छोटी और लंबी अवधि के धूमकेतु. धूमकेतु की कक्षा और गति

धूमकेतु (प्राचीन ग्रीक से बालों वाला, झबरा) धुंधला दिखने वाला एक छोटा आकाशीय पिंड है, जो एक बहुत विस्तारित कक्षा के साथ एक शंक्वाकार खंड के साथ सूर्य के चारों ओर घूमता है। जैसे ही धूमकेतु सूर्य के करीब आता है, यह कोमा और कभी-कभी गैस और धूल की पूंछ बनाता है।

धूमकेतुओं को उनकी कक्षीय अवधि के अनुसार विभाजित किया गया है:

1. लघु अवधि
आज तक, 400 से अधिक छोटी अवधि के धूमकेतु खोजे जा चुके हैं। इनमें से लगभग 200 को एक से अधिक पेरीहेलियन मार्ग के दौरान देखा गया था। छोटी अवधि के धूमकेतु (200 वर्ष से कम की अवधि) बाहरी ग्रहों के क्षेत्र से आते हैं, जो क्रांतिवृत्त के करीब स्थित कक्षाओं में आगे की दिशा में चलते हैं। सूर्य से दूर, धूमकेतुओं में आमतौर पर "पूंछ" नहीं होती है, लेकिन कभी-कभी "नाभिक" के आसपास बमुश्किल दिखाई देने वाला "कोमा" होता है; साथ में उन्हें धूमकेतु का "प्रमुख" कहा जाता है। जैसे-जैसे यह सूर्य के निकट आता है, सिर बड़ा हो जाता है और पूँछ दिखाई देने लगती है। उनमें से कई तथाकथित परिवारों से हैं। उदाहरण के लिए, सबसे छोटी अवधि के अधिकांश धूमकेतु (सूर्य के चारों ओर उनकी पूर्ण परिक्रमा 3-10 साल तक चलती है) बृहस्पति परिवार का निर्माण करते हैं। संख्या में थोड़ा कम शनि, यूरेनस और नेपच्यून के परिवार हैं (बाद वाले में, विशेष रूप से, प्रसिद्ध धूमकेतु हैली शामिल है)।

परिवार:
- बृहस्पति का परिवार
-शनि परिवार
- यूरेनस परिवार
- नेप्च्यून परिवार

जब कोई धूमकेतु सूर्य के पास से गुजरता है, तो उसका कोर गर्म हो जाता है और बर्फ वाष्पित हो जाती है, जिससे गैस कोमा और पूंछ बन जाती है। ऐसी कई सैकड़ों या हजारों उड़ानों के बाद, कोर में कोई फ्यूज़िबल पदार्थ नहीं बचता है, और यह दिखाई देना बंद हो जाता है। छोटी अवधि के धूमकेतुओं के लिए जो नियमित रूप से सूर्य के पास आते हैं, इसका मतलब है कि उनकी आबादी दस लाख से भी कम वर्षों में अदृश्य हो जानी चाहिए। लेकिन हम उनका निरीक्षण करते हैं, इसलिए, "ताजा" धूमकेतुओं से पुनःपूर्ति लगातार आ रही है।
लघु अवधि के धूमकेतुओं की पुनःपूर्ति ग्रहों, मुख्य रूप से बृहस्पति द्वारा उनके "कब्जे" के परिणामस्वरूप होती है। पहले यह सोचा गया था कि ऊर्ट बादल से आने वाले लंबी अवधि के धूमकेतुओं को पकड़ लिया गया था, लेकिन अब यह माना जाता है कि उनका स्रोत एक हास्य डिस्क है जिसे "आंतरिक ऊर्ट बादल" कहा जाता है। सिद्धांत रूप में, ऊर्ट बादल का विचार नहीं बदला है, लेकिन गणना से पता चला है कि गैलेक्सी के ज्वारीय प्रभाव और अंतरतारकीय गैस के विशाल बादलों के प्रभाव से इसे बहुत जल्दी नष्ट कर देना चाहिए। पुनःपूर्ति के एक स्रोत की आवश्यकता है. ऐसा स्रोत अब आंतरिक ऊर्ट बादल माना जाता है, जो ज्वारीय प्रभावों के प्रति अधिक प्रतिरोधी है और इसमें ऊर्ट द्वारा अनुमानित बाहरी बादल की तुलना में अधिक परिमाण के धूमकेतु शामिल हैं। सौर मंडल के प्रत्येक बड़े अंतरतारकीय बादल के करीब पहुंचने के बाद, बाहरी ऊर्ट बादल से धूमकेतु अंतरतारकीय अंतरिक्ष में बिखर जाते हैं, और उन्हें आंतरिक बादल से धूमकेतु द्वारा प्रतिस्थापित किया जाता है।
किसी धूमकेतु का लगभग परवलयिक कक्षा से छोटी अवधि की कक्षा में संक्रमण तब होता है जब वह पीछे से ग्रह को पकड़ लेता है। आमतौर पर, धूमकेतु को एक नई कक्षा में पकड़ने के लिए ग्रह प्रणाली से कई बार गुजरना पड़ता है। धूमकेतु की परिणामी कक्षा में आमतौर पर कम झुकाव और उच्च विलक्षणता होती है। धूमकेतु इसके साथ आगे की दिशा में चलता है, और इसकी कक्षा का अपसौर (सूर्य से सबसे दूर का बिंदु) उस ग्रह की कक्षा के करीब होता है जिसने इसे पकड़ लिया था। ये सैद्धांतिक विचार धूमकेतु कक्षाओं के आँकड़ों से पूरी तरह पुष्ट होते हैं।

2. दीर्घकाल
संभवतः, लंबी अवधि के धूमकेतु ऊर्ट क्लाउड से हमारे पास आते हैं, जिसमें बड़ी संख्या में धूमकेतु नाभिक होते हैं। सौर मंडल के बाहरी इलाके में स्थित पिंड, एक नियम के रूप में, अस्थिर पदार्थों (पानी, मीथेन और अन्य बर्फ) से बने होते हैं जो सूर्य के करीब आने पर वाष्पित हो जाते हैं। लंबी अवधि के धूमकेतु (200 वर्ष से अधिक की कक्षीय अवधि के साथ) सबसे दूर के ग्रहों की तुलना में हजारों गुना दूर के क्षेत्रों से आते हैं, और उनकी कक्षाएँ सभी प्रकार के कोणों पर झुकी हुई होती हैं।
अनेक धूमकेतु इसी वर्ग के हैं। चूँकि उनकी परिक्रमा अवधि लाखों वर्ष है, उनमें से केवल दस-हजारवाँ हिस्सा ही एक शताब्दी के दौरान सूर्य के आसपास दिखाई देता है। 20वीं सदी में ऐसे लगभग 250 धूमकेतु देखे गए; इसलिए, कुल मिलाकर इनकी संख्या लाखों में है। इसके अलावा, सभी धूमकेतु दृश्यमान होने के लिए सूर्य के इतने करीब नहीं आते हैं: यदि धूमकेतु की कक्षा का पेरीहेलियन (सूर्य के निकटतम बिंदु) बृहस्पति की कक्षा से परे है, तो इसे नोटिस करना लगभग असंभव है।
इसे ध्यान में रखते हुए, 1950 में जन ऊर्ट ने सुझाव दिया कि सूर्य के चारों ओर का स्थान 20-100 हजार AU की दूरी पर हो। (खगोलीय इकाई: 1 एयू = 150 मिलियन किमी, पृथ्वी से सूर्य की दूरी) धूमकेतु नाभिक से भरा है, जिसकी संख्या 10 12 अनुमानित है, और कुल द्रव्यमान 1-100 पृथ्वी द्रव्यमान है। ऊर्ट "धूमकेतु बादल" की बाहरी सीमा इस तथ्य से निर्धारित होती है कि सूर्य से इस दूरी पर धूमकेतु की गति पड़ोसी सितारों और अन्य विशाल वस्तुओं के आकर्षण से काफी प्रभावित होती है। तारे सूर्य के सापेक्ष गति करते हैं, धूमकेतुओं पर उनका परेशान करने वाला प्रभाव बदल जाता है, और इससे धूमकेतु कक्षाओं का विकास होता है। तो, संयोग से, एक धूमकेतु सूर्य के करीब से गुजरते हुए एक कक्षा में समाप्त हो सकता है, लेकिन अगली क्रांति में इसकी कक्षा थोड़ी बदल जाएगी, और धूमकेतु सूर्य से दूर चला जाएगा। हालाँकि, इसके बजाय, "नए" धूमकेतु लगातार ऊर्ट बादल से सूर्य के आसपास गिरेंगे।

गहरे अंतरिक्ष से आने वाले धूमकेतु धुंधली वस्तुओं की तरह दिखते हैं जिनके पीछे एक पूंछ होती है, जो कभी-कभी कई मिलियन किलोमीटर की लंबाई तक पहुंच जाती है। धूमकेतु का केंद्रक ठोस कणों और बर्फ का एक पिंड है जो एक धुंधले खोल में ढका होता है जिसे कोमा कहा जाता है। कई किलोमीटर व्यास वाले एक कोर के चारों ओर 80 हजार किलोमीटर व्यास वाला कोमा हो सकता है। सूरज की रोशनी की धाराएँ गैस के कणों को कोमा से बाहर निकालती हैं और उन्हें वापस फेंक देती हैं, उन्हें एक लंबी धुएँ वाली पूंछ में खींच लेती हैं जो अंतरिक्ष में उसके पीछे चलती है।
धूमकेतुओं की चमक बहुत हद तक सूर्य से उनकी दूरी पर निर्भर करती है। सभी धूमकेतुओं में से, केवल एक बहुत छोटा हिस्सा ही सूर्य और पृथ्वी के इतना करीब आता है कि उसे नग्न आंखों से देखा जा सके। इनमें से सबसे प्रमुख को कभी-कभी "महान धूमकेतु" कहा जाता है।
हमारे द्वारा देखे गए कई उल्कापिंड ("टूटते तारे") हास्य मूल के हैं। ये धूमकेतु द्वारा खोए गए कण हैं जो किसी ग्रह के वायुमंडल में प्रवेश करते ही जल जाते हैं।

कक्षा और गति

धूमकेतु के केन्द्रक की गति पूर्णतः सूर्य के आकर्षण से निर्धारित होती है। सौर मंडल के किसी भी अन्य पिंड की तरह, धूमकेतु की कक्षा का आकार उसकी गति और सूर्य से दूरी पर निर्भर करता है। किसी पिंड की औसत गति सूर्य से उसकी औसत दूरी के वर्गमूल के व्युत्क्रमानुपाती होती है (ए)। यदि गति हमेशा सूर्य से पिंड की ओर निर्देशित त्रिज्या वेक्टर के लंबवत होती है, तो कक्षा गोलाकार होती है, और दूरी a पर गति को गोलाकार गति (υc) कहा जाता है। परवलयिक कक्षा (υp) के साथ सूर्य के गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र से भागने की गति इस दूरी पर वृत्ताकार गति से √2 गुना अधिक है। यदि धूमकेतु की गति υp से कम है, तो यह सूर्य के चारों ओर अण्डाकार कक्षा में घूमता है और कभी भी सौर मंडल नहीं छोड़ता है। लेकिन यदि गति υp से अधिक हो जाती है, तो धूमकेतु एक बार सूर्य के पास से गुजरता है और इसे हमेशा के लिए छोड़ देता है, एक अतिशयोक्तिपूर्ण कक्षा के साथ आगे बढ़ता है। अधिकांश धूमकेतुओं की कक्षाएँ अण्डाकार होती हैं, इसलिए वे सौर मंडल से संबंधित होते हैं। सच है, कई धूमकेतुओं के लिए ये बहुत लंबे दीर्घवृत्त होते हैं, एक परवलय के करीब; उनके साथ, धूमकेतु सूर्य से बहुत दूर और लंबे समय तक दूर चले जाते हैं।

सौर मंडल में धूमकेतु

यह चित्र दो धूमकेतुओं की अण्डाकार कक्षाओं के साथ-साथ ग्रहों की लगभग गोलाकार कक्षाओं और एक परवलयिक कक्षा को दर्शाता है। पृथ्वी को सूर्य से अलग करने वाली दूरी पर, वृत्ताकार गति 29.8 किमी/सेकेंड है, और परवलयिक गति 42.2 किमी/सेकेंड है। पृथ्वी के निकट, धूमकेतु एन्के की गति 37.1 किमी/सेकेंड है, और धूमकेतु हैली की गति 41.6 किमी/सेकेंड है; यही कारण है कि धूमकेतु हैली धूमकेतु एन्के की तुलना में सूर्य से बहुत दूर चला जाता है।
गैसीय उर्ध्वपातन उत्पाद धूमकेतु के नाभिक पर प्रतिक्रियाशील दबाव डालते हैं (फायरिंग के दौरान बंदूक की पुनरावृत्ति के समान), जिससे कक्षा का विकास होता है। गैस का सबसे सक्रिय बहिर्वाह कोर के गर्म "दोपहर" पक्ष से होता है। इसलिए, कोर पर दबाव बल की दिशा सौर किरणों और सौर गुरुत्वाकर्षण की दिशा से मेल नहीं खाती है। यदि नाभिक का अक्षीय घूर्णन और उसकी कक्षीय क्रांति एक ही दिशा में होती है, तो समग्र रूप से गैस का दबाव नाभिक की गति को तेज कर देता है, जिससे कक्षा में वृद्धि होती है। यदि घूर्णन और परिसंचरण विपरीत दिशाओं में होता है, तो धूमकेतु की गति धीमी हो जाती है और कक्षा छोटी हो जाती है। यदि ऐसे धूमकेतु को शुरू में बृहस्पति ने पकड़ लिया था, तो कुछ समय बाद इसकी कक्षा पूरी तरह से आंतरिक ग्रहों के क्षेत्र में होती है। धूमकेतु एन्के के साथ संभवतः यही हुआ है।

धूमकेतुओं का नामकरण

पिछली शताब्दियों में, धूमकेतुओं के नामकरण के नियमों को बार-बार बदला और स्पष्ट किया गया है। 20वीं शताब्दी की शुरुआत तक, अधिकांश धूमकेतुओं का नाम उनकी खोज के वर्ष के अनुसार रखा जाता था, कभी-कभी उस वर्ष कई धूमकेतु होने पर चमक या वर्ष के मौसम के संबंध में अतिरिक्त स्पष्टीकरण भी दिए जाते थे। उदाहरण के लिए, "1680 का महान धूमकेतु", "1882 का महान सितंबर धूमकेतु", "1910 का दिवस धूमकेतु" ("1910 का महान जनवरी धूमकेतु")।
हैली द्वारा यह साबित करने के बाद कि 1531, 1607 और 1682 के धूमकेतु एक ही धूमकेतु थे, और 1759 में इसकी वापसी की भविष्यवाणी की गई, इस धूमकेतु को हैली धूमकेतु के रूप में जाना जाने लगा। इसके अलावा, दूसरे और तीसरे ज्ञात आवधिक धूमकेतु को उन वैज्ञानिकों के सम्मान में एनके और बीला नाम मिला, जिन्होंने धूमकेतु की कक्षा की गणना की थी, इस तथ्य के बावजूद कि पहला धूमकेतु मेचेन द्वारा देखा गया था, और दूसरा 18 वीं शताब्दी में मेसियर द्वारा देखा गया था। बाद में, आवधिक धूमकेतुओं का नाम आमतौर पर उनके खोजकर्ताओं के नाम पर रखा गया। केवल एक पेरीहेलियन मार्ग के दौरान देखे गए धूमकेतुओं को उनकी उपस्थिति के वर्ष के अनुसार नामित किया जाता रहा।
20वीं सदी की शुरुआत में, जब धूमकेतुओं की खोज एक लगातार घटना बन गई, तो धूमकेतुओं के नामकरण के लिए एक परंपरा विकसित की गई, जो आज भी वैध है। किसी धूमकेतु का नाम तीन स्वतंत्र पर्यवेक्षकों द्वारा खोजे जाने के बाद ही रखा जाता है। हाल के वर्षों में, वैज्ञानिकों की बड़ी टीमों द्वारा संचालित उपकरणों का उपयोग करके कई धूमकेतुओं की खोज की गई है। ऐसे मामलों में, धूमकेतुओं का नाम उनके उपकरणों के नाम पर रखा जाता है। उदाहरण के लिए, धूमकेतु सी/1983 एच1 (आईआरएएस - अराकी - एल्कॉक) की खोज स्वतंत्र रूप से आईआरएएस उपग्रह और शौकिया खगोलविदों जेनिची अराकी और जॉर्ज एल्कॉक द्वारा की गई थी। अतीत में, यदि खगोलविदों का एक समूह कई धूमकेतुओं की खोज करता था, तो नामों में एक संख्या जोड़ दी जाती थी (लेकिन केवल आवधिक धूमकेतुओं के लिए), जैसे धूमकेतु शूमेकर-लेवी 1-9। कई धूमकेतु अब कई उपकरणों द्वारा खोजे जा रहे हैं, जिससे ऐसी प्रणाली अव्यवहारिक हो गई है। इसके बजाय, धूमकेतुओं के नामकरण के लिए एक विशेष प्रणाली का उपयोग किया जाता है।
1994 से पहले, धूमकेतुओं को पहली बार अस्थायी पदनाम दिया गया था जिसमें उनकी खोज का वर्ष और एक लैटिन लोअरकेस अक्षर शामिल था जो उस क्रम को इंगित करता है जिसमें उन्हें किसी दिए गए वर्ष में खोजा गया था (उदाहरण के लिए, धूमकेतु 1969i 1969 में खोजा गया नौवां धूमकेतु था)। धूमकेतु के पेरिहेलियन से गुजरने के बाद, इसकी कक्षा विश्वसनीय रूप से स्थापित हो गई, जिसके बाद धूमकेतु को एक स्थायी पदनाम प्राप्त हुआ, जिसमें पेरिहेलियन पारित होने का वर्ष और एक रोमन अंक शामिल था जो किसी दिए गए वर्ष में पेरिहेलियन पारित होने के क्रम को दर्शाता है। इसलिए धूमकेतु 1969i को स्थायी पदनाम 1970 II दिया गया (1970 में पेरीहेलियन से गुजरने वाला दूसरा धूमकेतु)।
जैसे-जैसे खोजे गए धूमकेतुओं की संख्या बढ़ती गई, यह प्रक्रिया बहुत असुविधाजनक हो गई। 1994 में, अंतर्राष्ट्रीय खगोलीय संघ ने धूमकेतुओं के नामकरण के लिए एक नई प्रणाली को मंजूरी दी। वर्तमान में, धूमकेतु के नाम में खोज का वर्ष, खोज वाले महीने के आधे हिस्से को दर्शाने वाला एक अक्षर और महीने के उस आधे हिस्से में खोज की संख्या शामिल होती है। यह प्रणाली क्षुद्रग्रहों के नामकरण के लिए उपयोग की जाने वाली प्रणाली के समान है। इस प्रकार, फरवरी 2006 के उत्तरार्ध में खोजे गए चौथे धूमकेतु को पदनाम 2006 D4 प्राप्त हुआ। धूमकेतु के नाम के पहले एक उपसर्ग लगाया जाता है जो धूमकेतु की प्रकृति को दर्शाता है। निम्नलिखित उपसर्गों का उपयोग किया जाता है:

पी/ - अल्पावधि धूमकेतु (अर्थात, एक धूमकेतु जिसकी अवधि 200 वर्ष से कम है, या जिसे दो या अधिक पेरीहेलियन मार्गों पर देखा गया था);
सी/ - लंबी अवधि का धूमकेतु;
एक्स/ - एक धूमकेतु जिसके लिए एक विश्वसनीय कक्षा की गणना नहीं की जा सकी (आमतौर पर ऐतिहासिक धूमकेतुओं के लिए);
डी/ - धूमकेतु ढह गए हैं या खो गए हैं;
ए/ - वस्तुएं जिन्हें गलती से धूमकेतु समझ लिया गया था, लेकिन वास्तव में वे क्षुद्रग्रह निकले।

उदाहरण के लिए, धूमकेतु हेल-बोप को C/1995 O1 नामित किया गया था। आमतौर पर, पेरीहेलियन के दूसरे देखे गए मार्ग के बाद, आवधिक धूमकेतुओं को एक क्रम संख्या प्राप्त होती है। इस प्रकार, हैली धूमकेतु पहली बार 1682 में खोजा गया था। आधुनिक प्रणाली के अनुसार उस रूप में इसका पदनाम 1P/1682 Q1 है। जिन धूमकेतुओं को पहली बार क्षुद्रग्रहों के रूप में खोजा गया था, वे एक अक्षर पदनाम बरकरार रखते हैं। उदाहरण के लिए, P/2004 EW38 (कैटालिना-रैखिक)।

धूमकेतु की संरचना

धूमकेतु में शामिल हैं:
1. कोर
2. कोमा
3. पूँछ

कोमा के केंद्र में एक कोर होता है - एक ठोस पिंड या कई किलोमीटर व्यास वाला पिंडों का समूह। धूमकेतु का लगभग सारा द्रव्यमान उसके नाभिक में केंद्रित है; यह द्रव्यमान पृथ्वी से अरबों गुना कम है। एफ. व्हिपल के मॉडल के अनुसार, धूमकेतु के नाभिक में विभिन्न बर्फों का मिश्रण होता है, मुख्य रूप से जमे हुए कार्बन डाइऑक्साइड, अमोनिया और धूल के मिश्रण के साथ पानी की बर्फ। इस मॉडल की पुष्टि 1985-1986 में धूमकेतु हैली और जियाकोबिनी-ज़िनर के नाभिक के पास अंतरिक्ष यान से प्राप्त खगोलीय अवलोकन और प्रत्यक्ष माप दोनों से होती है।
धूमकेतु नाभिक सौर मंडल के प्राथमिक पदार्थ के अवशेष हैं, जो प्रोटोप्लेनेटरी डिस्क बनाते हैं। इसलिए, उनका अध्ययन पृथ्वी सहित ग्रहों के निर्माण की तस्वीर को बहाल करने में मदद करता है। सिद्धांत रूप में, कुछ धूमकेतु अंतरतारकीय अंतरिक्ष से हमारे पास आ सकते हैं, लेकिन अभी तक ऐसे एक भी धूमकेतु की विश्वसनीय रूप से पहचान नहीं की गई है।
जब कोई धूमकेतु सूर्य के पास आता है, तो उसका कोर गर्म हो जाता है और बर्फ उर्ध्वपातित हो जाती है, अर्थात। बिना पिघले वाष्पित हो जाना। परिणामस्वरूप गैस नाभिक से सभी दिशाओं में बिखर जाती है, धूल के कणों को अपने साथ ले जाती है और कोमा का निर्माण करती है। सूर्य के प्रकाश से नष्ट हुए पानी के अणु धूमकेतु के केंद्रक के चारों ओर एक विशाल हाइड्रोजन कोरोना बनाते हैं। धूमकेतु के विरल पदार्थ पर सौर आकर्षण के अतिरिक्त प्रतिकारक बल भी कार्य करते हैं, जिसके कारण पूँछ का निर्माण होता है। तटस्थ अणु, परमाणु और धूल के कण सूर्य के प्रकाश के दबाव से प्रभावित होते हैं, जबकि आयनित अणु और परमाणु सौर हवा के दबाव से अधिक प्रभावित होते हैं।

1985-1986 में धूमकेतुओं के प्रत्यक्ष अध्ययन के बाद पूंछ बनाने वाले कणों का व्यवहार अधिक स्पष्ट हो गया। आवेशित कणों से युक्त प्लाज्मा टेल में विभिन्न ध्रुवता के दो क्षेत्रों के साथ एक जटिल चुंबकीय संरचना होती है। सूर्य की ओर कोमा के किनारे पर, एक फ्रंटल शॉक वेव बनती है, जो उच्च प्लाज्मा गतिविधि को प्रदर्शित करती है।
हालाँकि पूंछ और कोमा में धूमकेतु के द्रव्यमान का दस लाखवें हिस्से से भी कम होता है, 99.9% प्रकाश इन गैस संरचनाओं से आता है, और केवल 0.1% नाभिक से आता है। तथ्य यह है कि कोर बहुत सघन है और इसमें परावर्तन गुणांक (अल्बेडो) भी कम है।

धूमकेतुओं के मुख्य गैस घटकों को उनकी सामग्री के अवरोही क्रम में सूचीबद्ध किया गया है। धूमकेतुओं की पूंछ में गैस की गति से पता चलता है कि यह गैर-गुरुत्वाकर्षण बलों से काफी प्रभावित है। गैस की चमक सौर विकिरण से उत्तेजित होती है।
परमाणुओं	अणुओं	आयनों
धूमकेतु के गैस घटक

धूमकेतु द्वारा खोए गए कण अपनी कक्षाओं में घूमते हैं और, ग्रहों के वायुमंडल में प्रवेश करते हुए, उल्काओं ("शूटिंग सितारों") के निर्माण का कारण बनते हैं। हमारे द्वारा देखे गए अधिकांश उल्कापिंड धूमकेतु कणों से जुड़े हैं। कभी-कभी धूमकेतुओं का विनाश अधिक विनाशकारी होता है। 1826 में खोजा गया धूमकेतु बिजेला 1845 में पर्यवेक्षकों के सामने दो भागों में विभाजित हो गया। जब इस धूमकेतु को आखिरी बार 1852 में देखा गया था तो इसके नाभिक के टुकड़े एक दूसरे से लाखों किलोमीटर दूर थे। परमाणु विखंडन आमतौर पर धूमकेतु के पूर्ण विघटन की शुरुआत करता है। 1872 और 1885 में, जब बिजेला धूमकेतु, यदि उसे कुछ नहीं हुआ होता, पृथ्वी की कक्षा को पार कर गया होता, तो असामान्य रूप से भारी उल्कापात देखा गया।
आइए आपको धूमकेतु की संरचना के प्रत्येक तत्व के बारे में अधिक विस्तार से बताएं:

मुख्य

नाभिक धूमकेतु का वह ठोस भाग है जिसमें उसका लगभग सारा द्रव्यमान संकेंद्रित होता है। धूमकेतुओं के नाभिक वर्तमान में दूरबीन अवलोकन के लिए दुर्गम हैं, क्योंकि वे लगातार बनने वाले चमकदार पदार्थ द्वारा छिपे हुए हैं।
सबसे आम व्हिपल मॉडल के अनुसार, कोर उल्कापिंड पदार्थ ("गंदे स्नोबॉल" सिद्धांत) के कणों के साथ बर्फ का मिश्रण है। इस संरचना के साथ, जमी हुई गैसों की परतें धूल की परतों के साथ वैकल्पिक होती हैं। जैसे-जैसे गैसें गर्म होती हैं, वे वाष्पित हो जाती हैं और अपने साथ धूल के बादल ले जाती हैं। यह धूमकेतुओं में गैस और धूल की पूँछों के निर्माण की व्याख्या करता है।
2005 में लॉन्च किए गए अमेरिकी स्वचालित स्टेशन डीप इम्पैक्ट का उपयोग करके किए गए अध्ययनों के अनुसार, कोर में बहुत ढीली सामग्री होती है और यह धूल का एक ढेर होता है जिसमें छिद्र 80% मात्रा में होते हैं।
धूमकेतु के नाभिक में ब्रह्मांडीय धूल और जमे हुए अस्थिर यौगिकों के साथ बर्फ शामिल है: कार्बन मोनोऑक्साइड और डाइऑक्साइड, मीथेन, अमोनिया।

सौर मंडल में धूमकेतु

कोर में एल्बिडो काफी कम है, लगभग 4%। मुख्य परिकल्पना के अनुसार, इसे बर्फ के वाष्पीकरण के दौरान गठित धूल मैट्रिक्स की उपस्थिति और सतह पर धूल के कणों के संचय द्वारा समझाया गया है, जैसे पृथ्वी पर ग्लेशियरों के पीछे हटने के दौरान सतह मोराइन की परत बढ़ती है। गियट्टो जांच द्वारा धूमकेतु हैली के एक अध्ययन में पाया गया कि यह उस पर पड़ने वाले प्रकाश का केवल 4% प्रतिबिंबित करता है, और डीप स्पेस 1 ने धूमकेतु बोरेली के अल्बेडो को मापा, जो केवल 2.5-3.0% था। ऐसे सुझाव भी हैं कि सतह धूल मैट्रिक्स से नहीं, बल्कि टार या बिटुमेन जैसे गहरे रंग के जटिल कार्बनिक यौगिकों के मैट्रिक्स से ढकी हुई है। काल्पनिक रूप से, कुछ धूमकेतुओं पर, समय के साथ, ऊर्ध्वपातन की समाप्ति के साथ, गतिविधि ख़त्म हो सकती है।
आज तक, ऐसे कुछ धूमकेतु हैं जिनके नाभिक को सीधे देखा गया है। अंतरिक्ष यान के उपयोग से उनके कोमा और नाभिक का सीधे अध्ययन करना और क्लोज़-अप छवियां प्राप्त करना संभव हो गया।

धूमकेतु से मिलना

- हैली धूमकेतुअंतरिक्ष यान द्वारा खोजा गया पहला धूमकेतु बन गया। 6 और 9 मार्च, 1986 को वेगा-1 और वेगा-2 धूमकेतु के केंद्रक से 8890 और 8030 किमी की दूरी से गुजरे। उन्होंने आंतरिक प्रभामंडल की 1,500 छवियां प्रसारित कीं और, इतिहास में पहली बार, कोर की तस्वीरें, और कई वाद्य अवलोकन किए। उनकी टिप्पणियों के लिए धन्यवाद, अगले अंतरिक्ष यान, यूरोपीय अंतरिक्ष एजेंसी की गियोटो जांच की कक्षा को समायोजित करना संभव हो गया, जिससे 14 मार्च को 605 किमी की दूरी तक और भी करीब उड़ान भरना संभव हो गया। दो जापानी अंतरिक्ष यान ने भी धूमकेतु के अध्ययन में योगदान दिया: सुइसी (8 मार्च को उड़ान, 150 हजार किमी) और साकिगाके (10 मार्च, 7 मिलियन किमी, पिछले अंतरिक्ष यान का मार्गदर्शन करने के लिए उपयोग किया गया था)। 1986 में हैली के पारित होने के दौरान हैली धूमकेतु का पता लगाने वाले इन सभी 5 अंतरिक्ष यानों को अनौपचारिक नाम "हैलीज़ आर्मडा" मिला। - साथ धूमकेतु बोरेली 21 सितंबर 2001 को, डीप स्पेस 1 अंतरिक्ष यान ने धूमकेतु के नाभिक की उस समय की सबसे अच्छी छवियां प्राप्त करते हुए संपर्क किया। - धूमकेतु जंगली 2 2004 में स्टारडस्ट अंतरिक्ष यान द्वारा इसकी खोज की गई थी। 240 किमी तक की दूरी पर दृष्टिकोण के दौरान, कोर का व्यास (5 किमी) निर्धारित किया गया था, और इसकी सतह से निकलने वाली गैस के 10 जेट दर्ज किए गए थे। - धूमकेतु टेम्पलनासा के डीप इम्पैक्ट मिशन का प्राथमिक फोकस था। 4 जुलाई 2005 को, जारी इम्पैक्टर जांच कोर से टकरा गई, जिससे लगभग 10 हजार टन की मात्रा वाली चट्टान बाहर निकल गई। - धूमकेतु हार्टलेनासा डीप इम्पैक्ट मिशन के अध्ययन का दूसरा उद्देश्य था, दृष्टिकोण 4 नवंबर 2010 को 700 किमी की दूरी तक हुआ। शक्तिशाली जेट देखे गए, जिनमें धूमकेतु की सामग्री के बास्केटबॉल के आकार के बड़े टुकड़े थे। - परिक्रमा के लिए धूमकेतु चुरुमोव-गेरासिमेंको 2014 में, रोसेटा अंतरिक्ष यान लॉन्च किया गया था; नवंबर 2014 में, मूल मॉड्यूल को कोर पर उतारने की योजना बनाई गई है।

धूमकेतु से मिलना

धूमकेतु के नाभिक के आकार का अनुमान उस समय के अवलोकन से लगाया जा सकता है जब यह सूर्य से बहुत दूर है और गैस और धूल के आवरण में नहीं ढका हुआ है। इस मामले में, प्रकाश केवल कोर की ठोस सतह से परावर्तित होता है, और इसकी स्पष्ट चमक क्रॉस-अनुभागीय क्षेत्र और परावर्तन (अल्बेडो) पर निर्भर करती है।
ऊर्ध्वपातन - किसी पदार्थ का ठोस से गैसीय अवस्था में संक्रमण धूमकेतुओं की भौतिकी के लिए महत्वपूर्ण है। धूमकेतुओं की चमक और उत्सर्जन स्पेक्ट्रा के मापन से पता चला है कि मुख्य बर्फ का पिघलना 2.5-3.0 एयू की दूरी पर शुरू होता है, जैसा कि होना चाहिए अगर बर्फ मुख्य रूप से पानी हो। धूमकेतु हैली और जियाकोबिनी-ज़िनर के अध्ययन से इसकी पुष्टि हुई। जैसे ही धूमकेतु सूर्य के पास पहुंचता है, सबसे पहले देखी गई गैसें (सीएन, सी 2) संभवतः पानी की बर्फ में घुल जाती हैं और गैस हाइड्रेट्स (क्लैथ्रेट) बनाती हैं। यह "मिश्रित" बर्फ कैसे ऊर्ध्वपातित होगी यह काफी हद तक पानी की बर्फ के थर्मोडायनामिक गुणों पर निर्भर करता है। धूल-बर्फ मिश्रण का ऊर्ध्वपातन कई चरणों में होता है। गैस की धाराएं और उनके द्वारा उठाए गए छोटे और रोएंदार धूल के कण कोर को छोड़ देते हैं, क्योंकि इसकी सतह पर आकर्षण बेहद कमजोर होता है। लेकिन गैस का प्रवाह घने या आपस में जुड़े भारी धूल कणों को दूर नहीं ले जाता है और धूल की परत बन जाती है। फिर सूर्य की किरणें धूल की परत को गर्म करती हैं, गर्मी अंदर चली जाती है, बर्फ उर्ध्वपातित हो जाती है, और गैस का प्रवाह धूल की परत को तोड़ता है। ये प्रभाव 1986 में हैली धूमकेतु के अवलोकन के दौरान स्पष्ट हो गए: सूर्य द्वारा प्रकाशित धूमकेतु के नाभिक के कुछ ही क्षेत्रों में गैस का ऊर्ध्वपातन और बहिर्वाह हुआ। ऐसी संभावना है कि इन क्षेत्रों में बर्फ़ फैली हुई थी, जबकि शेष सतह परत से ढकी हुई थी। उत्सर्जित गैस और धूल धूमकेतु के केंद्रक के चारों ओर अवलोकनीय संरचनाएँ बनाते हैं।

प्रगाढ़ बेहोशी

धूल के कण और तटस्थ अणुओं की गैस धूमकेतु का लगभग गोलाकार कोमा बनाते हैं। आमतौर पर कोमा नाभिक से 100 हजार से 10 लाख किमी तक फैला होता है। हल्का दबाव कोमा को विकृत कर सकता है, इसे सौर-विरोधी दिशा में खींच सकता है।

कोमा एक हल्का, धुँधला, कप के आकार का खोल है जो गैसों और धूल से बना होता है। कोमा, नाभिक के साथ मिलकर, धूमकेतु का सिर बनाता है। अक्सर, कोमा में तीन मुख्य भाग होते हैं:
- आंतरिक कोमा(आण्विक, रासायनिक और फोटोकैमिकल)। सबसे तीव्र भौतिक और रासायनिक प्रक्रियाएँ यहाँ होती हैं।
- दृश्यमान कोमा(कट्टरपंथी कोमा)।
- पराबैंगनी कोमा(परमाणु)।

धूमकेतु C/2001 Q4 की छवि (NEAT)

सौर मंडल में धूमकेतु

चूंकि कोर बर्फ ज्यादातर पानी है, कोमा में मुख्य रूप से एच 2 ओ अणु होते हैं। फोटोडिसोसिएशन एच 2 ओ को एच और ओएच में तोड़ देता है, और फिर ओएच को ओ और एच में तोड़ देता है। तेजी से हाइड्रोजन परमाणु आयनित होने से पहले नाभिक से दूर उड़ जाते हैं, और एक हाइड्रोजन कोरोना बनाते हैं, जिसका स्पष्ट आकार अक्सर सौर डिस्क से अधिक होता है।

पूँछ

धूमकेतु की पूँछ धूमकेतु की धूल और गैस का एक लम्बा निशान है, जो धूमकेतु के सूर्य के निकट आने पर बनता है और उस पर सूर्य के प्रकाश के प्रकीर्णन के कारण दिखाई देता है। आमतौर पर सूर्य से दूर निर्देशित।
जैसे ही कोई धूमकेतु सूर्य के पास आता है, कम क्वथनांक वाले अस्थिर पदार्थ, जैसे पानी, मोनोऑक्साइड, कार्बन मोनोऑक्साइड, मीथेन, नाइट्रोजन और संभवतः अन्य जमी हुई गैसें, इसके नाभिक की सतह से ऊर्ध्वपातन शुरू कर देते हैं। यह प्रक्रिया कोमा के गठन की ओर ले जाती है। इस गंदी बर्फ के वाष्पीकरण से धूल के कण निकलते हैं जो कोर से गैस बनते हैं। कोमा में गैस के अणु सूर्य के प्रकाश को अवशोषित करते हैं और फिर इसे अलग-अलग तरंग दैर्ध्य पर फिर से उत्सर्जित करते हैं (इस घटना को प्रतिदीप्ति कहा जाता है), और धूल के कण तरंग दैर्ध्य को बदले बिना सूर्य के प्रकाश को अलग-अलग दिशाओं में बिखेर देते हैं। इन दोनों प्रक्रियाओं के परिणामस्वरूप कोमा बाहरी पर्यवेक्षक को दिखाई देने लगता है।
इस तथ्य के बावजूद कि धूमकेतु के द्रव्यमान का दस लाखवें से भी कम हिस्सा पूंछ और कोमा में केंद्रित है, जब धूमकेतु आकाश से गुजरता है तो लगभग 99.9% चमक हम इन गैस संरचनाओं से आते हैं। तथ्य यह है कि कोर बहुत कॉम्पैक्ट है और इसमें कम प्रतिबिंब गुणांक (अल्बेडो) है।
धूमकेतु की पूँछें लंबाई और आकार में भिन्न-भिन्न होती हैं। कुछ धूमकेतु पूरे आकाश में फैले हुए हैं। उदाहरण के लिए, 1944 में दिखाई देने वाले धूमकेतु की पूंछ 20 मिलियन किमी लंबी थी। और धूमकेतु C/1680 V1 की पूंछ 240 मिलियन किमी तक फैली हुई थी। धूमकेतु से पूंछ अलग होने के मामले भी दर्ज किए गए हैं (सी/2007 एन3 (लुलिन))।
धूमकेतुओं की पूँछों की रूपरेखा तीक्ष्ण नहीं होती और वे लगभग पारदर्शी होती हैं - तारे उनके माध्यम से स्पष्ट रूप से दिखाई देते हैं - क्योंकि वे अत्यंत दुर्लभ पदार्थ से बने होते हैं (इसका घनत्व लाइटर से निकलने वाली गैस के घनत्व से बहुत कम होता है)। इसकी संरचना विविध है: गैस या छोटे धूल कण, या दोनों का मिश्रण। अधिकांश धूल कणों की संरचना सौर मंडल में क्षुद्रग्रह सामग्री के समान है, जैसा कि धूमकेतु 81पी/वाइल्डा के स्टारडस्ट अंतरिक्ष यान के अध्ययन से पता चला है। संक्षेप में, यह "दृश्यमान कुछ भी नहीं" है: एक व्यक्ति धूमकेतुओं की पूंछ का निरीक्षण केवल इसलिए कर सकता है क्योंकि गैस और धूल चमकते हैं। इस मामले में, गैस की चमक पराबैंगनी किरणों और सौर सतह से निकलने वाले कणों की धाराओं द्वारा इसके आयनीकरण से जुड़ी होती है, और धूल बस सूर्य के प्रकाश को बिखेर देती है।
धूमकेतु की पूंछ और आकृतियों का सिद्धांत 19वीं शताब्दी के अंत में रूसी खगोलशास्त्री फ्योडोर ब्रेडिखिन द्वारा विकसित किया गया था। वह धूमकेतु पूंछों के वर्गीकरण से भी संबंधित है, जिसका उपयोग आधुनिक खगोल विज्ञान में किया जाता है।

ब्रेडिखिन ने धूमकेतु की पूँछों को तीन मुख्य प्रकारों में वर्गीकृत करने का प्रस्ताव रखा:
- टाइप Iसीधा और संकीर्ण, सीधे सूर्य से निर्देशित;
- द्वितीय प्रकार.चौड़ा और थोड़ा घुमावदार, सूर्य से दूर झुका हुआ;
- तृतीय प्रकार.लघु, केंद्रीय प्रकाशमान से दृढ़ता से विचलित।

खगोलशास्त्री धूमकेतु पूँछों की इन विभिन्न आकृतियों की व्याख्या इस प्रकार करते हैं। धूमकेतु बनाने वाले कणों की संरचना और गुण अलग-अलग होते हैं और वे सौर विकिरण पर अलग-अलग प्रतिक्रिया करते हैं। इस प्रकार, इन कणों के पथ अंतरिक्ष में "अलग" हो जाते हैं, और अंतरिक्ष यात्रियों की पूंछ अलग-अलग आकार ले लेती हैं।
धूमकेतु के नाभिक से उत्सर्जित एक कण की गति में सूर्य की क्रिया के परिणामस्वरूप प्राप्त गति शामिल होती है - यह सूर्य से कण की ओर निर्देशित होती है, और धूमकेतु की गति की गति, जिसका वेक्टर स्पर्शरेखा है इसकी कक्षा में, इसलिए एक निश्चित क्षण में उत्सर्जित कण, सामान्य रूप से, सीधी रेखा पर नहीं, बल्कि एक वक्र पर स्थित होंगे, जिसे सिंडायनेमी कहा जाता है। सिंडिना उस समय धूमकेतु की पूंछ की स्थिति का प्रतिनिधित्व करेगा। अलग-अलग तेज इजेक्शन के दौरान, कण सिंडिन पर एक कोण पर खंड या रेखाएं बनाते हैं, जिन्हें सिंक्रोनस कहा जाता है। धूमकेतु की पूँछ सूर्य से धूमकेतु तक की दिशा में कितनी भिन्न होगी यह कणों के द्रव्यमान और सूर्य की क्रिया पर निर्भर करता है।

कोमा पर सौर विकिरण के प्रभाव से धूमकेतु की पूंछ का निर्माण होता है। लेकिन यहां भी, धूल और गैस अलग-अलग व्यवहार करते हैं। सूर्य से पराबैंगनी विकिरण कुछ गैस अणुओं को आयनित करता है, और सौर हवा का दबाव, जो सूर्य द्वारा उत्सर्जित आवेशित कणों की एक धारा है, आयनों को धकेलता है, कोमा को एक लंबी पूंछ में खींचता है जो 100 मिलियन से अधिक तक फैल सकता है किलोमीटर. सौर वायु प्रवाह में परिवर्तन से पूंछ की उपस्थिति में तेजी से बदलाव और यहां तक ​​कि पूर्ण या आंशिक टूटना भी देखा जा सकता है। आयनों को सौर हवा द्वारा दसियों और सैकड़ों किलोमीटर प्रति सेकंड की गति तक त्वरित किया जाता है, जो धूमकेतु की कक्षीय गति की गति से कहीं अधिक है। इसलिए, उनकी गति लगभग सूर्य से आने वाली दिशा में निर्देशित होती है, जैसा कि वे जिस प्रकार की I पूँछ बनाते हैं। प्रतिदीप्ति के कारण आयन पुच्छों में नीली चमक होती है। सौर हवा का धूमकेतु की धूल पर लगभग कोई प्रभाव नहीं पड़ता है; यह सूर्य के प्रकाश के दबाव से कोमा से बाहर निकल जाता है। सौर हवा द्वारा आयनों की तुलना में धूल को प्रकाश द्वारा बहुत कमजोर रूप से त्वरित किया जाता है, इसलिए इसकी गति प्रकाश दबाव के प्रभाव में गति और त्वरण की प्रारंभिक कक्षीय गति से निर्धारित होती है। धूल आयन पूंछ के पीछे रह जाती है और कक्षा की दिशा में घुमावदार प्रकार II या III पूंछ बनाती है। टाइप II टेलिंग्स सतह से धूल के एक समान प्रवाह से बनती हैं। टाइप III टेल्स धूल के एक बड़े बादल की अल्पकालिक रिहाई का परिणाम हैं। प्रकाश दबाव के प्रभाव में विभिन्न आकारों के धूल कणों द्वारा प्राप्त त्वरण के प्रसार के कारण, प्रारंभिक बादल भी एक पूंछ में खिंच जाता है, जो आमतौर पर प्रकार II पूंछ की तुलना में और भी अधिक मजबूती से घुमावदार होता है। धूल की पूँछें विसरित लाल प्रकाश के साथ चमकती हैं।
धूल की पूँछ आमतौर पर एक समान होती है और लाखों-करोड़ों किलोमीटर तक फैली होती है। यह सूर्य के प्रकाश के दबाव से कोर से एंटीसोलर दिशा में फेंके गए धूल के कणों से बनता है, और इसका रंग पीला होता है क्योंकि धूल के कण सूर्य के प्रकाश को बिखेर देते हैं। धूल पूंछ की संरचनाओं को कोर से धूल के असमान विस्फोट या धूल के कणों के विनाश द्वारा समझाया जा सकता है।
प्लाज़्मा पूंछ, दसियों या यहां तक ​​कि सैकड़ों लाखों किलोमीटर लंबी, धूमकेतु और सौर हवा के बीच जटिल बातचीत का एक दृश्य अभिव्यक्ति है। नाभिक छोड़ने वाले कुछ अणु सौर विकिरण द्वारा आयनित होते हैं, जिससे आणविक आयन (H 2 O +, OH +, CO +, CO 2 +) और इलेक्ट्रॉन बनते हैं। यह प्लाज्मा सौर हवा की गति को रोकता है, जो एक चुंबकीय क्षेत्र द्वारा व्याप्त होती है। जब धूमकेतु धूमकेतु से टकराता है, तो क्षेत्र रेखाएं उसके चारों ओर लपेटती हैं, एक हेयरपिन का आकार लेती हैं और विपरीत ध्रुवता के दो क्षेत्र बनाती हैं। आणविक आयन इस चुंबकीय संरचना में कैद हो जाते हैं और इसके केंद्रीय, घने भाग में एक दृश्यमान प्लाज्मा पूंछ बनाते हैं, जिसका रंग CO+ के वर्णक्रमीय बैंड के कारण नीला होता है। प्लाज़्मा टेल्स के निर्माण में सौर पवन की भूमिका 1950 के दशक में एल. बर्मन और एच. अल्फवेन द्वारा स्थापित की गई थी। उनकी गणना ने 1985 और 1986 में धूमकेतु जियाकोबिनी-ज़िनर और हैली की पूंछ के माध्यम से उड़ान भरने वाले अंतरिक्ष यान से माप की पुष्टि की।
सौर हवा के साथ संपर्क की अन्य घटनाएँ, जो लगभग 400 किमी/सेकंड की गति से धूमकेतु से टकराती हैं और उसके सामने एक शॉक वेव बनाती हैं, जिसमें हवा का मामला और धूमकेतु का सिर संकुचित हो जाता है, भी होता है। प्लाज्मा पूंछ में. "कब्जा" की प्रक्रिया एक महत्वपूर्ण भूमिका निभाती है; इसका सार यह है कि धूमकेतु के तटस्थ अणु स्वतंत्र रूप से सौर वायु प्रवाह में प्रवेश करते हैं, लेकिन आयनीकरण के तुरंत बाद वे चुंबकीय क्षेत्र के साथ सक्रिय रूप से बातचीत करना शुरू कर देते हैं और महत्वपूर्ण ऊर्जा में तेजी लाते हैं। सच है, कभी-कभी बहुत ऊर्जावान आणविक आयन देखे जाते हैं जो संकेतित तंत्र के दृष्टिकोण से अस्पष्ट होते हैं। कैप्चर प्रक्रिया नाभिक के चारों ओर अंतरिक्ष की विशाल मात्रा में प्लाज्मा तरंगों को भी उत्तेजित करती है। इन घटनाओं का अवलोकन प्लाज्मा भौतिकी के लिए मौलिक रुचि का है।
"पूंछ तोड़ना" एक अद्भुत दृश्य है। जैसा कि ज्ञात है, सामान्य अवस्था में प्लाज्मा पूंछ चुंबकीय क्षेत्र द्वारा धूमकेतु के सिर से जुड़ी होती है। हालाँकि, अक्सर पूँछ सिर से टूटकर पीछे रह जाती है और उसकी जगह एक नई पूँछ बन जाती है। ऐसा तब होता है जब कोई धूमकेतु विपरीत दिशा वाले चुंबकीय क्षेत्र के साथ सौर पवन के क्षेत्रों की सीमा से होकर गुजरता है। इस समय, पूंछ की चुंबकीय संरचना को पुनर्व्यवस्थित किया जाता है, जो टूटने और एक नई पूंछ के गठन जैसा दिखता है। चुंबकीय क्षेत्र की जटिल टोपोलॉजी आवेशित कणों के त्वरण की ओर ले जाती है; यह ऊपर उल्लिखित तेज़ आयनों की उपस्थिति को समझा सकता है।
विरोधी पूंछएक शब्द है जिसका उपयोग खगोल विज्ञान में तीन प्रकार की पूंछों में से एक का वर्णन करने के लिए किया जाता है जो सूर्य के निकट आने पर धूमकेतु पर दिखाई देती हैं। इस पूंछ की ख़ासियत यह है कि, अन्य दो पूंछों, धूल और गैस के विपरीत, यह सूर्य की ओर निर्देशित है, न कि उससे दूर, इसलिए यह ज्यामितीय रूप से अन्य पूंछों के विपरीत है। एंटीटेल में बड़े धूल के कण होते हैं, जो अपने द्रव्यमान और आकार के कारण, सौर हवा से कमजोर रूप से प्रभावित होते हैं और, एक नियम के रूप में, धूमकेतु की कक्षा के विमान में रहते हैं, अंततः एक डिस्क का आकार लेते हैं। धूल कणों की अपेक्षाकृत कम सांद्रता के कारण, सामान्य परिस्थितियों में इस डिस्क को देखना लगभग असंभव है। इसलिए, इसका किनारे पर तभी पता लगाया जा सकता है जब यह देखने लायक पर्याप्त चमकीला हो। यह थोड़े समय में ही संभव हो जाता है जब पृथ्वी धूमकेतु की कक्षा के समतल को पार कर जाती है। परिणामस्वरूप, डिस्क सूर्य से दूर निर्देशित एक छोटी पूंछ के रूप में दिखाई देने लगती है।
चूंकि धूल के कण एक डिस्क का रूप ले लेते हैं, इसलिए यह बिल्कुल स्वाभाविक है कि एंटीटेल न केवल धूमकेतु के सामने, बल्कि पीछे और किनारों पर भी मौजूद है। लेकिन धूमकेतु के किनारों पर यह धूमकेतु नाभिक के कारण दिखाई नहीं देता है, और इसके पीछे यह सघन और चमकीली धूल और गैस की पूँछों के पीछे खो जाता है।
अधिकांश गुजरने वाले धूमकेतु एंटीटेल का पता लगाने के लिए बहुत छोटे होते हैं, लेकिन कुछ धूमकेतु ऐसे भी होते हैं जो ऐसा करने के लिए काफी बड़े होते हैं, जैसे 1997 में धूमकेतु सी/1995 ओ1 (हेल-बोप)।

पतित धूमकेतु

पतित धूमकेतु वह है जो अपनी अधिकांश अस्थिरता खो चुका है और इसलिए सूर्य के निकट आने पर पूंछ या कोमा नहीं बनाता है। धूमकेतु के नाभिक से सभी वाष्पशील पदार्थ पहले ही वाष्पित हो चुके हैं, और शेष चट्टानें मुख्य रूप से अपेक्षाकृत भारी गैर-वाष्पशील तत्वों से बनी हैं, जो क्षुद्रग्रहों की सतह पर आम तौर पर पाए जाने वाले तत्वों के समान हैं। विलुप्त धूमकेतु छोटे, काले आकाशीय पिंड हैं जिनका सबसे शक्तिशाली दूरबीनों से भी पता लगाना बहुत मुश्किल है।
एक धूमकेतु के विलुप्त होने के लिए, उसे अपने सभी अस्थिर पदार्थों को खोना नहीं पड़ता है: यह पर्याप्त है कि वे तलछटी गैर-वाष्पशील यौगिकों की एक परत के नीचे सील कर दिए जाते हैं। यदि धूमकेतु की सतह पर गैर-वाष्पशील यौगिक हों तो ऐसी परतें बन सकती हैं। जैसे ही गैसें और अन्य वाष्पशील पदार्थ वाष्पित होते हैं, गैर-वाष्पशील यौगिक नीचे बैठ जाते हैं और जमा होकर कई सेंटीमीटर मोटी परत बना लेते हैं, जो अंततः गहरी परतों तक सौर ऊर्जा की पहुंच को पूरी तरह से अवरुद्ध कर देती है। परिणामस्वरूप, सूरज की गर्मी अब इस परत को तोड़ नहीं सकती है और उन्हें ऐसे तापमान तक गर्म नहीं कर सकती है जिस पर वे वाष्पित होना शुरू कर देंगे - धूमकेतु विलुप्त हो जाता है। इस प्रकार के धूमकेतुओं को कभी-कभी छिपा हुआ या सुप्त भी कहा जाता है। ऐसे पिंड का एक उदाहरण क्षुद्रग्रह (14827) हिप्नोस है।
निष्क्रिय धूमकेतु शब्द का उपयोग उन निष्क्रिय धूमकेतुओं का वर्णन करने के लिए भी किया जाता है जो सूर्य के काफी करीब होने पर सक्रिय हो सकते हैं। उदाहरण के लिए, 2008 में पेरीहेलियन के पारित होने के दौरान, क्षुद्रग्रह (52872) ओकिरोया की हास्य गतिविधि काफी तेज हो गई। और क्षुद्रग्रह (60558) एचेक्लस, कोमा की उपस्थिति दर्ज होने के बाद, हास्य पदनाम 174पी/एचेक्लस भी प्राप्त हुआ।

जब क्षुद्रग्रहों और धूमकेतुओं को दो अलग-अलग वर्गों में विभाजित किया गया, तो लंबे समय तक इन वर्गों के बीच मुख्य अंतर तैयार नहीं किए गए। इस मुद्दे का समाधान 2006 में प्राग में 26वीं महासभा में हुआ। क्षुद्रग्रह और धूमकेतु के बीच मुख्य अंतर यह माना गया कि एक धूमकेतु, जैसे ही सूर्य के करीब आता है, सौर विकिरण के प्रभाव में सतह के पास बर्फ के उर्ध्वपातन के कारण अपने चारों ओर एक कोमा बनाता है, जबकि एक क्षुद्रग्रह कभी भी कोमा नहीं बनाता है। प्रगाढ़ बेहोशी। परिणामस्वरूप, कुछ वस्तुओं को एक साथ दो पदनाम प्राप्त हुए, क्योंकि पहले उन्हें क्षुद्रग्रहों के रूप में वर्गीकृत किया गया था, लेकिन फिर, जब उनमें हास्य गतिविधि का पता चला, तो उन्हें एक हास्य पदनाम भी प्राप्त हुआ। एक और अंतर यह है कि अधिकांश क्षुद्रग्रहों की तुलना में धूमकेतुओं की कक्षाएँ अधिक लम्बी होती हैं - इसलिए, उच्च कक्षीय विलक्षणता वाले "क्षुद्रग्रह" विलुप्त धूमकेतुओं के नाभिक होने की अधिक संभावना रखते हैं। एक अन्य महत्वपूर्ण संकेतक सूर्य की कक्षा की निकटता है: यह माना जाता है कि सूर्य के निकट की कक्षाओं में घूमने वाली अधिकांश वस्तुएं भी विलुप्त धूमकेतु हैं। सभी निकट-पृथ्वी क्षुद्रग्रहों में से लगभग 6% विलुप्त धूमकेतु हैं जो पहले से ही अस्थिर पदार्थों के अपने भंडार को पूरी तरह से समाप्त कर चुके हैं। यह बहुत संभव है कि सभी धूमकेतु देर-सबेर अपनी सारी अस्थिरता खो दें और क्षुद्रग्रहों में बदल जाएँ।

धूमकेतु के पृथ्वी से टकराने का डर हमारे वैज्ञानिकों के दिल में हमेशा रहेगा। और जब वे डरते हैं, तो आइए सबसे सनसनीखेज धूमकेतुओं को याद करें जिन्होंने कभी मानवता को उत्साहित किया है।

धूमकेतु लवजॉय

नवंबर 2011 में, ऑस्ट्रेलियाई खगोलशास्त्री टेरी लवजॉय ने लगभग 500 मीटर व्यास वाले सर्कमसोलर क्रुत्ज़ समूह के सबसे बड़े धूमकेतुओं में से एक की खोज की। यह सौर कोरोना के माध्यम से उड़ गया और जला नहीं, पृथ्वी से स्पष्ट रूप से दिखाई दे रहा था और यहां तक ​​कि अंतर्राष्ट्रीय अंतरिक्ष स्टेशन से इसकी तस्वीर भी ली गई थी।

स्रोत: space.com

धूमकेतु मैकनॉट

21वीं सदी का पहला सबसे चमकीला धूमकेतु, जिसे "2007 का महान धूमकेतु" भी कहा जाता है। 2006 में खगोलशास्त्री रॉबर्ट मैक्नॉट द्वारा खोजा गया। जनवरी और फरवरी 2007 में यह ग्रह के दक्षिणी गोलार्ध के निवासियों को नग्न आंखों से स्पष्ट रूप से दिखाई दे रहा था। धूमकेतु की अगली वापसी जल्द नहीं होने वाली है - 92,600 वर्षों में।

स्रोत: wyera.com

धूमकेतु हेल-बोप और हयाकुटेक

वे एक के बाद एक दिखाई दिए - 1996 और 1997 में, चमक में प्रतिस्पर्धा करते हुए। यदि धूमकेतु हेल-बोप को 1995 में खोजा गया था और उसने सख्ती से "निर्धारित समय पर" उड़ान भरी थी, तो हयाकुटेक को पृथ्वी के करीब आने से कुछ महीने पहले ही खोजा गया था।

स्रोत: वेबसाइट

धूमकेतु लेक्सेल

1770 में, रूसी खगोलशास्त्री आंद्रेई इवानोविच लेक्सेल द्वारा खोजा गया धूमकेतु डी/1770 एल1, पृथ्वी से रिकॉर्ड करीब दूरी - केवल 1.4 मिलियन किलोमीटर - से गुजरा। यह हमसे चंद्रमा से लगभग चार गुना अधिक दूर है। धूमकेतु नग्न आंखों से दिखाई दे रहा था।

स्रोत:solarviews.com

1948 ग्रहण धूमकेतु

1 नवंबर, 1948 को, पूर्ण सूर्य ग्रहण के दौरान, खगोलविदों ने अप्रत्याशित रूप से सूर्य से कुछ ही दूरी पर एक चमकीला धूमकेतु खोजा। आधिकारिक तौर पर इसका नाम C/1948 V1 रखा गया, यह हमारे समय का आखिरी "अचानक" धूमकेतु था। इसे साल के अंत तक नंगी आंखों से देखा जा सकेगा।

स्रोत: philos.lv

1910 का महान जनवरी धूमकेतु

यह हेली धूमकेतु से कुछ महीने पहले आसमान में दिखाई दिया था, जिसका सभी को इंतजार था। नए धूमकेतु को पहली बार 12 जनवरी, 1910 को अफ्रीका की हीरे की खदानों के खनिकों ने देखा था। कई अति-उज्ज्वल धूमकेतुओं की तरह, यह दिन के दौरान भी दिखाई देता था।

स्रोत: arzamas.academy

1843 का महान मार्च धूमकेतु

यह सर्कमसोलर धूमकेतुओं के क्रेट्ज़ परिवार में भी शामिल है। इसने सूर्य के केंद्र से केवल 830 हजार किलोमीटर की दूरी तय की और पृथ्वी से स्पष्ट रूप से दिखाई दिया। इसकी पूँछ सभी ज्ञात धूमकेतुओं में सबसे लंबी है = दो खगोलीय इकाइयाँ (1 खगोलीय इकाई पृथ्वी और सूर्य के बीच की दूरी के बराबर है)।

सभी धूमकेतुओं में से हेली धूमकेतु संभवतः सबसे प्रसिद्ध है। यह प्रत्येक 75.5 वर्ष में आकाश में सूर्य के चारों ओर एक लम्बी अण्डाकार कक्षा में घूमते हुए दिखाई देता है।

239 ईसा पूर्व से। ई., यानी, जब से हैली धूमकेतु की उपस्थिति ऐतिहासिक इतिहास में दर्ज की गई है, इसे 30 बार देखा गया है। यह इस तथ्य के कारण है कि यह अन्य आवधिक धूमकेतुओं की तुलना में बहुत बड़ा और अधिक सक्रिय है।

जैसा कि समझना आसान है, धूमकेतु का नाम अंग्रेजी खगोलशास्त्री और भौतिक विज्ञानी एडमंड हैली (1656-1742) के नाम पर रखा गया है, हालांकि वह इसके खोजकर्ता नहीं थे। लेकिन यह हैली ही थे जिन्होंने 1705 में सबसे पहले 1682 में देखे गए धूमकेतु और कई अन्य धूमकेतुओं के बीच संबंध की खोज की थी, जिनकी उपस्थिति आधिकारिक तौर पर 76 वर्षों के अंतराल पर दर्ज की गई थी।

इसके अलावा, आइजैक न्यूटन के सार्वभौमिक गुरुत्वाकर्षण के नियम के आधार पर, वैज्ञानिक कुछ ग्रहों की कक्षाओं की गणना करने में भी सक्षम थे। इन गणनाओं से यह पता चला कि 1531, 1607 और 1682 में देखे गए धूमकेतुओं की कक्षाएँ काफी हद तक समान थीं। और इस डेटा के आधार पर हैली ने भविष्यवाणी की कि धूमकेतु 1758-1759 में फिर से दिखाई देगा। वैज्ञानिक की भविष्यवाणी पूरी तरह सच हुई, लेकिन उनकी मृत्यु के बाद।

हैली धूमकेतु की कक्षा का पेरीहेलियन बुध और शुक्र की कक्षाओं के बीच 0.587 AU की दूरी पर है। ई. इसके प्रक्षेप पथ का सबसे दूर बिंदु नेप्च्यून की कक्षा के बाहर 35.31 AU की दूरी पर स्थित है। ई. कक्षा सौर मंडल के मुख्य तल पर 162° झुकी हुई है, और धूमकेतु ग्रहों की गति के विपरीत दिशा में कक्षा के साथ चलता है।

1986 में, हैली धूमकेतु फिर से हमारे ग्रह के पास पहुंचा। लेकिन मौसम संबंधी परिस्थितियों के कारण पृथ्वी से इसका अवलोकन करना बहुत कठिन था। हालाँकि, कई देशों द्वारा भेजे गए अंतरिक्ष जांच धूमकेतु का अध्ययन करने में काफी सफल रहे हैं।

शोध के परिणामस्वरूप, अंततः यह सिद्ध हो गया कि धूमकेतु का एक ठोस कोर है जिसमें बर्फ और धूल शामिल है। इसका आकार लम्बा है। कोर की लंबाई 14 किलोमीटर है, और ऊंचाई और चौड़ाई लगभग समान है - प्रत्येक 7.5 किलोमीटर। यह धीरे-धीरे घूमता है, हर 7.1 दिन में एक चक्कर पूरा करता है।

धूमकेतु हैली का केंद्रक बहुत गहरा है, इसलिए यह आपतित सूर्य के प्रकाश का केवल 4% ही परावर्तित करता है। इस तथ्य के कारण कि सूर्य के सामने वाले हिस्से में तापमान लगभग 100 डिग्री सेल्सियस तक पहुंच गया, गैस और धूल का उत्सर्जन भी नोट किया गया।

जब कोई धूमकेतु सूर्य से न्यूनतम दूरी पर होता है तो उसका नाभिक नष्ट हो जाता है। इसी समय, धूमकेतु की सतह से वाष्पित होने वाली गैसें अपने साथ विभिन्न आकारों के व्यक्तिगत कण ले जाती हैं।

और यदि सूर्य के प्रकाश के दबाव के प्रभाव में सूक्ष्म धूल कणों को पूंछ में "धक्का" दिया जाता है, तो प्रकाश दबाव का बड़े कणों पर कोई प्रभाव नहीं पड़ता है। इस मामले में, धूमकेतु नाभिक की सतह से अलग हुए धूल के कण और कण धूमकेतु की कक्षा में इसके साथ चलते हैं। और कुछ समय बाद वे एक निश्चित अण्डाकार टोरस को अपनी धुरी के रूप में दिए गए धूमकेतु की कक्षा से भर देते हैं। और चूँकि हैली का धूमकेतु एक लाख वर्षों से अधिक समय से अपनी वर्तमान कक्षा में घूम रहा है, इसका मतलब है कि इस पर धूल के कणों का झुंड बहुत पहले ही बंद हो गया था। सच है, "ब्रह्मांडीय धूल" के इस संचय में न केवल धूल के कण होते हैं, बल्कि रेत के कणों से लेकर टुकड़ों और ब्लॉकों तक के आकार के हास्य पदार्थ के टुकड़े भी होते हैं, जिनका वजन क्रमशः कई किलोग्राम या टन होता है।

हैली धूमकेतु से जुड़े दो ज्ञात उल्कापात हैं: एक्वारिड्स, मई में मनाया गया, और ओरिड्स, अक्टूबर में देखा गया।

इन कण झुंडों की गति के अवलोकन से यह स्थापित हुआ है कि एक्वेरिड और ओरियोनिड धाराओं के आधुनिक उल्कापिंड उन कणों द्वारा उत्पन्न होते हैं जो कई हजार साल पहले धूमकेतु से निकाले गए थे।

बदले में, 1800 से लेकर आज तक उल्कापिंड गिरने के आंकड़ों के विश्लेषण से इन घटनाओं की आवधिकता का पता चला है। इसके अलावा, इस जानकारी में लगभग 75 वर्षों के बराबर अवधि का डेटा शामिल है। और यह आंकड़ा धूमकेतु हैली की अपनी कक्षा में क्रांति की औसत अवधि के बहुत करीब है।

खगोलशास्त्री उल्कापात की आवृत्ति में इस आवधिकता को इस तथ्य से समझाते हैं कि धूमकेतु नाभिक में कई अलग-अलग पिंड होते हैं, जो सूर्य के गुरुत्वाकर्षण के प्रभाव में एक के बाद एक टूट जाते हैं...

आइए हैली धूमकेतु से जुड़े एक और रोचक तथ्य पर गौर करें। इस प्रकार यह माना जाता है कि इसका मूल भाग अखंड है। हालाँकि, 1910 में हैली धूमकेतु के पृथ्वी के निकट से गुजरने के दौरान, कई पर्यवेक्षकों ने इसके नाभिक के विखंडन का संकेत देने वाली घटनाएँ देखीं।

इस प्रकार, यह देखा गया कि धूमकेतु के नाभिक में कई उज्ज्वल संरचनाएं शामिल थीं जो बहुत जल्दी गायब हो गईं। तब हैली धूमकेतु का केंद्रक फिर से स्वयं को अकेला पाया, फिर खंडित हुआ।

हैली धूमकेतु के अलावा, कुछ अन्य पूंछ वाले खगोलीय पिंडों ने खगोलविदों के बीच काफी लोकप्रियता हासिल की है।

उदाहरण के लिए, धूमकेतु बीला पूरी तरह से गायब होने से पहले दो भागों में विभाजित होने के लिए जाना जाता है। इसकी खोज 1772 में हुई थी। जब 27 फरवरी 1826 को इसे दोबारा देखा गया, तो खगोलशास्त्री इसकी कक्षा की काफी सटीक गणना करने में सक्षम हुए। और फिर इन आंकड़ों के आधार पर पता चला कि इसकी अवधि 6.6 साल थी.

जब धूमकेतु 1846 में दिखाई दिया, तो यह पहले से ही दो भागों में विभाजित था। और अगले 6.6 वर्षों के बाद, दोनों हिस्से दो मिलियन किलोमीटर से अधिक की दूरी पर थे, लेकिन एक ही कक्षा में घूम रहे थे। उसके बाद दोनों शव कभी नहीं देखे गए।

शूमेकर-लेवी धूमकेतु जुलाई 1994 में बृहस्पति ग्रह से टकराने के कारण व्यापक रूप से जाना गया। जब इसकी पहली तस्वीर 25 मार्च 1993 को ली गई थी, तब यह 2 वर्ष की कक्षीय अवधि के साथ बृहस्पति की कक्षा में था और लगभग 20 अलग-अलग टुकड़ों की एक श्रृंखला थी।

गणितीय मॉडल से पता चला कि यह धूमकेतु कई दशकों तक बृहस्पति की परिक्रमा करता रहा। लेकिन फिर, ज्वारीय शक्तियों के प्रभाव में, जुलाई 1992 में बृहस्पति के करीब आने के दौरान, यह अलग हो गया। इस मुलाकात के कारण इसके टुकड़ों के प्रक्षेप पथ में भी बदलाव आया, जिससे वे ग्रह से टकरा गए।

वे 16 से 22 जुलाई, 1994 के बीच एक के बाद एक बृहस्पति से टकराते रहे। इस आपदा के परिणामस्वरूप, बृहस्पति के वातावरण में बड़े काले बादल दिखाई दिए, जो कई महीनों तक गायब नहीं हुए। अवरक्त प्रकाश में, उज्ज्वल चमक भी ध्यान देने योग्य थी...

संभवतः, लंबी अवधि के धूमकेतु ऊर्ट क्लाउड से हमारी ओर उड़ते हैं, जिसमें लाखों धूमकेतु नाभिक होते हैं। सौर मंडल के बाहरी इलाके में स्थित पिंड, एक नियम के रूप में, अस्थिर पदार्थों (पानी, मीथेन और अन्य बर्फ) से बने होते हैं जो सूर्य के करीब आने पर वाष्पित हो जाते हैं।

आज तक, 400 से अधिक छोटी अवधि के धूमकेतु खोजे जा चुके हैं। इनमें से लगभग 200 को एक से अधिक पेरीहेलियन मार्ग के दौरान देखा गया था। उनमें से कई तथाकथित परिवारों से हैं। उदाहरण के लिए, सबसे छोटी अवधि के लगभग 50 धूमकेतु (सूर्य के चारों ओर उनकी पूर्ण परिक्रमा 3-10 वर्षों तक चलती है) बृहस्पति परिवार का निर्माण करते हैं। संख्या में थोड़ा कम शनि, यूरेनस और नेपच्यून के परिवार हैं (बाद वाले में, विशेष रूप से, प्रसिद्ध धूमकेतु हैली शामिल है)।

अंतरिक्ष की गहराइयों से निकलने वाले धूमकेतु धुंधली वस्तुओं की तरह दिखते हैं जिनके पीछे एक पूंछ होती है, जो कभी-कभी लाखों किलोमीटर की लंबाई तक पहुंच जाती है। धूमकेतु का केंद्रक ठोस कणों और बर्फ का एक पिंड है जो एक धुंधले आवरण में ढका होता है जिसे कोमा कहा जाता है। कई किलोमीटर व्यास वाले एक कोर के चारों ओर 80 हजार किलोमीटर व्यास वाला कोमा हो सकता है। सूरज की रोशनी की धाराएं गैस के कणों को कोमा से बाहर निकालती हैं और उन्हें वापस फेंक देती हैं, उन्हें एक लंबी धुएँ वाली पूंछ में खींच लेती हैं जो अंतरिक्ष में उसके पीछे खींचती है।

धूमकेतुओं की चमक बहुत हद तक सूर्य से उनकी दूरी पर निर्भर करती है। सभी धूमकेतुओं में से, केवल एक बहुत छोटा हिस्सा ही सूर्य और पृथ्वी के इतना करीब आता है कि उसे नग्न आंखों से देखा जा सके। उनमें से सबसे प्रमुख को कभी-कभी "महान धूमकेतु" कहा जाता है।

धूमकेतु की संरचना

धूमकेतु लम्बी अण्डाकार कक्षाओं में घूमते हैं। दो अलग-अलग पूँछों पर ध्यान दें।

एक नियम के रूप में, धूमकेतु में एक "सिर" होता है - एक छोटा चमकीला गुच्छ-नाभिक, जो गैसों और धूल से युक्त एक हल्के, धूमिल खोल (कोमा) से घिरा होता है। जैसे ही चमकीले धूमकेतु सूर्य के पास आते हैं, वे एक "पूंछ" बनाते हैं - एक कमजोर चमकदार पट्टी, जो हल्के दबाव और सौर हवा की कार्रवाई के परिणामस्वरूप, अक्सर हमारे तारे के विपरीत दिशा में निर्देशित होती है।

आकाशीय धूमकेतुओं की पूँछें लंबाई और आकार में भिन्न-भिन्न होती हैं। कुछ धूमकेतु पूरे आकाश में फैले हुए हैं। उदाहरण के लिए, एक धूमकेतु की पूँछ जो 1944 में दिखाई दी थी [ उल्लिखित करना], 20 मिलियन किमी लंबा था। और धूमकेतु C/1680 V1 की पूंछ 240 मिलियन किमी तक फैली हुई थी।

धूमकेतुओं की पूँछों की रूपरेखा तीक्ष्ण नहीं होती और वे लगभग पारदर्शी होती हैं - तारे उनके माध्यम से स्पष्ट रूप से दिखाई देते हैं - क्योंकि वे अत्यंत दुर्लभ पदार्थ से बने होते हैं (इसका घनत्व लाइटर से निकलने वाली गैस के घनत्व से बहुत कम होता है)। इसकी संरचना विविध है: गैस या छोटे धूल कण, या दोनों का मिश्रण। अधिकांश धूल कणों की संरचना सौर मंडल के क्षुद्रग्रह सामग्री के समान है, जैसा कि स्टारडस्ट अंतरिक्ष यान द्वारा धूमकेतु वाइल्ड (2) के अध्ययन से पता चला है। संक्षेप में, यह "दृश्यमान कुछ भी नहीं" है: एक व्यक्ति धूमकेतुओं की पूंछ का निरीक्षण केवल इसलिए कर सकता है क्योंकि गैस और धूल चमकते हैं। इस मामले में, गैस की चमक पराबैंगनी किरणों और सौर सतह से निकलने वाले कणों की धाराओं द्वारा इसके आयनीकरण से जुड़ी होती है, और धूल बस सूर्य के प्रकाश को बिखेर देती है।

धूमकेतु की पूंछ और आकृतियों का सिद्धांत 19वीं शताब्दी के अंत में रूसी खगोलशास्त्री फेडर ब्रेडिखिन (-) द्वारा विकसित किया गया था। वह धूमकेतु पूंछों के वर्गीकरण से भी संबंधित है, जिसका उपयोग आधुनिक खगोल विज्ञान में किया जाता है।

ब्रेडिखिन ने धूमकेतु की पूँछों को तीन मुख्य प्रकारों में वर्गीकृत करने का प्रस्ताव दिया: सीधी और संकीर्ण, सीधे सूर्य से निर्देशित; चौड़ा और थोड़ा घुमावदार, सूर्य से विचलित; छोटा, केंद्रीय प्रकाशमान से दृढ़ता से झुका हुआ।

खगोलशास्त्री धूमकेतु पूँछों की इन विभिन्न आकृतियों की व्याख्या इस प्रकार करते हैं। धूमकेतु बनाने वाले कणों की संरचना और गुण अलग-अलग होते हैं और वे सौर विकिरण पर अलग-अलग प्रतिक्रिया करते हैं। इस प्रकार, इन कणों के पथ अंतरिक्ष में "अलग" हो जाते हैं, और अंतरिक्ष यात्रियों की पूंछ अलग-अलग आकार ले लेती हैं।

धूमकेतु बंद हो गए

स्वयं धूमकेतु क्या हैं? वेगा-1 और वेगा-2 अंतरिक्ष यान और यूरोपीय गियोटो द्वारा हैली धूमकेतु की सफल "यात्राओं" के कारण खगोलविदों को उनके बारे में व्यापक समझ प्राप्त हुई। इन उपकरणों पर स्थापित कई उपकरण धूमकेतु के नाभिक की छवियों और उसके खोल के बारे में विभिन्न जानकारी पृथ्वी पर भेजते हैं। यह पता चला कि हैली धूमकेतु के केंद्रक में मुख्य रूप से साधारण बर्फ (कार्बन डाइऑक्साइड और मीथेन बर्फ के छोटे समावेश के साथ), साथ ही धूल के कण भी शामिल हैं। यह वे हैं जो धूमकेतु के खोल का निर्माण करते हैं, और जैसे ही यह सूर्य के करीब आता है, उनमें से कुछ - सौर किरणों और सौर हवा के दबाव में - पूंछ में बदल जाते हैं।

हैली धूमकेतु के नाभिक के आयाम, जैसा कि वैज्ञानिकों ने सही गणना की है, कई किलोमीटर के बराबर हैं: लंबाई में 14, अनुप्रस्थ दिशा में 7.5।

हैली धूमकेतु के नाभिक का आकार अनियमित है और यह एक अक्ष के चारों ओर घूमता है, जो कि, जैसा कि जर्मन खगोलशास्त्री फ्रेडरिक बेसेल (-) द्वारा सुझाया गया है, धूमकेतु की कक्षा के समतल के लगभग लंबवत है। घूर्णन अवधि 53 घंटे निकली - जो फिर से खगोलविदों की गणना से अच्छी तरह मेल खाती है।

टिप्पणियाँ

धूमकेतु खोजकर्ता

विकिमीडिया फ़ाउंडेशन. 2010.

देखें अन्य शब्दकोशों में "धूमकेतु" क्या हैं:

आकाशीय पिंड जो कभी-कभी सौर मंडल में दिखाई देते हैं। वे चमकीले नीहारिकाएं हैं जिनके अंदर एक चमकदार कोर है; अक्सर उनके पीछे एक हल्का निशान होता है, या, जैसा कि इसे कहा जाता है, एक पूंछ; यह सदैव सूर्य की विपरीत दिशा की ओर सम्मुख रहता है... रूसी भाषा के विदेशी शब्दों का शब्दकोश

- (ग्रीक, एकवचन कोमेटेस, शाब्दिक रूप से लंबे बालों वाले) विस्तारित (सैकड़ों लाखों किमी तक) गैर-स्थिर वायुमंडल वाले सौर मंडल के छोटे पिंड। भौतिक शरीर भी अन्य छोटे निकायों से भिन्न होते हैं। रसायन. और कक्षीय विशेषताएँ। इसे पृथ्वी से देखा जाता है... ... भौतिक विश्वकोश

- (धूमकेतु) खगोलीय पिंड, बीच में कम या ज्यादा चमकीले कोर के साथ एक नेबुलस स्पॉट के आकार का; इसके अलावा, उनमें से अधिकांश के साथ एक हल्की धुंधली पट्टी होती है, जिसे धूमकेतु की पूंछ कहा जाता है। उनमें से कुछ मेहराब पर दिखाई देते हैं... ...समुद्री शब्दकोश

धूमकेतु- सौर मंडल के खगोलीय पिंड, अत्यधिक लम्बी कक्षाओं में घूम रहे हैं, जिसमें एक बर्फीला कोर और दस लाख किमी तक फैली एक गैसीय "पूंछ" शामिल है। [भूवैज्ञानिक शब्दों और अवधारणाओं का शब्दकोश। टॉम्स्क स्टेट यूनिवर्सिटी] विषय… … तकनीकी अनुवादक मार्गदर्शिका

- (ग्रीक कोमेटेस तारे से पूंछ वाला, धूमकेतु; शाब्दिक रूप से लंबे बालों वाला) सौर मंडल के पिंड, जो धुंधली वस्तुओं की तरह दिखते हैं, आमतौर पर केंद्र में एक कोर का हल्का झुरमुट और एक पूंछ होती है। धूमकेतुओं के बारे में सामान्य जानकारी. के. तब देखे जाते हैं जब... महान सोवियत विश्वकोश

- (ग्रीक komētēs से, शाब्दिक रूप से लंबे बालों वाले), सौर मंडल के पिंड अत्यधिक लम्बी कक्षाओं में चलते हैं, सूर्य से काफी दूरी पर वे हल्के चमकदार अंडाकार आकार के धब्बों की तरह दिखते हैं, और जैसे ही वे सूर्य के करीब आते हैं, वे दिखाई देते हैं। .. ... विश्वकोश शब्दकोश

धूमकेतु एक छोटा खगोलीय पिंड है जो धूल और चट्टान के मलबे के साथ बर्फ से बना होता है। जैसे-जैसे यह सूर्य के करीब आता है, बर्फ वाष्पित होने लगती है, जिससे धूमकेतु के पीछे एक पूंछ रह जाती है, जो कभी-कभी लाखों किलोमीटर तक फैल जाती है। धूमकेतु की पूँछ धूल और गैस से बनी होती है।

धूमकेतु की कक्षा

एक नियम के रूप में, अधिकांश धूमकेतुओं की कक्षा एक दीर्घवृत्त होती है। हालाँकि, वृत्ताकार और अतिशयोक्तिपूर्ण प्रक्षेप पथ जिसके साथ बर्फीले पिंड बाहरी अंतरिक्ष में चलते हैं, भी काफी दुर्लभ हैं।

सौरमंडल से होकर गुजरने वाले धूमकेतु

कई धूमकेतु सौर मंडल से होकर गुजरते हैं। आइए सबसे प्रसिद्ध अंतरिक्ष यात्रियों पर ध्यान दें।

धूमकेतु अरेंड-रोलैंडपहली बार खगोलविदों द्वारा 1957 में खोजा गया था।

हैली धूमकेतुहर 75.5 साल में एक बार हमारे ग्रह के पास से गुजरता है। इसका नाम ब्रिटिश खगोलशास्त्री एडमंड हैली के नाम पर रखा गया। इस खगोलीय पिंड का पहला उल्लेख चीनी प्राचीन ग्रंथों में मिलता है। शायद सभ्यता के इतिहास में सबसे प्रसिद्ध धूमकेतु।

धूमकेतु डोनाटीइसकी खोज 1858 में इटालियन खगोलशास्त्री डोनाटी ने की थी।

धूमकेतु इकेया-सेकी 1965 में जापानी शौकिया खगोलविदों द्वारा देखा गया था। यह उज्ज्वल था.

धूमकेतु लेक्सेलइसकी खोज 1770 में फ्रांसीसी खगोलशास्त्री चार्ल्स मेसियर ने की थी।

धूमकेतु मोरहाउस 1908 में अमेरिकी वैज्ञानिकों द्वारा खोजा गया था। उल्लेखनीय है कि इसके अध्ययन में सबसे पहले फोटोग्राफी का प्रयोग किया गया। यह तीन पूँछों की उपस्थिति से प्रतिष्ठित था।

धूमकेतु हेल-बोप 1997 में नंगी आंखों से देखा जा सकता था।

धूमकेतु हयाकुताकेवैज्ञानिकों द्वारा 1996 में पृथ्वी से कुछ ही दूरी पर देखा गया था।

धूमकेतु श्वास्समैन-वाचमैनइसे पहली बार जर्मन खगोलविदों ने 1927 में देखा था।

"युवा" धूमकेतुओं का रंग नीला होता है। ऐसा बड़ी मात्रा में बर्फ की उपस्थिति के कारण होता है। जैसे ही धूमकेतु सूर्य की परिक्रमा करता है, बर्फ पिघलती है और धूमकेतु पीले रंग का हो जाता है।

अधिकांश धूमकेतु कुइपर बेल्ट से आते हैं, जो नेपच्यून के पास स्थित जमे हुए पिंडों का एक संग्रह है।

यदि धूमकेतु की पूँछ नीली है और सूर्य से दूर हो गई है, तो यह इस बात का प्रमाण है कि इसमें गैसें हैं। यदि पूंछ पीली है और सूर्य की ओर मुड़ी हुई है, तो इसमें बहुत अधिक धूल और अन्य अशुद्धियाँ हैं जो तारे की ओर आकर्षित होती हैं।

धूमकेतुओं का अध्ययन

वैज्ञानिक शक्तिशाली दूरबीनों के माध्यम से धूमकेतुओं के बारे में जानकारी प्राप्त करते हैं। हालाँकि, निकट भविष्य में (2014 में), धूमकेतुओं में से एक का अध्ययन करने के लिए ईएसए रोसेटा अंतरिक्ष यान लॉन्च करने की योजना है। यह माना जाता है कि यह उपकरण लंबे समय तक धूमकेतु के पास रहेगा, और सूर्य के चारों ओर अपनी यात्रा पर अंतरिक्ष पथिक के साथ रहेगा।

ध्यान दें कि नासा ने पहले सौर मंडल के धूमकेतुओं में से एक से टकराने के लिए डीप इम्पैक्ट अंतरिक्ष यान लॉन्च किया था। वर्तमान में, यह उपकरण अच्छी स्थिति में है और नासा द्वारा बर्फीले ब्रह्मांडीय पिंडों का अध्ययन करने के लिए इसका उपयोग किया जाता है।