Кометы:происхождение и состав

позволяет судить о принадлежности кометы к Солнечной  системе.  Большинство первичных кометных орбит – эллиптические, т. е. большинство комет  -  члены нашей Солнечной системы. Но стали ли они членами Солнечной  системы,  придя из межзвездных пространств, или  всегда  принадлежали  к  семейству  планет Солнца? В каждом конкретном случае нужно специальное исследование. Согласно теории движения комет, и среди комет, имеющих гиперболические

первичные орбиты, лишь незначительное количество может оказаться «небесными гостьями» из межзвездных глубин:  большая  часть  таких  орбит  возникла  в результате гравитационных возмущений со стороны  больших  планет  Солнечной системы.

Говоря  об эллиптических,  гиперболических  и  параболических  орбитах, следует иметь в виду два момента. Во-первых, поскольку эксцентриситет е для  эллиптических  орбит  может принимать любые значения в пределах 0 < е <  1,  а  для  гиперболических  – любые  больше  1,  очевидно,  что  теоретически   допустимо   существование бесчисленного   количества   таких   орбит    с    различными    значениями эксцентриситета е<>1. Так как для всех  параболических  орбит  е=1,  т.  е.

эксцентриситет  е  может  принимать  единственное   значение,   вероятность возникновения параболической кометной орбиты должна быть  исчезающе  малой. Тогда можно допустить, что в большинстве случаев  установленные  для  комет параболические орбиты, скорее всего  либо  очень  вытянутые  эллипсы,  либо гиперболы со  значениями  эксцентриситета  близким к 1. Во-вторых,  элементы  кометной  орбиты  обычно  определяются  лишь  по ничтожно малому  отрезку  траектории  движения  кометы  в  непосредственной близости от Солнца. Поэтому при  небольшом  количестве  наблюдений  степень достоверности установления формы орбиты  может  оказаться  невысокой,  хотя вычисленная орбита и является наилучшим образом соответствующей наблюдениям среди всех других возможных орбит кометы. В 1976 году  польский  ученый  К. Рудницкий  открыл  новую  комету.  Орбита  ее,  вычисленная   американскими специалистами по наблюдениям с 15 по 22 октября 1976 года, была  определена как параболическая. По 14 наблюдениям  кометы  Рудницкого  в  период  с  15 октября по 26 октября того же года польские ученые определили ее орбиту как эллиптическую  с  периодом  обращения,  равным  15  годам.  Позже  по  мере присоединения   новых   наблюдений   кометы   ее   орбита   принята   опять параболической с новыми значениями элементов, затем  –  гиперболической,  а потом – еще раз параболической. Наконец, по 42 наблюдениям за период  с  15 октября по 5 декабря 1976 года орбита кометы Рудницкого  окончательно  была определена как гиперболическая.

Этот  пример может служить иллюстрацией трудностей, с  которыми  ученые сталкиваются  при определении  кометной  орбиты   по   малому   количеству наблюдений.

                ПРИЧИНА СВЕЧЕНИЯ КОМЕТ

                 И ИХ ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ.

Во времена  Ломоносова еще ничего не было известно о законе изменения блеска комет и тем более об их спектрах. Однако Михаил Васильевич Ломоносов  со  свойственной  ему  научной  проницательностью   охарактеризовал свечение комет с точки зрения, близкой  к  современной.  Он  писал:  «Комет бледного сияния и хвостов причина недовольно еще изведана,  которую  я  без сомнения в электрической силе полагаю...»

Светись комета только отраженным светом, ее блеск с приближением  к  Солнцу (после учета изменения ее  расстояния  от  Земли)  менялся бы   обратно пропорционально квадрату расстояния ее от Солнца. Примерно так и ведет себя блеск ее звездообразного ядра, что согласуется с тем,  что оно состоит в основном из твердых кусков, попросту отражающих свет Солнца. Это подтверждается также и характером  спектра  ядра.  Обычно  он  является копией солнечного спектра, как и полагается спектру отраженного  света.  Но когда ядро кометы приближается к Солнцу, то в его спектре появляются  яркие линии  излучения  натрия.  В  спектре  ядра  кометы  1882  г.,   подошедшей чрезвычайно близко к Солнцу, были обнаружены  даже  яркие  линии  железа  и никеля, пропавшие, когда комета от него удалилась. Потом  исчезли  и  линии натрия. Все это нужно объяснить тем, что твердое  ядро  кометы,  когда  оно подходит  очень  близко  к  Солнцу,  нагревается  настолько,  что  начинает испаряться, превращаясь в раскаленный, светящийся пар. Натрий  превращается в пар и светится при меньшей температуре, чем железо,  .т.  е.  на  большем

расстоянии  от Солнца; ближе к нему не выдерживает  и  железо.  Распределение яркости в голове кометы  вследствие  таких  процессов  подробно  исследовал теоретически Д. О. Мохнач (в Ленинграде). Блеск головы кометы меняется с приближением к Солнцу  значительно  быстрее,

чем обратно  пропорционально квадрату расстояния, чаще  всего  примерно  как его 3-я или 4-я степень. Это показывает, что свечение (блеск) головы кометы зависит от Солнца, но  не  является  просто  отраженным.  Очевидно,  Солнце возбуждает свечение кометы, но свечение холодное; это свечение возникает не вследствие обращения кометы в раскаленный пар, так как комета светится даже будучи далеко от Солнца, где ее температура должна быть много ниже нуля. Пыль не может дать  подобного  свечения,—  его могут дать только газы. Поведение блеска  комет  все  же  очень  прихотливо,  и  описанная  выше зависимость от расстояния до Солнца меняется не только от кометы к  комете, но и у одной кометы на ее пути вокруг  Солнца.  Это  говорит  безусловно  о неустойчивости кометного ядра,  о  возможности  быстрых  изменений  на  его поверхности. Ярким примером этого является история кометы, открытой чешским астрономом Когоутеком ранней весной 1973 г. В это время она была еще  очень далеко от Солнца и поэтому была очень слаба (16-й  звездной  величины).  Но вычисленная вскоре ее орбита оказалась имеющей  перигелий  очень  близко  к Солнцу, всего 0,14 а. е. или 21.10е км. Это очень вдохновило наблюдателей, так как, предполагая, что для нее оправдается закон  повышения  блеска  как четвертая или даже более высокая степень расстояния от Солнца, они ожидали, что комета в декабре и январе станет почти столь же яркой,  как  Венера,  и надеялись изучить ее очень подробно. Однако комета увеличивала блеск  очень медленно и в декабре была лишь едва видима глазом, тем более, что наблюдать ее мешал свет зари. Лишь в январе 1974 г. она стала примерно 2 зв. Величины и  удалось  ее  изучить  инструментами  средней  силы.   Шумиха,   поднятая журналистами по поводу этой «кометы века», как они  ее  назвали,  оказалась преждевременной. Некоторые молекулы кометного газа  поглощают  солнечный  свет,  и  затем снова его же излучают в той же длине волны. Такое излучение физики называют резонансным.   Другие   молекулы   поглощают   энергию   Солнца   в    виде ультрафиолетовых лучей, но излучают их в виде лучей с другой длиной  волны, видимых  глазу.  Такое  свечение  физики  называют  флуоресценцией.  Пример флуоресценции представляют некоторые вещества на Земле, например, сернистый цинк; «освещенные» невидимыми глазу рентгеновскими лучами в темноте, они от этого светятся видимым светом, часто зеленым или  голубым.  Теория  происхождения таким  путем  кометных  спектров,   разработанная   в   Бельгии   Свингсом, подтверждается новейшими детальными наблюдениями. Спектр головы  кометы  показывает,  что  она  состоит  из  молекул,  т.  е. химических соединений, излучающих не узкие яркие линии, а  широкие  полосы. Химический состав этих газов удалось выяснить подробнее лишь  за  последние годы. Оказалось, что голова кометы состоит из молекул углерода (Сз),  циана (СК), углеводорода (СН). Недавно были обнаружены  гидрид  азота,  гидроксил\ (ОН) .

В 1970 г. было произведено первое наблюдение кометы с борта искусственного спутника Земли ОАО-2. С него в  ультрафиолетовом  свете  (не  доходящем  до Земли вследствие его поглощения в ее атмосфере) было обнаружено,  что  ядро кометы Та-го — Сато — Косака  1969  @  было  окружено  водородным  облаком, которое по размерам было больше, чем Солнце. Огромность этого  облака  сама по себе не удивила уже астрономов, потому что еще  тридцатью  годами  ранее автор этих строк доказал, что  у  кометы  1943  г.  пары  циана  составляли оболочку, большую чем Солнце.

Яркость разных полос в спектре у разных комет бывает различна, и в одной  и той же комете она меняется  с  изменением  ее  расстояния  от  Солнца,  по- видимому, как вследствие изменения  пропорции  газов,  составляющих голову кометы, так и вследствие изменений условий их свечения. Главную роль все же играют всегда углерод  и  циан,  который  является,  как  известно,  крайне ядовитым газом и главной составной частью сильного яда — синильной кислоты. В спектре головы кометы, кроме  ярких  полос,  присутствует  и  непрерывный спектр, который, возможно, также принадлежит молекулам газа и  не  является спектром света, отраженного от Солнца. Однако большинство ученых  полагает, что пыль в голове кометы все же  должна  быть  и  что из  нее же  состоят изогнутые хвосты (II типа по классификации Бредихина), так как у  них  тоже наблюдается непрерывный спектр. Если бы в этом спектре удалось обнаружить и темные линии, имеющиеся в спектре Солнца, наличие пыли в хвостах комет было бы доказанным.

Хвост кометы, когда он широкий и  яркий,  иногда  обнаруживает  непрерывный спектр, свидетельствующий о наличии в нем пыли. По большей  части,  однако, спектр  хвоста  кометы   газовый,   обнаруживающий   наличие   ионизованных углекислоты СО2, окиси углерода СО, молекул азота N2. Как  известно,  окись углерода СО образуется  в  печах  при  неполном  сгорании  топлива  и  тоже ядовита, хотя и не так, как циан. Ее называют угарным газом. Вы видите, что

на вопрос о химическом составе комет ответить кратко нельзя,  так  же  как, например, на вопрос о содержании большой цирковой программы:  состав  комет разнообразен, он сложен и в разных частях комет (в ядре, голове  и  хвосте) различен.

                          МЕТОДЫ ОЦЕНКИ БЛЕСКА КОМЕТ.

Существует несколько методов оценки блеска комет: В-Бобровникова, S-Сидгвика, М-Морриса, Е-Бейера, G-оценка невооруженным глазом, К-модифицированный метод Сидгвика. 
 
Метод Бобровникова.

В чем  суть этого метода? 
Попытайтесь вывести окуляр из фокуса до тех пор, пока внефокальное изображение звезды и кометы не станут одинакового размера. При этом вы должны добиться схожести в яркости этих объектов. Конечно, вы понимаете, что достичь одинаковых пропорций не совсем удастся, так как комета объект диффузный и имеет менее отчетливые границы, или точнее сказать перепад яркости от центра к краю, чем звезда, которая выглядит однородным по яркости объектом. Нужно пытаться, чисто умозрительно, распределить яркость кометы равномерно по всей поверхности. Усреднить его! Конечно, при оценке блеска нужно использовать не менее 3 звезд сравнения. B = VBM (Van Biesbroeck-Bobrovnikoff-Meisel) or simple Out-Out method [formerly noted in the ICQ as the Bobrovnikoff method]Данный метод обозначается, как вы поняли, английской буквой B, а ставится она в графе метода оценки блеска(MM). 
 
Метод Сидгвика. 
Как работает данный способ оценки блеска кометы? Вы должны наблюдать фокальную комету и сравнивать ее с внефокальным изображением звезды того же размера, что и комета в фокусе.Как и в любом другом методе, здесь необходимо держать в памяти блеск кометы и звезд сравнения! Используйте не менее 3 звезд сравнения! S = VSS (Vsekhsvyatskii-Steavenson-Sidgwick) or In-Out method [formerly called the Sidgwick method in the ICQ]Данный метод обозначается, как вы поняли, английской буквой S. Ставится она в графе для указания метода оценки блеска(MM). 
 
Модифицированный метод Сигдвика. 
Это фактически тот же метод, что и выше описанный, но только применяется в биноклях и бинокулярах. В одну половинку вы видите фокальную комету в другую расфокусированную звезду того же размера, что и комета. Сравнивайте и добивайтесь точной оценки! K = «Modified» VSS method, using binoculars with the comet one eyepiece and with the comparison stars out-of-focus in the other eyepiece]Данный метод обозначается, как вы поняли, английской буквой K. Она ставится в графе для указания метода оценки блеска(MM). 
 
Метод Морриса. 
Применяется этот метод для комет с различной степенью конденсации. Суть его заключается в следующем: вы создаете такое внефокальное изображение кометы, чтобы она имела однородную поверхностную яркость. Запоминаете ее. Тоже проделываете со звездой сравнения. При этом пытаетесь запомнить блеск кометы и подобрать соответствующую звезду сравнения. Стремитесь добиться того, чтобы расфокусированная звезда имела те же размеры и блеск, что и расфокусированная комета. M = Modified-Out method discussed by C. S. Morris (ICQ 2, 69)Данный метод обозначается как вы поняли английской буквой M и ставится она в графе для указания метода оценки блеска(MM). 
 
Метод Бейера. 
Этот метод очень прост и применим к кометам с любой степенью конденсации. Суть его сводится к следующему. Вы стоите перед телескопом, который уже наведен на бесконечность и готов к наблюдениям. На окулярном узле сделайте пометку 0. Найдите по каталогу звезду 4m. Выдвигайте окуляр до тех пор, пока звезда не растворится с общим фоном неба. Делаем отметку на окулярном узле, когда это произошло. Далее находим другую звезду, например 6m и повторяем туже процедуру. Делаем снова пометку на окулярном узле, когда звезда исчезнет на фоне неба. Так можно подобрать звезды вплоть до той величины, которую вы можете вытянуть на своем инструменте. Комету, которую вы наблюдаете надо также расфокусировать до того момента, пока та не сольется с общим фоном неба. Тогда сделайте пометку, когда это произойдет и обязательно получится так, что комета попадет в какой-то интервал, что и звезды сравнения или между ними. Тогда зная величину выдвижения окуляра в миллиметрах от отметки 0 до исчезновения звезд сравнения и кометы, используя миллиметровую бумагу, можно построить график зависимости: выдвижение (в мм) - звездная величина. Постройте на миллиметровке график с такой зависимостью. Блеск кометы у вас в кармане! Согласно моего опыта, этот метод хорош, но у него есть, как считаю я, один недостаток: он довольно чувствителен к фону неба, которое в момент наблюдений может быть подернуто едва уловимой дымкой, что в свою очередь может сказаться на оценке блеска кометы и т.д. E = Extrafocal-Extinction (or Beyer) method (cf. M. Beyer 1968, Astron.Nachr. 291, 257)Данный метод обозначается как вы поняли английской буквой E и ставится она в графе для указания метода оценки блеска(MM). 

Оценка  блеска невооруженным  глазом. 
 
Смотрите на комету невооруженным глазом, запоминайте ее блеск. Потом наведите телескоп или искатель вашего инструмента на звезду сравнения и добейтесь, чтобы расфокусированная звезда была того же размера, что и наблюдаемая фокальная комета (метод Сигдвика). Надо применять при этом самые минимальные увеличения - от 2 до 6 крат, чего с телескопом вы пожалуй не добьетесь! Тогда делаем такую запись в таблице наблюдений: GaS. Она говорит о том, что комета наблюдалась невооруженным глазом(G), но при этом использовался вспомогательный инструмент, благодаря которому звезда была расфокусирована и сравнивалась с кометой по методу Сигдвика! Буквочка «а» в середине указывает на то, что была введена средняя поправка на поглощение! См.ниже! В графе PWR ставите «1». В графе АР (апертура) ставите «0.0» При обычной оценке блеска по методу Сигдвика: при наблюдении кометы через телескоп, а потом после проведения операций по дефокусировки звезды, вы должны указать в графе ММ букву «S» перед ней указать поправку на поглощение, которую вы ввели, а далее параметры вашего инструмента согласно таблицы. Буква «G» в данном случае отсутствует! 
 

                                                ИЗВЕСТНЫЕ КОМЕТЫ.