo cada 75,5 años, moviéndose a lo largo de una órbita elíptica alargada alrededor del Sol.
Desde 239 a.C. e., es decir, desde que se registra la aparición del cometa Halley en las crónicas históricas, se ha observado 30 veces. Esto se debe a que es mucho más grande y mucho más activo que otros cometas periódicos.
El cometa, como es fácil comprender, lleva el nombre del astrónomo y físico inglés Edmund Halley (1656-1742), aunque no fue su descubridor. Pero fue Halley el primero en descubrir en 1705 la conexión entre el cometa que observó en 1682 y varios otros cometas, cuya aparición se registró oficialmente con un intervalo de 76 años.
Además, basándose en la ley de gravitación universal de Isaac Newton, el científico también pudo calcular las órbitas de algunos planetas. De estos cálculos se desprende que las órbitas de los cometas observados en 1531, 1607 y 1682 eran en gran medida similares. Y basándose en estos datos, Halley predijo que el cometa volvería a aparecer en 1758-1759. La predicción del científico se hizo realidad por completo, pero sólo después de su muerte.
El perihelio de la órbita del cometa Halley se encuentra entre las órbitas de Mercurio y Venus a una distancia de 0,587 AU. e) El punto más lejano de su trayectoria se encuentra fuera de la órbita de Neptuno a una distancia de 35,31 UA. e) La órbita está inclinada 162° con respecto al plano principal del sistema solar y el cometa se mueve a lo largo de la órbita en dirección opuesta al movimiento de los planetas.
En 1986, el cometa Halley se acercó nuevamente a nuestro planeta. Pero debido a las condiciones meteorológicas, fue muy difícil observarlo desde la Tierra. Sin embargo, las sondas espaciales enviadas por varios países han logrado estudiar el cometa con bastante éxito.
Como resultado de la investigación, finalmente se demostró que el cometa tiene un núcleo sólido compuesto de hielo y polvo. Tiene una forma alargada. La longitud del núcleo es de 14 kilómetros y casi la misma altura y ancho: 7,5 kilómetros cada uno. Gira lentamente, completando una revolución cada 7,1 días.
El núcleo del cometa Halley es muy oscuro, por lo que refleja sólo el 4% de la luz solar incidente. Debido a que en el lado que mira al Sol la temperatura alcanzó casi los 100 grados centígrados, también se registraron emisiones de gas y polvo.
Cuando cualquier cometa se encuentra a una distancia mínima del Sol, su núcleo se destruye. Al mismo tiempo, los gases que se evaporan de la superficie del cometa llevan consigo partículas individuales de varios tamaños.
Y si las partículas microscópicas de polvo son "empujadas" hacia la cola bajo la influencia de la presión de la luz solar, entonces la ligera presión no tiene ningún efecto sobre las partículas grandes. En este caso, los granos de polvo y las partículas que se desprenden de la superficie del núcleo del cometa se mueven con él a lo largo de la órbita del cometa. Y después de un tiempo llenan un cierto toro elíptico cuyo eje es la órbita de un cometa determinado. Y como el cometa Halley se mueve en su órbita actual desde hace más de cien mil años, significa que el enjambre de partículas de polvo que lo alberga se cerró hace mucho tiempo. Es cierto que esta acumulación de “polvo cósmico” no sólo está formada por partículas de polvo, sino también por fragmentos de materia cometaria que varían en tamaño, desde granos de arena hasta fragmentos y bloques, con un peso de varios kilogramos o toneladas, respectivamente.
Se conocen dos lluvias de meteoritos asociadas con el cometa Halley: las Acuáridas, observadas en mayo, y las Oridas, observadas en octubre.
Las observaciones del movimiento de estos enjambres de partículas han establecido que los meteoros modernos de las corrientes de las Acuáridas y las Oriónidas son generados por aquellas partículas que fueron expulsadas del cometa hace varios miles de años.
A su vez, el análisis de los datos sobre caídas de meteoritos desde 1800 hasta la actualidad ha revelado la periodicidad de estos eventos. Además, esta información contiene datos sobre períodos equivalentes a aproximadamente 75 años. Y esta cifra está muy cerca del período medio de revolución en su órbita del cometa Halley.
Los astrónomos explican esta periodicidad en la frecuencia de las caídas de meteoritos por el hecho de que los núcleos de los cometas están formados por muchos cuerpos individuales que, bajo la influencia de la gravedad del Sol, se desprenden uno tras otro...
Observemos otro hecho interesante relacionado con el cometa Halley. Por tanto, se cree que su núcleo es monolítico. Sin embargo, durante el paso del cometa Halley cerca de la Tierra en 1910, muchos observadores notaron fenómenos que indicaban la fragmentación de su núcleo.
Así, se observó que el núcleo del cometa estaba formado por varias formaciones brillantes que desaparecieron con bastante rapidez. Luego, el núcleo del cometa Halley volvió a encontrarse solo y luego se fragmentó nuevamente.
Además del cometa Halley, otros objetos celestes con cola han ganado considerable popularidad entre los astrónomos.
Por ejemplo, el cometa Biela es conocido por dividirse en dos partes antes de desaparecer por completo. Fue descubierto en 1772. Cuando fue visto nuevamente el 27 de febrero de 1826, los astrónomos pudieron calcular con bastante precisión su órbita. Y luego, con base en estos datos, se encontró que su período fue de 6,6 años.
Cuando el cometa apareció en 1846, ya estaba dividido en dos partes. Y después de otros 6,6 años, las dos mitades estaban a una distancia de más de dos millones de kilómetros, pero moviéndose en la misma órbita. Los dos cuerpos nunca más fueron vistos después de eso.
El cometa Shoemaker-Levy se hizo ampliamente conocido por estrellarse contra el planeta Júpiter en julio de 1994. Cuando fue fotografiado por primera vez el 25 de marzo de 1993, se encontraba en órbita alrededor de Júpiter con un período orbital de 2 años y era una cadena de unos 20 fragmentos individuales.
Los modelos matemáticos demostraron que este cometa orbitó alrededor de Júpiter durante varias décadas. Pero luego, bajo la influencia de las fuerzas de marea, durante un acercamiento cercano a Júpiter en julio de 1992, se separó. Este encuentro también provocó un cambio en las trayectorias de sus fragmentos, llevándolos a una colisión con el planeta.
Chocaron con Júpiter uno tras otro entre el 16 y el 22 de julio de 1994. Como resultado de este desastre, aparecieron grandes nubes oscuras en la atmósfera de Júpiter, que no desaparecieron durante varios meses. En la luz infrarroja también se notaban destellos brillantes...
Presumiblemente, los cometas de período largo llegan hasta nosotros desde la Nube de Oort, que contiene millones de núcleos cometarios. Los cuerpos ubicados en las afueras del sistema solar suelen estar formados por sustancias volátiles (agua, metano y otros hielos) que se evaporan al acercarse al Sol.
Hasta la fecha se han descubierto más de 400 cometas de periodo corto. De ellos, alrededor de 200 fueron observados durante más de un paso por el perihelio. Muchos de ellos pertenecen a las llamadas familias. Por ejemplo, aproximadamente 50 de los cometas de período más corto (su revolución completa alrededor del Sol dura entre 3 y 10 años) forman la familia de Júpiter. Un poco menos numerosas son las familias de Saturno, Urano y Neptuno (este último, en particular, incluye el famoso cometa Halley).
Los cometas que emergen de las profundidades del espacio parecen objetos nebulosos con una cola detrás de ellos, que a veces alcanzan una longitud de millones de kilómetros. El núcleo del cometa es un cuerpo de partículas sólidas y hielo envuelto en una envoltura nebulosa llamada coma. Un núcleo con un diámetro de varios kilómetros puede tener a su alrededor una coma de 80 mil kilómetros de diámetro. Los rayos de luz solar sacan partículas de gas del coma y las arrojan hacia atrás, arrastrándolas hacia una larga cola humeante que la arrastra detrás de ella en el espacio.
El brillo de los cometas depende en gran medida de su distancia al Sol. De todos los cometas, sólo una parte muy pequeña se acerca lo suficiente al Sol y a la Tierra como para poder ser vista a simple vista. Los más destacados a veces se denominan "grandes cometas".
La estructura de los cometas.
Los cometas se mueven en órbitas elípticas alargadas. Observe las dos colas diferentes.
Como regla general, los cometas consisten en una “cabeza”, un pequeño núcleo brillante rodeado por una capa ligera y brumosa (coma) compuesta de gases y polvo. A medida que los cometas brillantes se acercan al Sol, forman una "cola", una franja luminosa débil que, como resultado de la presión de la luz y la acción del viento solar, a menudo se dirige en la dirección opuesta a nuestra estrella.
Las colas de los cometas celestes varían en longitud y forma. Algunos cometas los tienen extendiéndose por todo el cielo. Por ejemplo, la cola de un cometa que apareció en 1944 [ especificar], tenía 20 millones de kilómetros de largo. Y el cometa C/1680 V1 tenía una cola que se extendía a lo largo de 240 millones de kilómetros.
Las colas de los cometas no tienen contornos nítidos y son casi transparentes (las estrellas son claramente visibles a través de ellas) ya que están formadas a partir de materia extremadamente enrarecida (su densidad es mucho menor que la densidad del gas liberado por un encendedor). Su composición es variada: gas o diminutas partículas de polvo, o una mezcla de ambos. La composición de la mayoría de los granos de polvo es similar a la del material de los asteroides del sistema solar, según revela el estudio del cometa Wild (2) realizado por la nave espacial Stardust. En esencia, esto es "nada visible": una persona puede observar las colas de los cometas sólo porque el gas y el polvo brillan. En este caso, el brillo del gas está asociado a su ionización por rayos ultravioleta y corrientes de partículas expulsadas de la superficie solar, y el polvo simplemente dispersa la luz solar.
La teoría de las colas y las formas de los cometas fue desarrollada a finales del siglo XIX por el astrónomo ruso Fedor Bredikhin (-). También pertenece a la clasificación de colas de cometas, que se utiliza en la astronomía moderna.
Bredikhin propuso clasificar las colas de los cometas en tres tipos principales: rectas y estrechas, dirigidas directamente desde el Sol; ancha y ligeramente curvada, desviándose del Sol; Corto, fuertemente inclinado desde la luminaria central.
Los astrónomos explican estas diferentes formas de colas de cometas de la siguiente manera. Las partículas que forman los cometas tienen diferentes composiciones y propiedades y responden de manera diferente a la radiación solar. Así, las trayectorias de estas partículas “divergen” en el espacio y las colas de los viajeros espaciales adquieren diferentes formas.
Los cometas se acercan
¿Qué son los cometas en sí? Los astrónomos pudieron comprenderlos perfectamente gracias a las exitosas "visitas" al cometa Halley de las naves espaciales Vega-1 y Vega-2 y del europeo Giotto. Numerosos instrumentos instalados en estos dispositivos transmitieron a la Tierra imágenes del núcleo del cometa y diversa información sobre su capa. Resultó que el núcleo del cometa Halley se compone principalmente de hielo ordinario (con pequeñas inclusiones de dióxido de carbono y hielo de metano), así como de partículas de polvo. Son ellos los que forman la capa del cometa y, a medida que se acerca al Sol, algunos de ellos, bajo la presión de los rayos solares y el viento solar, se convierten en cola.
Las dimensiones del núcleo del cometa Halley, como calcularon correctamente los científicos, son de varios kilómetros: 14 de longitud, 7,5 en dirección transversal.
El núcleo del cometa Halley tiene una forma irregular y gira alrededor de un eje que, como sugiere el astrónomo alemán Friedrich Bessel (-), es casi perpendicular al plano de la órbita del cometa. El período de rotación resultó ser de 53 horas, lo que también concordaba bien con los cálculos de los astrónomos.
Notas
Exploradores de cometas
Fundación Wikimedia. 2010.
Vea qué son los “cometas” en otros diccionarios:
Cuerpos celestes que aparecen ocasionalmente en el sistema solar. Son nebulosas brillantes con un núcleo brillante en su interior; la mayoría de las veces detrás de ellos hay un rastro ligero o, como se le llama, una cola; siempre está mirando en dirección opuesta al sol... ... Diccionario de palabras extranjeras de la lengua rusa.
- (griego, singular kometes, lit. de pelo largo) pequeños cuerpos del Sistema Solar con atmósferas no estacionarias extendidas (hasta cientos de millones de kilómetros). Los cuerpos físicos también se diferencian de otros cuerpos pequeños. química. y características orbitales. Se observa desde la Tierra... ... Enciclopedia física
- (Cometa) cuerpos celestes con forma de mancha nebulosa con un núcleo más o menos brillante en el medio; La mayoría de ellos van acompañados, además, de una franja brumosa bastante clara, llamada cola de cometa. Algunos de ellos aparecen en el arco... ... Diccionario Marino
cometas- Cuerpos celestes del Sistema Solar, que se mueven en órbitas muy alargadas, formadas por un núcleo helado y una “cola” gaseosa que se extiende a lo largo de un millón de kilómetros. [Diccionario de términos y conceptos geológicos. Universidad Estatal de Tomsk] Temas… … Guía del traductor técnico
- (del griego kometes estrella con cola, cometa; literalmente, de pelo largo) cuerpos del sistema solar, que tienen la apariencia de objetos nebulosos, generalmente con un ligero grupo de núcleo en el centro y una cola. Información general sobre los cometas. K. se observan cuando... Gran enciclopedia soviética
- (del griego komētēs, literalmente de pelo largo), los cuerpos del Sistema Solar se mueven en órbitas muy alargadas, a distancias considerables del Sol parecen manchas ovaladas débilmente luminosas, y a medida que se acercan al Sol aparecen. .. ... diccionario enciclopédico
Un cometa es un pequeño cuerpo celeste formado por hielo intercalado con polvo y restos de rocas. A medida que se acerca al Sol, el hielo comienza a evaporarse, dejando una cola detrás del cometa, que a veces se extiende por millones de kilómetros. La cola del cometa está hecha de polvo y gas.
órbita del cometa
Como regla general, la órbita de la mayoría de los cometas es una elipse. Sin embargo, las trayectorias circulares e hiperbólicas a lo largo de las cuales se mueven los cuerpos helados en el espacio exterior también son bastante raras.
Cometas pasando por el sistema solar
Muchos cometas pasan por el sistema solar. Centrémonos en los viajeros espaciales más famosos.
El cometa Arend-Roland Fue descubierto por primera vez por astrónomos en 1957.
cometa Halley pasa cerca de nuestro planeta una vez cada 75,5 años. Nombrado en honor al astrónomo británico Edmund Halley. Las primeras menciones de este cuerpo celeste se encuentran en textos antiguos chinos. Quizás el cometa más famoso de la historia de la civilización.
Cometa Donati Fue descubierto en 1858 por el astrónomo italiano Donati.
Cometa Ikeya-Seki Fue descubierto por astrónomos aficionados japoneses en 1965. Era brillante.
Cometa Lexel Fue descubierto en 1770 por el astrónomo francés Charles Messier.
Cometa Morehouse Fue descubierto por científicos estadounidenses en 1908. Es de destacar que en su estudio se utilizó por primera vez la fotografía. Se distinguía por la presencia de tres colas.
Cometa Hale-Bopp Fue visible en 1997 a simple vista.
Cometa Hyakutake Fue observado por científicos en 1996 a poca distancia de la Tierra.
El cometa Schwassmann-Wachmann Fue observado por primera vez por los astrónomos alemanes en 1927.
Los cometas "jóvenes" tienen un tinte azulado. Esto se debe a la presencia de una gran cantidad de hielo. A medida que el cometa orbita alrededor del sol, el hielo se derrite y el cometa adquiere un tono amarillento.
La mayoría de los cometas provienen del cinturón de Kuiper, que es una colección de cuerpos congelados que se encuentran cerca de Neptuno.
Si la cola del cometa es azul y está alejada del Sol, esto es evidencia de que está compuesto de gases. Si la cola es amarillenta y está orientada hacia el Sol, entonces contiene mucho polvo y otras impurezas que son atraídas por la estrella.
estudio de cometas
Los científicos obtienen información visual sobre los cometas a través de potentes telescopios. Sin embargo, en un futuro próximo (en 2014), está previsto lanzar la nave espacial Rosetta de la ESA para estudiar uno de los cometas. Se supone que el aparato permanecerá mucho tiempo cerca del cometa, acompañando al viajero espacial en su viaje alrededor del Sol.
Tenga en cuenta que la NASA lanzó anteriormente la nave espacial Deep Impact para colisionar con uno de los cometas del sistema solar. Actualmente, el dispositivo está en buenas condiciones y lo utiliza la NASA para estudiar cuerpos cósmicos helados.
