Riječ "kometa" je grčkog porijekla. Može se prevesti kao "kaudat"
, "dlakavi"
, "čupavo"
.
Ova definicija precizno karakterizira nebesko tijelo, budući da je "rep" plina i prašine karakteristična karakteristika većine kometa.
Kometa je nebesko tijelo koje u odnosu na druga tijela u svemiru ima relativno malu masu, obično nepravilnog oblika, sastavljeno od smrznutih plinova i neisparljivih komponenti.
Komete se kreću u svemiru određenim orbitama. Orbita komete oko Sunca je izuzetno izdužena elipsa. U zavisnosti od toga koliko je kometa udaljena od zvezde, njen izgled se menja.
Daleko od Sunca, kometa izgleda kao mutan oblak. Kada joj se približi, pod uticajem sunčeve toplotne energije, kometa počinje da isparava gas. Gas "odbacuje" čestice čvrste materije koje čine kometu, a one poprimaju oblik oblaka oko jezgra, formirajući komu. Dešava se da koma nateče do ogromne veličine. 
Zbog isparavanja i djelovanja Sunčevog vjetra, kometa "izrasta" rep prašine i plina, zahvaljujući čemu je i dobila ime.
Karakteristike kometa
Uobičajeno, kometa se može podijeliti na tri dijela - jezgro, koma, rep. Sve u kometama je apsolutno hladno, a njihov sjaj je samo odraz sunčeve svjetlosti prašinom i sjaj ultraljubičastog jonizovanog plina.
Core
Jezgro je najteži dio ovog nebeskog tijela. Sadrži najveći dio mase komete. Prilično je teško precizno proučiti sastav jezgra komete, budući da je na udaljenosti dostupnoj teleskopu stalno okružena plinovitim omotačem. S tim u vezi, usvojena je teorija američkog astronoma Whipplea kao osnova za teoriju sastava jezgra komete.
Prema njegovoj teoriji, jezgro komete je mješavina smrznutih plinova pomiješanih s raznim prašinama. Stoga, kada se kometa približi Suncu i zagrije, plinovi se počinju "topiti", formirajući rep. Međutim, postoje i druge pretpostavke o sastavu jezgra.
Jedan od njih tvrdi da kometa ima labavu strukturu prašine sa veoma velikim porama - neku vrstu kosmičkog "spužva". “Spužva” je nevjerovatno krhka: ako uzmete čak i vrlo veliki komad komete, lako ga možete rastrgati rukama.
Rep
Rep komete je njen najizrazitiji dio. Formira se u blizini komete dok se približava Suncu. Rep je svijetleća traka koja se proteže od jezgra u suprotnom smjeru od Sunca, a "odnesena" solarnim vjetrom.
Sastoji se od gasova i prašine koji isparavaju iz jezgra komete pod uticajem istog solarnog vetra. Rep sjajno sija - zahvaljujući njemu imamo priliku da posmatramo let ovih nebeskih tela.
Razlike kometa jedna od druge
Komete se međusobno razlikuju po masi i veličini. Neka od njih su teža, druga lakša, ali ipak su ova nebeska tijela vrlo mala u poređenju sa ostalim tijelima u svemiru. Osim toga, posmatrač (ako ima veliku sreću) može vidjeti da različite komete imaju različite sjaje i oblike. To zavisi od toga koji gasovi isparavaju sa površine njihovih jezgara.
Repovi kometa mogu se razlikovati po dužini i obliku. Za neke se proteže preko čitavog vidljivog neba: 1680. godine stanovnici Zemlje mogli su da posmatraju Veliku kometu sa repom od 240 miliona kilometara. Neke komete imaju ravan i uzak rep, druge su blago zakrivljene i široke, odstupajući u stranu; drugi su kratki i naglašeno zakrivljeni.
Razlike između kometa i asteroida
Asteroidi, kao i komete, su mala nebeska tijela. Međutim, asteroidi su veći od kometa: prema međunarodnoj klasifikaciji, oni uključuju tijela čiji prečnik prelazi 30 m. Do 2006. asteroid se čak nazivao i manjim planetom. Indirektno, tome je poslužila činjenica da asteroidi imaju satelite.
Asteroidi i komete imaju niz drugih razlika jedni od drugih.
Prvo, asteroid i kometa se razlikuju po svom sastavu. Asteroid se sastoji uglavnom od metala i stijena, dok se kometa, kao što već znamo, sastoji od smrznutih plinova i prašine. 
To implicira drugu razliku - asteroid nema rep, jer s njegove površine nema šta da ispari. Za razliku od kometa, asteroidi se kreću po kružnoj orbiti i teže da se ujedine u pojaseve.
I na kraju, postoji nekoliko miliona poznatih asteroida, dok postoje samo 3.572 komete.
Sadržaj članka
COMET, malo nebesko tijelo koje se kreće u međuplanetarnom prostoru i obilno ispušta plin kada se približava Suncu. Različiti fizički procesi povezani su sa kometama, od sublimacije (suvog isparavanja) leda do fenomena plazme. Komete su ostaci formiranja Sunčevog sistema, prelazne faze u međuzvjezdanu materiju. Promatranje kometa, pa čak i njihovo otkriće, često obavljaju astronomi amateri. Ponekad su komete toliko sjajne da privlače svačiju pažnju. U prošlosti je pojava svijetlih kometa izazivala strah među ljudima i služila kao izvor inspiracije umjetnicima i crtačima.
Kretanje i prostorna distribucija.
Sve ili skoro sve komete su sastavni dijelovi Solarni sistem. One, kao i planete, poštuju zakone gravitacije, ali se kreću na vrlo neobičan način. Sve planete kruže oko Sunca u istom smjeru (koji se naziva "naprijed" za razliku od "obrnuto") u gotovo kružnim orbitama koje leže približno u istoj ravni (ekliptika), a komete se kreću i u smjeru naprijed i nazad u visoko izdužene (ekscentrične) orbite nagnute pod različitim uglovima u odnosu na ekliptiku. Priroda kretanja je ta koja odmah izdaje kometu.
Dugoperiodične komete (sa orbitalnim periodom dužim od 200 godina) dolaze iz regiona koji se nalaze hiljadama puta udaljenijim od najudaljenijih planeta, a njihove orbite su nagnute pod svim vrstama uglova. Komete kratkog perioda (periodi kraći od 200 godina) dolaze iz područja vanjskih planeta, krećući se u smjeru naprijed duž orbita koje leže blizu ekliptike. Daleko od Sunca, komete obično nemaju "repove", ali ponekad imaju jedva vidljivu "komu" koja okružuje "jezgro"; zajedno se zovu "glava" komete. Kako se približava Suncu, glava se povećava i pojavljuje se rep.
Struktura.
U središtu kome je jezgro - čvrsto tijelo ili konglomerat tijela promjera nekoliko kilometara. Gotovo cijela masa komete je koncentrisana u njenom jezgru; ova masa je milijarde puta manja od Zemlje. Prema modelu F. Whipplea, jezgro komete sastoji se od mješavine razni led, uglavnom vodeni led pomiješan sa smrznutim ugljičnim dioksidom, amonijakom i prašinom. Ovaj model je potvrđen i astronomskim opservacijama i direktnim mjerenjima iz svemirskih letjelica u blizini jezgara kometa Halley i Giacobini-Zinner u periodu 1985-1986.
Kada se kometa približi Suncu, njeno jezgro se zagreva i led sublimira, tj. ispariti bez topljenja. Nastali plin se raspršuje u svim smjerovima iz jezgra, uzimajući sa sobom čestice prašine i stvarajući komu. Uništeni sunčevom svjetlošću, molekuli vode formiraju ogromnu vodikovu koronu oko jezgra komete. Osim sunčeve privlačnosti, na razrijeđenu materiju komete djeluju i odbojne sile, zbog čega se formira rep. Na neutralne molekule, atome i čestice prašine utiče pritisak sunčeve svetlosti, dok na jonizovane molekule i atome jače utiče pritisak sunčevog vetra.
Ponašanje čestica koje formiraju rep postalo je mnogo jasnije nakon direktnog proučavanja kometa 1985-1986. Rep plazme, koji se sastoji od naelektrisanih čestica, ima složenu magnetnu strukturu sa dva regiona različitog polariteta. Na strani kome okrenute prema Suncu formira se frontalni udarni val koji pokazuje visoku aktivnost plazme.
Iako je manje od milionitog dijela mase komete sadržano u repu i komi, 99,9% svjetlosti dolazi iz ovih gasnih formacija, a samo 0,1% iz jezgra. Činjenica je da je jezgro vrlo kompaktno i da ima nizak koeficijent refleksije (albedo).
Ponekad se komete uništavaju kada se približavaju planetama. 24. marta 1993. u opservatoriji Mount Palomar u Kaliforniji, astronomi K. i Y. Shoemaker, zajedno sa D. Levyjem, otkrili su kometu sa već uništenim jezgrom u blizini Jupitera. Proračuni su pokazali da je 9. jula 1992. kometa Shoemaker-Levy-9 (ovo je već deveta kometa koju su oni otkrili) prošla pored Jupitera na udaljenosti od polovine poluprečnika planete od njegove površine i bila rastrgnuta svojim privlačenjem u više od 20 delova. Prije uništenja, radijus njegovog jezgra bio je cca. 20 km.
Ispruživši se u lancu, fragmenti komete su se udaljili od Jupitera duž izdužene orbite, a zatim su joj se u julu 1994. ponovo približili i sudarili se sa oblačnom površinom Jupitera.
Porijeklo.
Jezgra kometa su ostaci primarne materije Sunčevog sistema, koja je činila protoplanetarni disk. Stoga njihovo proučavanje pomaže da se obnovi slika formiranja planeta, uključujući i Zemlju. U principu, neke komete bi mogle doći do nas iz međuzvjezdanog prostora, ali do sada nijedna takva kometa nije pouzdano identificirana.
sastav gasa.
U tabeli. 1 navodi glavne gasne komponente kometa u opadajućem redosledu njihovog sadržaja. Kretanje gasa u repovima komete pokazuje da je pod jakim uticajem negravitacionih sila. Sjaj gasa pobuđuje sunčevo zračenje.
ORBITE I KLASIFIKACIJA
Da biste bolje razumjeli ovaj odjeljak, savjetujemo vam da pročitate članke: NEBESKA MEHANIKA; CONIC SECTIONS; ORBITA; SOLARNI SISTEM.
Orbita i brzina.
Kretanje jezgra komete u potpunosti je određeno privlačenjem Sunca. Oblik orbite komete, kao i svakog drugog tijela u Sunčevom sistemu, zavisi od njene brzine i udaljenosti od Sunca. Prosječna brzina tijela obrnuto je proporcionalna kvadratnom korijenu njegove prosječne udaljenosti od Sunca ( a). Ako je brzina uvijek okomita na vektor radijusa usmjeren od Sunca prema tijelu, tada je orbita kružna, a brzina se naziva kružna brzina ( v c) na daljinu a. Brzina izlaska iz gravitacionog polja Sunca u paraboličnoj orbiti ( vp) puta kružna brzina na toj udaljenosti. Ako je brzina komete manja vp, zatim se kreće oko Sunca po eliptičnoj orbiti i nikada ne napušta Sunčev sistem. Ali ako brzina premašuje vp, tada kometa jednom prođe Sunce i zauvijek ga napusti, krećući se po hiperboličnoj orbiti.
Na slici su prikazane eliptične orbite dvije komete, kao i gotovo kružne orbite planeta i parabolična orbita. Na udaljenosti koja dijeli Zemlju od Sunca, kružna brzina je 29,8 km/s, a parabolična brzina je 42,2 km/s. U blizini Zemlje, brzina Enckeove komete je 37,1 km/s, a brzina Halejeve komete je 41,6 km/s; zato Halejeva kometa ide mnogo dalje od Sunca nego Enckeova kometa.
Klasifikacija kometnih orbita.
Većina kometa ima eliptične orbite, tako da pripadaju Sunčevom sistemu. Istina, za mnoge komete to su vrlo izdužene elipse, bliske paraboli; Prema njima, komete napuštaju Sunce veoma daleko i dugo vremena. Uobičajeno je da se eliptične orbite kometa dijele na dva glavna tipa: kratkoperiodične i dugoperiodične (skoro parabolične). Granični period se smatra orbitalnim periodom od 200 godina.
PROSTORNI RASPORED I PORIJEKLO
Skoro parabolične komete.
Mnoge komete pripadaju ovoj klasi. Pošto su njihovi periodi okretanja milioni godina, samo jedan desetohiljaditi deo njih se pojavljuje u blizini Sunca tokom jednog veka. U 20. veku posmatrano cca. 250 takvih kometa; pa ih ima na milione. Osim toga, ne približavaju se sve komete Suncu dovoljno da bi postale vidljive: ako perihel (tačka najbliža Suncu) orbite komete leži izvan orbite Jupitera, tada ga je gotovo nemoguće primijetiti.
S obzirom na to, Jan Oort je 1950. godine predložio da prostor oko Sunca na udaljenosti od 20-100 hiljada a.u. (astronomske jedinice: 1 AJ = 150 miliona km, udaljenost od Zemlje do Sunca) ispunjen je jezgrima kometa čiji se broj procjenjuje na 10 12, a ukupna masa je 1–100 Zemljinih masa. Vanjska granica Oortovog "oblaka kometa" određena je činjenicom da na ovoj udaljenosti od Sunca na kretanje kometa značajno utiče privlačenje susjednih zvijezda i drugih masivnih objekata ( cm. ispod). Zvijezde se kreću u odnosu na Sunce, njihov uznemirujući učinak na komete se mijenja, a to dovodi do evolucije kometnih orbita. Dakle, slučajno, kometa može biti u orbiti koja prolazi blizu Sunca, ali će se prilikom sljedećeg okretanja njena orbita neznatno promijeniti, i kometa će proći daleko od Sunca. Međutim, umjesto njega, „nove“ komete će stalno padati iz Oortovog oblaka u blizinu Sunca.
kratkoperiodične komete.
Kada kometa prođe blizu Sunca, njeno jezgro se zagreva, a led isparava, formirajući gasovitu komu i rep. Nakon nekoliko stotina ili hiljada takvih prolaza, u jezgru ne ostaju topljive tvari i ono prestaje biti vidljivo. Za kratkoperiodične komete koje se redovno približavaju Suncu, to znači da bi za manje od milion godina njihova populacija trebala postati nevidljiva. Ali mi ih promatramo, stoga stalno stiže dopuna iz "svježih" kometa.
Dopuna kratkoperiodičnih kometa nastaje kao rezultat njihovog "hvatanja" od strane planeta, uglavnom Jupitera. Ranije se smatralo da su dugoperiodične komete iz Oortovog oblaka uhvaćene, ali se sada smatra da potiču od kometnog diska koji se naziva "unutrašnji Oortov oblak". U principu, koncept Oortovog oblaka se nije promijenio, ali proračuni su pokazali da bi plimni utjecaj Galaksije i utjecaj masivnih oblaka međuzvjezdanog plina trebalo da je uništi prilično brzo. Potreban vam je izvor da ga napunite. Takav izvor se sada smatra unutrašnjim Oortovim oblakom, koji je mnogo otporniji na uticaj plime i oseke i koji sadrži za red veličine više kometa od spoljašnjeg oblaka koji je predvideo Oort. Nakon svakog približavanja Sunčevog sistema masivnom međuzvjezdanom oblaku, komete iz vanjskog Oortovog oblaka se raspršuju u međuzvjezdani prostor, a zamjenjuju ih komete iz unutrašnjeg oblaka.
Prijelaz komete iz gotovo parabolične orbite u kratkoperiodičnu se događa ako sustigne planetu s leđa. Obično je potrebno nekoliko prolaza kroz planetarni sistem da bi se kometa uhvatila u novu orbitu. Rezultirajuća orbita komete obično ima mali nagib i veliki ekscentricitet. Kometa se kreće duž nje u smjeru naprijed, a afel njene orbite (tačka najudaljenija od Sunca) leži blizu orbite planete koja ju je uhvatila. Ova teorijska razmatranja u potpunosti su potvrđena statistikama orbita kometa.
negravitacionih sila.
Plinoviti proizvodi sublimacije vrše reaktivni pritisak na jezgro komete (slično trzaju pištolja kada se ispali), što dovodi do evolucije orbite. Najaktivniji odliv gasa javlja se sa zagrejane „popodnevne“ strane jezgra. Stoga se smjer sile pritiska na jezgro ne poklapa sa smjerom sunčevih zraka i sunčeve gravitacije. Ako se aksijalna rotacija jezgra i njegova orbitalna cirkulacija odvijaju u istom smjeru, tada pritisak plina u cjelini ubrzava kretanje jezgre, što dovodi do povećanja orbite. Ako se rotacija i preokret dogode u suprotnim smjerovima, tada se kretanje komete usporava, a orbita se smanjuje. Ako je takvu kometu prvobitno uhvatio Jupiter, onda je nakon nekog vremena njena orbita u potpunosti u području unutrašnjih planeta. To se vjerovatno dogodilo kometi Encke.
Komete udaraju u Sunce.
Posebna grupa kratkoperiodičnih kometa su komete koje "dodiruju" Sunce. Vjerovatno su nastali prije milenijuma kao rezultat plimnog razaranja velikog jezgra, prečnika najmanje 100 km. Nakon prvog katastrofalnog približavanja Suncu, fragmenti jezgra su napravili cca. 150 okretaja, nastavljajući da se raspadaju. Dvanaest članova ove porodice Kreutz kometa je uočeno između 1843. i 1984. Možda je njihovo porijeklo povezano sa velikom kometom koju je vidio Aristotel 371. godine prije Krista.
Halejeva kometa.
Ovo je najpoznatija od svih kometa. Opažen je 30 puta od 239. godine prije Krista. Ime je dobio po E. Halleyu, koji je, nakon pojave komete 1682. godine, izračunao njenu putanju i predvidio njen povratak 1758. Orbitalni period Halejeve komete je 76 godina; poslednji put se pojavio 1986. a sledeći put će biti posmatran 2061. Godine 1986. proučavalo ga je iz neposredne blizine 5 interplanetarnih sondi - dve japanske ("Sakigake" i "Suisei"), dve sovjetske ("Vega- 1" i "Vega-2") i jedan evropski ("Giotto"). Ispostavilo se da jezgro komete ima oblik nalik na krompir sa dužinom od cca. 15 km i širine cca. 8 km, a njegova površina je „crnja od uglja“. Možda je prekrivena slojem organskih jedinjenja, kao što je polimerizovani formaldehid. Pokazalo se da je količina prašine u blizini jezgra mnogo veća od očekivane.
Comet Encke.
Ova mutna kometa bila je prva uključena u Jupiterovu porodicu kometa. Njegov period od 3,29 godina je najkraći među kometama. Orbitu je prvi izračunao 1819. nemački astronom I. Encke (1791–1865), koji ju je poistovetio sa kometama posmatranim 1786, 1795. i 1805. Enckeova kometa je odgovorna za kišu meteora Taurid, koja se posmatra svake godine u oktobru i novembru.
Kometa Giacobini-Zinner.
Ovu kometu je otkrio M. Giacobini 1900. godine, a ponovo otkrio E. Zinner 1913. godine. Njen period je 6,59 godina. Upravo s njom se 11. septembra 1985. prvi put približila svemirska sonda International Cometary Explorer, koja je prošla kroz rep komete na udaljenosti od 7800 km od jezgra, zbog čega su dobijeni podaci o plazma komponenti repa. Ova kometa je povezana sa kišom meteora Jacobinids (Draconids).
FIZIKA KOMETA
Core.
Sve manifestacije komete su nekako povezane sa jezgrom. Whipple je sugerirao da je jezgro komete čvrsto tijelo, koje se uglavnom sastoji od vodenog leda s česticama prašine. Takav model "prljave snježne grudve" lako objašnjava višestruke preletanje kometa u blizini Sunca: tokom svakog preleta, tanak površinski sloj (0,1-1% ukupne mase) isparava i unutrašnji dio jezgra je očuvan. Možda je jezgro konglomerat nekoliko "kometezimala", od kojih svaki nije veći od kilometra u prečniku. Takva struktura bi mogla objasniti raspad jezgara na komade, kao što je uočeno na kometi Biela 1845. ili kometi West 1976. godine.
Sijati.
Opaženi sjaj nebeskog tijela obasjanog Suncem sa konstantnom površinom varira obrnuto s kvadratima njegovih udaljenosti od posmatrača i od Sunca. Međutim, sunčeva svjetlost se uglavnom raspršuje putem omotača plina i prašine komete, čija efektivna površina ovisi o brzini sublimacije leda, koja zauzvrat ovisi o toplotnom fluksu koji pada na jezgro, a koji sam varira obrnuto od kvadrat udaljenosti do Sunca. Zbog toga bi se sjaj komete trebao mijenjati obrnuto sa četvrtom potencijom udaljenosti do Sunca, što potvrđuju zapažanja.
Veličina kernela.
Veličina jezgra komete može se procijeniti iz posmatranja u vrijeme kada je udaljena od Sunca i nije obavijena omotačem plina i prašine. U ovom slučaju, svjetlost se odbija samo od čvrste površine jezgra, a njen prividni sjaj ovisi o površini poprečnog presjeka i koeficijentu refleksije (albedo). Jezgro Halejeve komete imalo je veoma nizak albedo - cca. 3%. Ako je to karakteristično i za druge jezgre, tada se promjeri većine njih nalaze u rasponu od 0,5 do 25 km.
Sublimacija.
Prelazak materije iz čvrstog u gasovito stanje važan je za fiziku kometa. Mjerenja svjetline i spektra emisije kometa pokazala su da topljenje glavnog leda počinje na udaljenosti od 2,5–3,0 AJ, kao što bi i trebalo biti ako je led uglavnom voda. Ovo je potvrđeno proučavanjem kometa Halley i Giacobini-Zinner. Gasovi koji su prvi uočeni tokom približavanja komete Suncu (CN, C 2) vjerovatno su rastvoreni u vodenom ledu i formiraju gasne hidrate (klatrate). Kako će ovaj "kompozitni" led sublimirati u velikoj mjeri ovisi o termodinamičkim svojstvima vodenog leda. Sublimacija mješavine prašine i leda odvija se u nekoliko faza. Tokovi plina i male i pahuljaste čestice prašine koje oni pokupe napuštaju jezgro, jer je privlačenje blizu njegove površine izuzetno slabo. Ali gusta ili teška zrna prašine spojena zajedno ne odnose se strujanjem plina i formira se kora prašine. Tada sunčevi zraci zagrijavaju sloj prašine, toplina prolazi unutra, led sublimira, a tokovi plina probijaju se, razbijajući koru prašine. Ovi efekti su se manifestovali kada je Halejeva kometa posmatrana 1986. godine: sublimacija i odliv gasa desili su se samo u nekoliko oblasti jezgra komete koje je osvetljavalo Sunce. Vjerovatno je na ovim područjima bio izložen led, dok je ostatak površine bio prekriven korom. Izbjegli plin i prašina formiraju vidljive strukture oko jezgra komete.
Koma.
Zrnca prašine i gas iz neutralnih molekula (tabela 1) formiraju gotovo sferičnu kometnu komu. Obično se koma proteže od 100 hiljada do 1 milion km od jezgra. Lagani pritisak može deformisati komu, istežući je u antisolarnom pravcu.
Vodikova korona.
Pošto su led u jezgru uglavnom voda, koma takođe sadrži uglavnom molekule H 2 O. Fotodisocijacija razbija H 2 O na H i OH, a zatim OH na O i H. Brzi atomi vodika odlete daleko od jezgra prije nego što postanu jonizirani, i formiraju koronu, čija vidljiva veličina često premašuje solarni disk.
Rep i srodni fenomeni.
Rep komete može biti sastavljen od molekularne plazme ili prašine. Neke komete imaju oba tipa repa.
Prašni rep je obično homogen i proteže se milionima i desetinama miliona kilometara. Nastaje od zrna prašine potisnuta natrag pritiskom sunčeve svjetlosti iz jezgra u smjeru protiv sunca, i žućkaste je boje jer zrnca prašine jednostavno raspršuju sunčevu svjetlost. Strukture repa prašine mogu se objasniti neravnomjernom erupcijom prašine iz jezgre ili uništavanjem zrna prašine.
Plazma rep dug desetine, pa čak i stotine miliona kilometara, vidljiva je manifestacija složene interakcije između komete i solarnog vjetra. Neki molekuli koji su napustili jezgro se joniziraju sunčevim zračenjem, formirajući molekularne ione (H 2 O + , OH + , CO + , CO 2 +) i elektrone. Ova plazma ometa kretanje solarnog vjetra probijenog magnetnim poljem. Kada udarite u kometu, linije polja se omotaju oko nje, poprimajući oblik ukosnice i formirajući dva područja suprotnog polariteta. Molekularni joni su zarobljeni u ovoj magnetskoj strukturi i formiraju vidljivi plazma rep u njegovom centralnom, najgušćem dijelu, koji ima plavu boju zbog spektralnih traka CO+. Ulogu Sunčevog vjetra u formiranju plazma repova utvrdili su L. Birman i H. Alven 1950-ih. Njihovi proračuni potvrdili su mjerenja iz svemirskih letjelica koje su letjele kroz rep kometa Giacobini-Zinner i Halley 1985. i 1986. godine.
U repu plazme, drugi fenomeni interakcije sa solarnim vjetrom upadaju na kometu brzinom od cca. 400 km/s i formirajući ispred sebe udarni val u kojem se zbija materija vjetra i glave komete. Proces "hvatanja" igra bitnu ulogu; njegova je suština da neutralni molekuli komete slobodno prodiru u struju sunčevog vjetra, ali odmah nakon ionizacije počinju aktivno stupati u interakciju s magnetskim poljem i ubrzavaju se do značajnih energija. Istina, ponekad se uočavaju vrlo energični molekularni joni, koji su sa stanovišta navedenog mehanizma neobjašnjivi. Proces hvatanja takođe pobuđuje plazma talase u ogromnom volumenu prostora oko jezgra. Posmatranje ovih pojava je od fundamentalnog interesa za fiziku plazme.
Izvanredan spektakl je „razbijanje repa“. Kao što je poznato, u normalnom stanju, rep plazme je magnetnim poljem povezan sa glavom komete. Međutim, često se rep skida s glave i zaostaje, a na njegovom mjestu se formira novi. Ovo se dešava kada kometa prođe kroz granicu oblasti solarnog vetra sa suprotno usmerenim magnetnim poljima. U ovom trenutku, magnetska struktura repa se preuređuje, što izgleda kao lom i formiranje novog repa. Složena topologija magnetnog polja dovodi do ubrzanja nabijenih čestica; Možda to objašnjava pojavu gore navedenih brzih jona.
Sudari u Sunčevom sistemu.
Na osnovu posmatranog broja i orbitalnih parametara kometa, E. Epic je izračunao verovatnoću sudara sa jezgrima kometa različitih veličina (tabela 2). U prosjeku, 1 put u 1,5 milijardi godina, Zemlja ima priliku da se sudari sa jezgrom prečnika 17 km, a to može potpuno uništiti život na teritoriji koja je jednaka površini sjeverna amerika. Za 4,5 milijardi godina istorije Zemlje, ovo bi se moglo dogoditi više puta. Mnogo češće se dešavaju katastrofe manjeg razmjera: 1908. godine iznad Sibira je vjerovatno jezgro male komete ušlo u atmosferu i eksplodiralo, uzrokujući slijeganje šume na velikoj površini.
Klasifikacija i vrste kometa
Oznake planeta
Do 1994. prvi put su davane komete privremene oznake, koji se sastoji iz godine kada su otvorili I latinično malo slovo, što ukazuje na redosled njihovog otvaranja u datoj godini(na primjer, kometa 1969i je bila deveta kometa otkrivena 1969.).
Posle komete prošao perihel, njegova orbita je pouzdano utvrđena, nakon zašto je kometa dobila trajnu oznaku, koji se sastoji od godine prolaska perihela i rimskog broja koji označava redoslijed prolaska perihela u datoj godini. Dakle kometa 1969i dobio trajnu oznaku 1970 II(druga kometa koja je prošla perihel 1970.).
Od 1994. godine naziv komete uključuje godinu otkrića, slovo koje označava polovinu mjeseca u kojem se otkriće dogodilo i broj otkrića u toj polovini mjeseca. Prije oznake komete stavi prefiks ukazujući o prirodi komete. Koriste se sljedeći prefiksi:
Oznake kometa od 1994
Primjer: C/1995 O1 Kometa dugog perioda /1995/1 otkrivena u avgustu
Veličina i oblik kometa
Kada astronomi govore o veličini komete, oni misle veličine jezgra komete. Komete imaju širok raspon veličina. Obično jezgra kometa ne prelaze 10-15 km u prečniku, a najčešće su veličine 1-5 km. Lovejoyeva kometa imala je jezgro od 120 m, Hale-Boppovo jezgro bilo je najmanje 70 km u prečniku. Ali takve komete su veoma retke
Klasifikacija kometnih orbita
Kometa ISON je dugoperiodična cirkumsolarna kometa.
Orbita i brzina
Na slici su prikazane eliptične orbite dvije komete, kao i gotovo kružne orbite planeta i parabolična orbita. Na udaljenosti koja dijeli Zemlju od Sunca, kružna brzina je 29,8 km/s, a parabolična brzina je 42,2 km/s.
U blizini Zemlje, brzina Enckeove komete je 37,1 km/s, a brzina Halejeve komete je 41,6 km/s; zato Halejeva kometa ide mnogo dalje od Sunca nego Enckeova kometa.
Kretanje jezgra komete u potpunosti je određeno privlačenjem Sunca. Oblik orbite komete zavisi na njegovu brzinu i udaljenost od sunca.
(v p) = 1,4 v c - parabolična orbita
Prosječna brzina tijela obrnuto je proporcionalna kvadratnom korijenu njegove prosječne udaljenosti od Sunca (a). Ako je brzina uvijek okomita na radijus vektor usmjeren od Sunca prema tijelu, tada je orbita kružna, a brzina se naziva kružna brzina (vc) na udaljenosti a.
Brzina izlaska iz gravitacionog polja Sunca u paraboličnoj orbiti ( vp) je 1,4 puta veća od kružne brzine na toj udaljenosti. Ako je brzina komete manja vp, zatim se kreće oko Sunca po eliptičnoj orbiti i nikada ne napušta Sunčev sistem.
Ali ako brzina premašuje vp, zatim kometa jednom prođe Sunce i zauvijek ga napusti, krećući se po hiperboličnoj orbiti
> jezgro komete
jezgro komete- u kakvom se stanju nalazi jezgro: od čega se sastoji supstanca, struktura komete, poređenje jezgara komete, veličina, poreklo, veza sa Oortovim oblakom.
Pogledajmo u kakvom je stanju jezgro komete i od čega se sastoji. Jezgro komete naziva se integralni centralni dio komete, koji se obično naziva prljava snježna ili ledena kugla. Sastav jezgra komete uključuje kamene krhotine, prašinu i smrznute gasove. S povećanjem temperature dolazi do sublimacije plina i formiranja atmosferskog sloja oko jezgre - kome. Počinje da bude pod uticajem pritiska sunčevog zračenja i vetra, zbog čega se rasteže dugačak rep. Albedo za tipičan rep je 0,04 (tamniji od uglja).
Misije Rosetta i Philae pokazale su da jezgro komete 67P/Churyumov-Gerasimenko nema magnetno polje, što znači da magnetizam možda nije uticao na rano formiranje planetezimala. Spektrograf je također izračunao da su elektroni u liniji od 1 km odgovorni za proces razgradnje molekula vode i ugljičnog dioksida koji se oslobađaju iz jezgra u komu.
2015. istraživači su izvijestili da je sonda Philae pronašla najmanje 16 organskih jedinjenja, od kojih su 4 prvi put viđena na kometama.
Poreklo jezgara kometa
Vjeruje se da su se komete (ili njihovi prethodnici) pojavile u Sunčevom sistemu milionima godina prije formiranja planeta. Kompjuterski modeli pokazuju da se glavne strukturne karakteristike jezgara mogu objasniti niskom stopom akrecije slabih kometezimala. Sada većina naginje hipotezi o maglini, gdje su komete ostaci prvobitnih planetarnih građevnih blokova.
Komete mogu doći iz Oortovog oblaka i rasutog diska.
Veličina jezgra kometa
Većina kometnih jezgara prostire se na 16 km. Među najvećim kometama vrijedi zapamtiti C/2002 VQ94 (100 km), Hale-Bopp (60 km), 29P (30,8 km), 109P/Swift-Tuttle (26 km) i 28P (21,4 km).
Jezgro Halejeve komete (15 x 8 x 8 km) predstavljeno je jednakim omjerom leda i prašine.
Godine 2001. Deep Space 1 je ispitao jezgro komete Borelli (8 x 4 x 4 km) i otkrio da je otprilike upola manji od jezgra Halejeve komete. Također podsjeća na krompir i prekriven je tamnim materijalom.
Hale-Bopp jezgro je procijenjeno na 20-60 km u prečniku. Djelovao je svijetlo i prikazano bez upotrebe instrumenata. Prečnik jezgre P/2007 R5 dostiže samo 100-200 m.
Mali kentauri se također protežu na 250-300 km, među kojima su tri najveća: Chariklo (258 km), Chiron (230 km) i 1995 SN55 (300 km).
Prosječna gustina kometa je 0,6 g/cm 3 .
Sastav jezgara kometa
Otprilike 80% jezgra Halejeve komete zauzima vodeni led, a 15% zamrznuti ugljen monoksid. Većina ostalog je ugljični dioksid, amonijak i smrznuti metan. Istraživači smatraju da su ostale komete po hemijskom sastavu slične Halejevoj kometi, čije je jezgro takođe tamno. Možda se na površinskom sloju nalazi kora prašine i kamenja.
Analiza vodene pare koju je uradila Churyumov-Gerasimenko pokazala je značajnu razliku u odnosu na kopnenu. Odnos deuterija i vodonika je tri puta veći nego u kopnenoj vodi. Stoga je malo vjerovatno da nam je voda došla iz takvih kometa. Možete vidjeti kako izgleda fotografija jezgra raznih kometa.
Slika jezgra nekih kometa |
Hartley
*Kliknite na sliku da uvećate sliku
struktura komete
Dio vodene pare u kometi 67P može pobjeći iz jezgra, ali se oko 80% rekonstruira u slojevima ispod površine. To znači da su se tanki i ledom bogati slojevi mogli formirati zbog kometne aktivnosti i evolucije.
Fila sonda je pokazala da sloj prašine može doseći 20 cm, a ispod njega se krije čvrsti led ili mješavina leda i čestica prašine. Snaga se povećava sa približavanjem jezgru.
Fisija kometa
Proces fisije kometa pokazao je da jezgra nekih kometa mogu biti krhka. Na primjer, to se dogodilo 1846. sa 3D/Biela, 1992. sa Shoemaker-Levy 9, a također i 1995-2006. - 73R. Iako je ovaj proces izvijestio Efor 372-373. BC.
Čini se da su komete 42P i 53P fragmenti ranog veliki objekat. Detaljna studija je pokazala da su se obje komete približavale Jupiteru 1850. godine i do tog trenutka su im se orbite praktično poklapale.
Albedo jezgara kometa
Holistička jezgra su među najmračnijim objektima u našem sistemu. Giotto je otkrio da Halejevo jezgro odbija samo 4% zraka, a Deep Space 1 je primijetio da Borellijeva kometa reflektira samo 2,5-3% dolazne svjetlosti. Vjeruje se da složena organska jedinjenja djeluju kao materijal za tamni površinski sloj. Zagrijavanje onemogućuje isparljive spojeve, ostavljajući tamne materijale.
Otprilike 6% asteroida blizu Zemlje smatra se jezgrom mrtvih kometa bez ispuštanja gasa. Među takvim objektima su 14827 Hypnos i 3552 Don Quijote.
Kometa D / 1993 F2 (Shoemakerov - Levy) je rastrgnuta gravitacijom Jupitera, nakon čega su fragmenti pali na njenu površinu
Detekcija i proučavanje jezgara kometa
Prva bliska misija do jezgre bio je let Giottoove sonde. Prvi put se brod uspio približiti udaljenosti od 596 km. Istraživači su bili u mogućnosti da vide mlazove, nizak albedo površine i prisustvo organskih jedinjenja.
Malo jezgro komete jedini je čvrsti dio komete; gotovo sva njena masa je koncentrisana u njemu. Stoga je jezgro osnovni uzrok ostatka kompleksa kometnih fenomena. Jezgra kometa su još uvijek nedostupna teleskopskim osmatranjima, jer su prekrivena svjetlosnom materijom koja ih okružuje, koja neprekidno teče iz jezgara. Koristeći velika uvećanja, može se pogledati u dublje slojeve svjetlećeg omotača plina i prašine, ali ono što ostane i dalje će po veličini znatno premašiti stvarne dimenzije jezgra. Centralno jato vidljivo u atmosferi komete vizualno i na fotografijama naziva se fotometrijsko jezgro. Vjeruje se da se u njegovom središtu nalazi stvarno jezgro komete, odnosno centar mase. Međutim, kako kaže sovjetski astronom D.O. Mokhnach, centar mase se možda neće poklapati sa najsjajnijim područjem fotometrijskog jezgra. Ovaj fenomen se naziva Mokhnachov efekat.
Maglovita atmosfera koja okružuje fotometrijsko jezgro naziva se koma. Koma zajedno sa jezgrom čini glavu komete - plinovitu ljusku, koja nastaje kao rezultat zagrijavanja jezgra pri približavanju Suncu. Udaljena od Sunca glava izgleda simetrično, ali kako joj se približava, postepeno postaje ovalna, zatim se još više izdužuje i na suprotnoj strani od Sunca iz nje se razvija rep koji se sastoji od plina i prašine koji čine glavu. .
Jezgro je najvažniji dio komete. Međutim, još uvijek nema konsenzusa o tome šta je to zapravo. Još u vrijeme Laplacea postojalo je mišljenje da je jezgro komete čvrsto tijelo, koje se sastoji od lako isparljivih tvari poput leda ili snijega, koje se pod utjecajem sunčeve topline brzo pretvaraju u plin. Ovaj klasični ledeni model jezgra komete značajno je proširen posljednjih godina. Najveće priznanje uživa Whippleov model jezgra, konglomerata vatrostalnih kamenih čestica i smrznute isparljive komponente (metan, ugljični dioksid, voda itd.). U takvoj jezgri ledeni slojevi smrznutih plinova izmjenjuju se sa slojevima prašine. Kako se plinovi zagrijavaju, isparavajući, sa sobom nose oblake prašine. Ovo omogućava da se objasni formiranje repova gasa i prašine u kometama, kao i sposobnost malih jezgara da izlaze iz gasa.
Prema Whippleu, mehanizam oticanja materije iz jezgra se objašnjava na sljedeći način. Kod kometa koje su napravile mali broj prolaza kroz perihel - takozvanih "mladih" kometa - površinska zaštitna kora još nije stigla da se formira, a površina jezgra je prekrivena ledom, pa se evolucija gasa odvija intenzivno. direktnim isparavanjem. U spektru takve komete dominira reflektovana sunčeva svjetlost, što omogućava spektralno razlikovanje "starih" kometa od "mladih". Obično se "mladim" nazivaju komete sa velikim poluosama orbita, jer se pretpostavlja da one prvo prodiru u unutrašnje oblasti Sunčevog sistema. "Stare" komete su komete sa kratkim periodom okretanja oko Sunca, više puta prolazeći kroz svoj perihel. Kod "starih" kometa na površini se formira vatrostalni ekran, jer se pri ponovljenim vraćanjima na Sunce, površinski led, otapanjem, "kontaminira". Ovaj ekran dobro štiti led ispod njega od izlaganja sunčevoj svjetlosti.
Whippleov model objašnjava mnoge kometne fenomene: obilno ispuštanje plinova iz malih jezgara, uzrok negravitacijskih sila koje odstupaju kometu od izračunate putanje. Potoci koji teku iz jezgra stvaraju reaktivne sile, koje dovode do sekularnih ubrzanja ili usporavanja u kretanju kratkoperiodičnih kometa.
Postoje i drugi modeli koji poriču postojanje monolitnog jezgra: jedan predstavlja jezgro kao roj pahulja, drugi kao akumulaciju kamena i ledenih blokova, treći kaže da se jezgro periodično kondenzira od čestica roja meteora. pod uticajem planetarne gravitacije. Whippleov model se smatra najvjerovatnijim.
Mase jezgara kometa su trenutno određene krajnje nesigurno, pa se može govoriti o vjerovatnom rasponu masa: od nekoliko tona (mikrokometa) do nekoliko stotina, a moguće i hiljada milijardi tona (od 10 do 10-10 tona).
Kometna koma okružuje jezgro u obliku maglovite atmosfere. Za većinu kometa, koma se sastoji od tri glavna dijela, koji se značajno razlikuju po svojim fizičkim parametrima:
najbliža regija uz jezgro - unutrašnja, molekularna, hemijska i fotohemijska koma,
vidljiva koma ili koma radikala,
ultraljubičasta ili atomska koma.
Na udaljenosti od 1 AJ od Sunca, prosječni prečnik unutrašnje kome je D= 10 km, vidljivog D= 10-10 km, a ultraljubičastog D= 10 km.
Najintenzivniji fizički i hemijski procesi odvijaju se u unutrašnjoj komi: hemijske reakcije, disocijacija i jonizacija neutralnih molekula. U vidljivoj komi, koja se sastoji uglavnom od radikala (hemijski aktivnih molekula) (CN, OH, NH, itd.), nastavlja se proces disocijacije i ekscitacije ovih molekula pod dejstvom sunčevog zračenja, ali manje intenzivno nego u unutrašnjoj komi. .
L.M. Shulman je, na osnovu dinamičkih svojstava materije, predložio podjelu kometne atmosfere na sljedeće zone:
sloj uz zid (područje isparavanja i kondenzacije čestica na površini leda),
cirkumnuklearna oblast (oblast gasnodinamičkog kretanja materije),
tranzicijsko područje,
područje slobodne molekularne ekspanzije kometnih čestica u međuplanetarni prostor.
Ali ne mora svaka kometa nužno imati sve navedene atmosferske regije.
Kako se kometa približava Suncu, prečnik vidljive glave raste iz dana u dan, nakon što prođe perihel svoje orbite, glava se ponovo povećava i dostiže svoju maksimalnu veličinu između orbita Zemlje i Marsa. Općenito, za cijeli skup kometa, prečnici glava su u širokim granicama: od 6000 km do 1 milion km.
Glave kometa poprimaju različite oblike dok kruže komete. Udaljeni od Sunca, oni su okrugli, ali kako se približavaju Suncu, pod uticajem sunčevog pritiska, glava poprima oblik parabole ili lančane mreže.
S.V. Orlov je predložio sljedeću klasifikaciju glava kometa, uzimajući u obzir njihov oblik i unutrašnju strukturu:
Tip E; - uočeno kod kometa sa sjajnom komom, uokvirenih sa strane Sunca svjetlećim paraboličnim školjkama, čiji fokus leži u jezgru komete.
Tip C; - uočeno kod kometa čije su glave četiri puta slabije od glava tipa E i izgled podsećaju na luk.
Tip N; - primećeno kod kometa kojima nedostaju i koma i školjke.
Tip Q; - uočeno kod kometa koje imaju slabu izbočinu prema Suncu, odnosno anomalan rep.
Tip h; - uočeno kod kometa, u čijoj se glavi generišu ravnomerno šireći prstenovi - oreoli sa centrom u jezgru.
Najimpresivniji dio komete je njen rep. Repovi su skoro uvek usmereni od Sunca. Repovi se sastoje od prašine, gasa i jonizovanih čestica. Stoga se, ovisno o sastavu, čestice repova odbijaju u smjeru suprotnom od Sunca silama koje izlaze sa Sunca.
F. Bessel, proučavajući oblik repa Halejeve komete, prvo ga je objasnio djelovanjem odbojnih sila koje izlaze sa Sunca. Nakon toga, F.A. Bredikhin je razvio napredniju mehaničku teoriju repova kometa i predložio da se oni podijele u tri odvojene grupe, ovisno o veličini odbojnog ubrzanja.
Analiza spektra glave i repa pokazala je prisustvo sljedećih atoma, molekula i čestica prašine:
Organski C, C, CCH, CN, CO, CS, HCN, CHCN.
Neorganski H, NH, NH, O, OH, HO.
Metali - Na, Ca, Cr, Co, Mn, Fe, Ni, Cu, V, Si.
Joni - CO, CO, CH, CN, N, OH, HO.
Prašina - silikati (u infracrvenom području).
Mehanizam sjaja kometnih molekula dešifrovali su 1911. K. Schwarzschild i E. Kron, koji su došli do zaključka da je to mehanizam fluorescencije, odnosno reemisije sunčeve svjetlosti.
Ponekad se u kometama uočavaju prilično neobične strukture: zraci koji izlaze iz jezgra pod različitim uglovima i formiraju blistavi rep u agregatu; galos - sistemi širećih koncentričnih prstenova; stezanje školjki - pojava nekoliko školjki koje se stalno kreću prema jezgru; formacije oblaka; krivine repova u obliku omega koje se pojavljuju kada je solarni vjetar nehomogen.
Postoje i nestacionarni procesi u glavama kometa: bljeskovi sjaja povezani sa povećanim kratkotalasnim zračenjem i korpuskularnim tokovima; podjela jezgara na sekundarne fragmente.
Projekat Vega (Venera - Halejeva kometa) bio je jedan od najsloženijih u istoriji svemirskih istraživanja. Sastojao se iz tri dijela: proučavanje atmosfere i površine Venere uz pomoć lendera, proučavanje dinamike atmosfere Venere uz pomoć balon sondi, let kroz komu i plazma školjku Halejeve komete. .
Automatska stanica "Vega-1" lansirana je sa kosmodroma Bajkonur 15. decembra 1984. godine, a 6 dana kasnije je usledila "Vega-2". U junu 1985. prolazili su jedan za drugim u blizini Venere, nakon što su uspješno završili istraživanja vezana za ovaj dio projekta.
Ali najzanimljiviji je bio treći dio projekta - proučavanje Halejeve komete. Svemirski brod je po prvi put morao da "vidi" jezgro komete, nedostižno za zemaljske teleskope. Susret Vega-1 sa kometom održan je 6. marta, a Vega-2 9. marta 1986. godine. Prošli su na udaljenosti od 8900 i 8000 kilometara od njegovog jezgra.
Najvažniji zadatak u projektu bio je proučavanje fizičkih karakteristika jezgra komete. Po prvi put je jezgro razmatrano kao prostorno razlučen objekat, utvrđena je njegova struktura, dimenzije, infracrvena temperatura, te su dobijene procjene njegovog sastava i karakteristika površinskog sloja.
U to vrijeme još nije bilo tehnički moguće sletjeti na jezgro komete, jer je brzina susreta bila previsoka - u slučaju Halejeve komete, to je 78 km/s. Bilo je opasno čak i letjeti preblizu, jer bi kometna prašina mogla uništiti svemirski brod. Udaljenost preleta odabrana je uzimajući u obzir kvantitativne karakteristike komete. Korištena su dva pristupa: daljinska mjerenja pomoću optičkih instrumenata i direktna mjerenja materije (gasa i prašine) koja napušta jezgro i prelazi putanju letjelice.
Optički instrumenti su postavljeni na posebnu platformu, razvijenu i proizvedenu zajedno sa čehoslovačkim stručnjacima, koja se rotirala tokom leta i pratila putanju komete. Uz njegovu pomoć izvedena su tri naučna eksperimenta: televizijsko snimanje jezgra, mjerenje fluksa infracrvenog zračenja iz jezgra (dakle, određena je temperatura njegove površine) i spektar infracrvenog zračenja unutrašnjeg „blizu nuklearnog“ dijelove kome na talasnim dužinama od 2,5 do 12 mikrometara kako bi se utvrdio njen sastav. Istraživanja IC zračenja vršena su pomoću infracrvenog spektrometra IKS.
Rezultati optičkih istraživanja mogu se formulisati na sljedeći način: jezgro je izduženo monolitno tijelo nepravilnog oblika, dimenzije glavne ose su 14 kilometara, a prečnika oko 7 kilometara. Svakog dana iz njega napusti nekoliko miliona tona vodene pare. Proračuni pokazuju da takvo isparavanje može doći iz ledenog tijela. Ali u isto vrijeme, instrumenti su otkrili da je površina jezgra crna (reflektivnost manja od 5%) i vruća (oko 100.000 stepeni Celzijusa).
mjerenja hemijski sastav prašina, gas i plazma duž putanje leta pokazali su prisustvo vodene pare, atomske (vodonik, kiseonik, ugljenik) i molekularne (ugljenmonoksid, ugljendioksid, hidroksil, cijan, itd.) komponenti, kao i metala sa primesom silikati.
Projekat je realizovan uz široku međunarodnu saradnju i uz učešće naučnih organizacija iz mnogih zemalja. Kao rezultat ekspedicije Vega, naučnici su prvi put vidjeli jezgro komete, dobili veliku količinu podataka o njegovom sastavu i fizičkim karakteristikama. Grubi dijagram zamijenjen je slikom stvarnog prirodnog objekta koji nikada ranije nije bio uočen.
NASA trenutno priprema tri velike ekspedicije. Prvi od njih se zove "Stardust" ("Stardust"). To uključuje lansiranje svemirskog broda 1999. koji će proći 150 kilometara od jezgra komete Wild 2 u januaru 2004. godine. Njegov glavni zadatak je prikupljanje kometne prašine za dalja istraživanja koristeći jedinstvenu supstancu pod nazivom "aerogel". Drugi projekat se zove "Contour" ("COmet Nucleus TOUR"). Uređaj će biti lansiran u julu 2002. godine. U novembru 2003. susreće kometu Encke, u januaru 2006. - kometu Schwassmann-Wachmann-3, i, konačno, u avgustu 2008. - kometu d "Arrest. Biće opremljena naprednom tehničkom opremom koja će omogućiti dobijate kvalitetne fotografije jezgara u raznim spektrima, kao i sakupljate kometni gas i prašinu.Projekat je zanimljiv i po tome što se letelica može preorijentisati na novu kometu 2004-2008 uz pomoć Zemljinog gravitacionog polja. Treći projekat je najzanimljiviji i najsloženiji, zove se "Deep Space 4" i deo je istraživačkog programa pod nazivom "NASA New Millennium Program". Trebalo bi da sleti na jezgro komete Tempel 1 u decembru 2005. godine. i vratiti se na Zemlju 2010. godine. Svemirska letjelica će istražiti jezgro komete, prikupiti i dostaviti na Zemlju uzorke tla.
Najzanimljiviji događaji u proteklih nekoliko godina su: pojava komete Hale-Bopp i pad komete Schumacher-Levy 9 na Jupiteru.
Kometa Hale-Bopp pojavila se na nebu u proljeće 1997. godine. Njegov period je 5900 godina. Ova kometa je povezana sa nekima Zanimljivosti. U jesen 1996. američki astronom amater Chuck Shramek prenio je na internet fotografiju komete, na kojoj se jasno vidi svijetli bijeli objekt nepoznatog porijekla, blago spljošten horizontalno. Shramek ga je nazvao "Saturn-like object" (Saturn-like object, skraćeno kao "SLO"). Veličina objekta bila je nekoliko puta veća od veličine Zemlje.
Reakcija zvaničnih naučnih predstavnika bila je čudna. Slika Shrameka proglašena je lažnom, a sam astronom je bio prevarant, ali nije ponuđeno razumljivo objašnjenje za prirodu SLO. Slika objavljena na internetu izazvala je eksploziju okultizma, sa ogromnim brojem priča o nadolazećem kraju svijeta, "mrtvoj planeti drevne civilizacije", zlim vanzemaljcima koji se spremaju da zauzmu Zemlju kometom, čak i izraz: "Šta se dovraga dešava?" („Šta se dođavola dešava?“) je parafrazirano u „Šta se dođavola dešava?“… Još uvijek nije jasno o kakvom se objektu radilo, kakva je njegova priroda.
Preliminarne analize su pokazale da je drugo "jezgro" zvijezda u pozadini, ali su naknadne slike opovrgle ovu pretpostavku. Vremenom su se "oči" ponovo spojile, a kometa je poprimila svoj prvobitni oblik. Ovaj fenomen takođe nije objasnio nijedan naučnik.
Dakle, Hale-Bopp kometa nije bila standardni fenomen, dala je naučnicima novi razlog za razmišljanje.
Još jedan senzacionalan događaj bio je pad kratkoperiodične komete Šumaher-Levi 9 u julu 1994. na Jupiteru. Jezgro komete u julu 1992. godine, kao rezultat njenog približavanja Jupiteru, bilo je podijeljeno na fragmente, koji su se kasnije sudarili sa divovskom planetom. Zbog činjenice da su se sudari dogodili na noćnoj strani Jupitera, zemaljski istraživači su mogli da posmatraju samo bljeskove koje reflektuju sateliti planete. Analiza je pokazala da je prečnik fragmenata od jednog do nekoliko kilometara. 20 fragmenata komete palo je na Jupiter.
Naučnici kažu da je raspad komete na komadiće rijedak događaj, hvatanje komete od strane Jupitera je još rjeđi događaj, a sudar velike komete sa planetom je izvanredan kosmički događaj.
Nedavno je u američkoj laboratoriji, na jednom od najmoćnijih računara Intel Teraflop kapaciteta 1 trilion operacija u sekundi, izračunat model komete koja pada u radijusu od 1 kilometra na Zemlju. Proračuni su trajali 48 sati. Pokazali su da bi takva kataklizma bila kobna za čovječanstvo: stotine tona prašine bi se podigle u zrak, blokirajući pristup sunčevoj svjetlosti i toplini, formirao bi se džinovski cunami kada bi pao u okean, dogodili bi se razorni zemljotresi... prema jednoj hipotezi, dinosaurusi su izumrli kao rezultat pada velike komete ili asteroida. U državi Arizona nalazi se krater prečnika 1219 metara, nastao nakon pada meteorita prečnika 60 metara. Eksplozija je bila ekvivalentna eksploziji 15 miliona tona TNT-a. Pretpostavlja se da je čuveni meteorit Tunguska iz 1908. imao prečnik od oko 100 metara. Stoga naučnici sada rade na stvaranju sistema za rano otkrivanje, uništavanje ili odbacivanje velikih svemirska tijela leteći u blizini naše planete.
otkriće kometa uništenje kosmičkog tijela
