Slovo "kométa" je gréckeho pôvodu. Dá sa to preložiť ako "caudate"
, "chlpatý"
, "huňatý"
.
Táto definícia presne charakterizuje nebeské teleso, keďže „chvost“ plynu a prachu je charakteristickým znakom väčšiny komét.
Kométa je nebeské teleso, ktoré má v porovnaní s inými telesami vo vesmíre relatívne malú hmotnosť, zvyčajne nepravidelného tvaru, zloženú zo zmrazených plynov a neprchavých zložiek.
Kométy sa pohybujú vo vesmíre po určitých dráhach. Dráha kométy okolo Slnka je extrémne pretiahnutá elipsa. V závislosti od toho, ako ďaleko od hviezdy je kométa, sa mení jej vzhľad.
Ďaleko od Slnka vyzerá kométa ako rozmazaný mrak. Pri priblížení sa k nej vplyvom slnečnej tepelnej energie začne kométa odparovať plyn. Plyn „odfúkne“ častice tuhej hmoty, ktoré tvoria kométu, a tie nadobudnú formu oblaku okolo jadra, čím sa vytvorí kóma. Stáva sa, že kóma sa nafúkne do obrovskej veľkosti. 
Vplyvom vyparovania a pôsobenia slnečného vetra kométe „vyrastie“ chvost z prachu a plynu, vďaka čomu dostala svoje meno.
Charakteristika komét
Kométu možno konvenčne rozdeliť na tri časti – jadro, kómu, chvost. Všetko v kométach je absolútne chladné a ich žiara je len odrazom slnečného svetla od prachu a žiary ultrafialového ionizovaného plynu.
Nucleus
Jadro je najťažšou časťou tohto nebeského telesa. Obsahuje väčšinu hmoty kométy. Je dosť ťažké presne študovať zloženie jadra kométy, pretože vo vzdialenosti dostupnej pre teleskop je neustále obklopené plynným plášťom. V tomto ohľade bola teória amerického astronóma Whipplea prijatá ako základ pre teóriu zloženia jadra kométy.
Podľa jeho teórie je jadro kométy zmesou zmrznutých plynov zmiešaných s rôznymi prachmi. Preto, keď sa kométa priblíži k Slnku a zahreje sa, plyny sa začnú "topiť" a vytvoria chvost. Existujú však aj iné predpoklady o zložení jadra.
Jeden z nich tvrdí, že kométa má sypkú štruktúru prachu s veľmi veľkými pórmi – akúsi kozmickú „špongiu“. „Špongia“ je neuveriteľne krehká: ak vezmete aj veľmi veľký kus kométy, môžete ho ľahko roztrhnúť rukami.
Chvost
Chvost kométy je jej najvýraznejšou časťou. Vzniká v blízkosti kométy, keď sa blíži k Slnku. Chvost je svetelný pás, ktorý sa tiahne od jadra v opačnom smere ako Slnko, „odfúknutý“ slnečným vetrom.
Pozostáva z plynov a prachu, ktoré sa vyparujú z jadra kométy pod vplyvom toho istého slnečného vetra. Chvost jasne žiari – vďaka nemu máme možnosť pozorovať let týchto nebeských telies.
Vzájomné rozdiely komét
Kométy sa navzájom líšia hmotnosťou a veľkosťou. Niektoré z nich sú ťažšie, iné ľahšie, no napriek tomu sú tieto nebeské telesá veľmi malé v porovnaní so zvyškom telies vo vesmíre. Okrem toho môže pozorovateľ (ak má veľké šťastie) vidieť, že rôzne kométy majú rôzne žiary a tvary. Závisí to od toho, aké plyny sa odparujú z povrchu ich jadier.
Chvosty komét sa môžu líšiť aj dĺžkou a tvarom. Pre niektorých sa tiahne cez celú viditeľnú oblohu: v roku 1680 mohli obyvatelia Zeme pozorovať veľkú kométu s chvostom dlhým 240 miliónov kilometrov. Niektoré kométy majú rovný a úzky chvost, iné sú mierne zakrivené a široké, odchyľujúce sa na stranu; ďalšie sú krátke a výrazne zakrivené.
Rozdiely medzi kométami a asteroidmi
Asteroidy, podobne ako kométy, sú malé nebeské telesá. Asteroidy sú však väčšie ako kométy: podľa medzinárodnej klasifikácie k nim patria telesá, ktorých priemer presahuje 30 m. Do roku 2006 sa asteroid dokonca nazýval vedľajšia planéta. Nepriamo k tomu poslúžil fakt, že asteroidy majú satelity.
Asteroidy a kométy majú medzi sebou množstvo ďalších rozdielov.
Po prvé, asteroid a kométa sa líšia svojim zložením. Asteroid sa skladá prevažne z kovov a hornín, zatiaľ čo kométu, ako už vieme, tvoria zamrznuté plyny a prach. 
Z toho vyplýva druhý rozdiel - asteroid nemá chvost, pretože z jeho povrchu sa nemá čo vyparovať. Na rozdiel od komét sa asteroidy pohybujú po kruhovej dráhe a majú tendenciu spájať sa do pásov.
A napokon, existuje niekoľko miliónov známych asteroidov, pričom existuje len 3 572 komét.
Obsah článku
KOMÉTA, malé nebeské teleso pohybujúce sa v medziplanetárnom priestore a pri približovaní sa k Slnku hojne uvoľňujúce plyn. S kométami sú spojené rôzne fyzikálne procesy, od sublimácie (suché vyparovanie) ľadu až po plazmatické javy. Kométy sú pozostatky formovania slnečnej sústavy, prechodného štádia k medzihviezdnej hmote. Pozorovanie komét a dokonca aj ich objavovanie často vykonávajú amatérski astronómovia. Niekedy sú kométy také jasné, že upútajú pozornosť každého. V minulosti vzhľad jasných komét vyvolával medzi ľuďmi strach a slúžil ako zdroj inšpirácie pre umelcov a karikaturistov.
Pohyb a priestorové rozloženie.
Všetky alebo takmer všetky kométy sú zložkami slnečná sústava. Rovnako ako planéty dodržiavajú zákony gravitácie, ale pohybujú sa veľmi zvláštnym spôsobom. Všetky planéty obiehajú okolo Slnka v rovnakom smere (ktorý sa nazýva „dopredu“ na rozdiel od „obráteného“) po takmer kruhových dráhach ležiacich približne v rovnakej rovine (ekliptika) a kométy sa pohybujú v smere dopredu aj dozadu. vysoko pretiahnuté (excentrické) dráhy sklonené pod rôznymi uhlami k ekliptike. Je to povaha pohybu, ktorý okamžite rozdáva kométu.
Dlhoperiodické kométy (s obežnou dobou viac ako 200 rokov) pochádzajú z oblastí nachádzajúcich sa tisíckrát ďalej ako najvzdialenejšie planéty a ich dráhy sú naklonené v najrôznejších uhloch. Krátkoperiodické kométy (obdobia kratšie ako 200 rokov) pochádzajú z oblasti vonkajších planét a pohybujú sa smerom dopredu po dráhach, ktoré ležia blízko ekliptiky. Preč od Slnka kométy zvyčajne nemajú "chvosty", ale niekedy majú sotva viditeľnú "kómu" obklopujúcu "jadro"; spolu sa nazývajú "hlava" kométy. Keď sa blíži k Slnku, hlava sa zväčšuje a objavuje sa chvost.
Štruktúra.
V strede kómy je jadro - pevné teleso alebo zlepenec telies s priemerom niekoľkých kilometrov. Takmer celá hmotnosť kométy je sústredená v jej jadre; táto hmotnosť je miliardy krát menšia ako Zem. Podľa modelu F. Whipplea jadro kométy pozostáva zo zmesi rôzny ľad, väčšinou vodný ľad zmiešaný so zamrznutým oxidom uhličitým, čpavkom a prachom. Tento model potvrdzujú astronomické pozorovania aj priame merania z kozmickej lode v blízkosti jadier komét Halley a Giacobini–Zinner v rokoch 1985–1986.
Keď sa kométa priblíži k Slnku, jej jadro sa zohreje a ľad sublimuje, t.j. odparovať bez topenia. Výsledný plyn sa od jadra rozptyľuje všetkými smermi, pričom so sebou berie prachové častice a vytvára kómu. Molekuly vody, zničené slnečným žiarením, vytvárajú okolo jadra kométy obrovskú vodíkovú korónu. Okrem slnečnej príťažlivosti pôsobia na riedku hmotu kométy aj odpudivé sily, vďaka ktorým vzniká chvost. Neutrálne molekuly, atómy a prachové častice sú ovplyvnené tlakom slnečného žiarenia, zatiaľ čo ionizované molekuly a atómy sú silnejšie ovplyvnené tlakom slnečného vetra.
Správanie častíc tvoriacich chvost sa stalo oveľa jasnejším po priamom štúdiu komét v rokoch 1985–1986. Plazmový chvost, ktorý pozostáva z nabitých častíc, má zložitú magnetickú štruktúru s dvoma oblasťami rôznej polarity. Na strane kómy privrátenej k Slnku sa vytvára čelná rázová vlna, ktorá vykazuje vysokú aktivitu plazmy.
Aj keď chvost a kóma obsahuje menej ako jednu milióntinu hmotnosti kométy, 99,9 % svetla pochádza z týchto plynových formácií a iba 0,1 % z jadra. Faktom je, že jadro je veľmi kompaktné a má aj nízky koeficient odrazu (albedo).
Niekedy sú kométy zničené, keď sa priblížia k planétam. 24. marca 1993 na observatóriu Mount Palomar v Kalifornii astronómovia K. a Y. Shoemakerovci spolu s D. Levym objavili v blízkosti Jupitera kométu s už zničeným jadrom. Výpočty ukázali, že 9. júla 1992 kométa Shoemaker-Levy-9 (ide už o deviatu kométu, ktorú objavili) prešla blízko Jupitera vo vzdialenosti polovice polomeru planéty od jeho povrchu a bola roztrhnutá svojou príťažlivosťou na viac ako 20 dielov. Pred zničením bol polomer jeho jadra cca. 20 km.
Po natiahnutí do reťaze sa fragmenty kométy vzdialili od Jupitera pozdĺž predĺženej obežnej dráhy a potom sa k nej v júli 1994 opäť priblížili a zrazili sa s zakaleným povrchom Jupitera.
Pôvod.
Jadrá komét sú pozostatky primárnej hmoty slnečnej sústavy, z ktorej sa skladá protoplanetárny disk. Preto ich štúdium pomáha obnoviť obraz o formovaní planét vrátane Zeme. V princípe by k nám z medzihviezdneho priestoru mohli priletieť nejaké kométy, no doteraz sa žiadna taká kométa nepodarilo spoľahlivo identifikovať.
zloženie plynu.
V tabuľke. 1 sú uvedené hlavné zložky plynu komét v zostupnom poradí podľa ich obsahu. Pohyb plynu v chvostoch kométy ukazuje, že je silne ovplyvnený negravitačnými silami. Žiara plynu je vzrušená slnečným žiarením.
OBEŽNÉ OBEHY A KLASIFIKÁCIA
Pre lepšie pochopenie tejto časti vám odporúčame prečítať si články: NEBESKá MECHANIKA; KUŽEĽOVÉ SEKCIE; ORBIT; SLNEČNÁ SÚSTAVA.
Obežná dráha a rýchlosť.
Pohyb jadra kométy je úplne určený príťažlivosťou Slnka. Tvar obežnej dráhy kométy, ako každého iného telesa v slnečnej sústave, závisí od jej rýchlosti a vzdialenosti od Slnka. Priemerná rýchlosť telesa je nepriamo úmerná druhej odmocnine jeho priemernej vzdialenosti od Slnka ( a). Ak je rýchlosť vždy kolmá na vektor polomeru smerujúceho zo Slnka k telu, potom je obežná dráha kruhová a rýchlosť sa nazýva kruhová rýchlosť ( v c) na diaľku a. Rýchlosť úniku z gravitačného poľa Slnka na parabolickej dráhe ( vp) krát kruhová rýchlosť v tejto vzdialenosti. Ak je rýchlosť kométy nižšia vp, potom sa pohybuje okolo Slnka po eliptickej dráhe a nikdy neopustí slnečnú sústavu. Ale ak rýchlosť prekročí vp, potom kométa raz minie Slnko a navždy ho opustí, pričom sa pohybuje po hyperbolickej dráhe.
Na obrázku sú znázornené eliptické dráhy dvoch komét, ako aj takmer kruhové dráhy planét a parabolická dráha. Vo vzdialenosti, ktorá oddeľuje Zem od Slnka, je kruhová rýchlosť 29,8 km/s a parabolická rýchlosť je 42,2 km/s. V blízkosti Zeme je rýchlosť Enckeho kométy 37,1 km/s a rýchlosť Halleyho kométy je 41,6 km/s; to je dôvod, prečo Halleyova kométa ide oveľa ďalej od Slnka ako Enckeho kométa.
Klasifikácia dráh komét.
Väčšina komét má eliptické dráhy, takže patria do slnečnej sústavy. Pravda, pre mnohé kométy sú to veľmi pretiahnuté elipsy, blízko paraboly; Kométy podľa nich opúšťajú Slnko veľmi ďaleko a na dlhý čas. Je zvykom rozdeliť eliptické dráhy komét na dva hlavné typy: krátkoperiodické a dlhoperiodické (takmer parabolické). Za hraničnú dobu sa považuje obežná doba 200 rokov.
PRIESTOROVÉ ROZDELENIE A VZNIK
Takmer parabolické kométy.
Mnoho komét patrí do tejto triedy. Keďže ich obdobia revolúcie sú milióny rokov, v blízkosti Slnka sa v priebehu storočia objaví iba jedna desaťtisícina z nich. V 20. storočí pozorované cca. 250 takýchto komét; preto sú ich milióny. Navyše nie všetky kométy sa približujú k Slnku natoľko, aby sa stali viditeľnými: ak perihélium (bod najbližšie k Slnku) obežnej dráhy kométy leží za obežnou dráhou Jupitera, potom je takmer nemožné si ho všimnúť.
Vzhľadom na to v roku 1950 Jan Oort navrhol, aby bol priestor okolo Slnka vo vzdialenosti 20-100 tisíc a.u. (astronomické jednotky: 1 AU = 150 miliónov km, vzdialenosť Zeme od Slnka) je vyplnená jadrami komét, ktorých počet sa odhaduje na 10 12 a celková hmotnosť je 1–100 hmotností Zeme. Vonkajšia hranica Oortovho „kométového oblaku“ je určená tým, že v tejto vzdialenosti od Slnka je pohyb komét výrazne ovplyvnený príťažlivosťou susedných hviezd a iných hmotných objektov ( cm. nižšie). Hviezdy sa pohybujú vzhľadom na Slnko, mení sa ich rušivý vplyv na kométy, čo vedie k vývoju dráh komét. Náhodou sa teda kométa môže nachádzať na obežnej dráhe v blízkosti Slnka, no pri ďalšej revolúcii sa jej dráha mierne zmení a kométa prejde ďaleko od Slnka. Namiesto neho však budú z Oortovho oblaku do blízkosti Slnka neustále padať „nové“ kométy.
krátkoperiodické kométy.
Keď kométa prejde blízko Slnka, jej jadro sa zohreje a ľad sa vyparí, čím vznikne plynná kóma a chvost. Po niekoľkých stovkách alebo tisíckach takýchto prechodov nezostanú v jadre žiadne taviteľné látky a prestane byť viditeľné. Pre krátkoperiodické kométy pravidelne sa približujúce k Slnku to znamená, že za menej ako milión rokov by sa ich populácia mala stať neviditeľnou. Ale pozorujeme ich, preto neustále prichádza doplnenie z „čerstvých“ komét.
K doplneniu krátkoperiodických komét dochádza v dôsledku ich „zachytenia“ planétami, najmä Jupiterom. Predtým sa predpokladalo, že boli zachytené dlhoperiodické kométy z Oortovho oblaku, ale teraz sa predpokladá, že pochádzajú z kometárneho disku nazývaného „vnútorný Oortov oblak“. V zásade sa koncepcia Oortovho oblaku nezmenila, ale výpočty ukázali, že slapový vplyv Galaxie a dopad masívnych oblakov medzihviezdneho plynu by ju mali pomerne rýchlo zničiť. Na doplnenie potrebujete zdroj. Za takýto zdroj sa dnes považuje vnútorný Oortov oblak, ktorý je oveľa odolnejší voči vplyvu prílivu a odlivu a obsahuje rádovo viac komét ako vonkajší oblak predpovedaný Oortom. Po každom priblížení Slnečnej sústavy s masívnym medzihviezdnym oblakom sa kométy z vonkajšieho Oortovho oblaku rozptýlia do medzihviezdneho priestoru a nahradia ich kométy z vnútorného oblaku.
K prechodu kométy z takmer parabolickej dráhy na krátkoperiodickú dochádza, ak planétu dobieha zozadu. Zachytenie kométy na novú obežnú dráhu zvyčajne trvá niekoľko prechodov cez planetárny systém. Výsledná dráha kométy má zvyčajne malý sklon a veľkú excentricitu. Kométa sa po nej pohybuje smerom dopredu a afélium jej obežnej dráhy (bod najvzdialenejší od Slnka) leží blízko obežnej dráhy planéty, ktorá ju zachytila. Tieto teoretické úvahy plne potvrdzujú aj štatistiky o dráhach komét.
negravitačné sily.
Plynné produkty sublimácie vyvíjajú reaktívny tlak na jadro kométy (podobný spätnému rázu dela pri výstrele), čo vedie k vývoju obežnej dráhy. Najaktívnejší výstup plynu nastáva z vyhrievanej „popoludňajšej“ strany jadra. Smer tlakovej sily na jadro sa preto nezhoduje so smerom slnečných lúčov a slnečnej gravitácie. Ak sa axiálna rotácia jadra a jeho orbitálna cirkulácia vyskytujú v rovnakom smere, potom tlak plynu ako celku urýchľuje pohyb jadra, čo vedie k zvýšeniu obežnej dráhy. Ak rotácia a reverzácia nastanú v opačných smeroch, potom sa pohyb kométy spomalí a obežná dráha sa zníži. Ak bola takáto kométa pôvodne zachytená Jupiterom, po určitom čase je jej dráha úplne v oblasti vnútorných planét. Toto sa pravdepodobne stalo kométe Encke.
Kométy narážajúce na Slnko.
Špeciálnu skupinu krátkoperiodických komét tvoria kométy, ktoré sa „dotýkajú“ Slnka. Pravdepodobne vznikli pred tisícročiami v dôsledku slapovej deštrukcie veľkého jadra s priemerom najmenej 100 km. Po prvom katastrofickom priblížení k Slnku úlomky jadra urobili cca. 150 otáčok, ktoré sa ďalej rozpadávajú. Dvanásť členov tejto rodiny Kreutzových komét bolo pozorovaných v rokoch 1843 až 1984. Možno ich pôvod súvisí s veľkou kométou, ktorú videl Aristoteles v roku 371 pred Kristom.
Halleyova kométa.
Toto je najznámejšia zo všetkých komét. Od roku 239 pred Kristom bol pozorovaný 30-krát. Pomenovaný podľa E. Halleyho, ktorý po objavení sa kométy v roku 1682 vypočítal jej dráhu a predpovedal jej návrat v roku 1758. Doba obehu Halleyovej kométy je 76 rokov; naposledy sa objavila v roku 1986 a najbližšie bude pozorovaná v roku 2061. V roku 1986 ju zblízka študovalo 5 medziplanetárnych sond – dve japonské („Sakigake“ a „Suisei“), dve sovietske („Vega- 1" a "Vega-2") a jeden európsky ("Giotto"). Ukázalo sa, že jadro kométy má zemiakový tvar s dĺžkou cca. 15 km a šírke cca. 8 km a jeho povrch je „čiernejší ako uhlie.“ Možno je pokrytý vrstvou organických zlúčenín, ako je polymerizovaný formaldehyd. Množstvo prachu v blízkosti jadra sa ukázalo byť oveľa vyššie, ako sa očakávalo.
Kométa Encke.
Táto slabá kométa bola prvou, ktorá bola zaradená do Jupiterovej rodiny komét. Jeho perióda 3,29 roka je najkratšia spomedzi komét. Dráhu prvýkrát vypočítal v roku 1819 nemecký astronóm I. Encke (1791–1865), ktorý ju stotožnil s kométami pozorovanými v rokoch 1786, 1795 a 1805. Enckeho kométa je zodpovedná za meteorický roj Taurid, ktorý sa každoročne pozoruje v októbri a novembri.
Kométa Giacobini-Zinner.
Túto kométu objavil M. Giacobini v roku 1900 a znovu ju objavil E. Zinner v roku 1913. Jej perióda je 6,59 roka. Práve s ňou sa 11. septembra 1985 prvýkrát priblížila vesmírna sonda International Cometary Explorer, ktorá prešla chvostom kométy vo vzdialenosti 7800 km od jadra, vďaka čomu sa získali údaje o plazmatickej zložke chvosta. Táto kométa je spojená s meteorickým rojom Jacobinids (Draconids).
FYZIKA KOMÉT
Nucleus.
Všetky prejavy kométy sú nejakým spôsobom spojené s jadrom. Whipple naznačil, že jadro kométy je pevné teleso, ktoré pozostáva najmä z vodného ľadu s prachovými časticami. Takýto model „špinavej snehovej gule“ ľahko vysvetľuje viacnásobné prelety komét v blízkosti Slnka: pri každom prelete sa tenká povrchová vrstva (0,1–1 % celkovej hmoty) odparí a vnútorná časť jadra sa zachová. Jadro je možno konglomerátom niekoľkých „kometesimálov“, z ktorých každá nemá priemer väčší ako kilometer. Takáto štruktúra by mohla vysvetliť rozpad jadier na kúsky, ako to bolo pozorované pri kométe Biela v roku 1845 alebo kométe West v roku 1976.
Lesknite sa.
Pozorovaná jasnosť nebeského telesa osvetleného Slnkom s konštantným povrchom sa mení nepriamo úmerne so štvorcami jeho vzdialeností od pozorovateľa a od Slnka. Slnečné svetlo je však rozptýlené hlavne plynovým a prachovým obalom kométy, ktorého efektívna plocha závisí od rýchlosti sublimácie ľadu, ktorá zase závisí od tepelného toku dopadajúceho na jadro, ktorý sa sám mení nepriamo s štvorec vzdialenosti k Slnku. Jasnosť kométy by sa preto mala meniť inverzne so štvrtou mocninou vzdialenosti k Slnku, čo potvrdzujú aj pozorovania.
Veľkosť jadra.
Veľkosť jadra kométy sa dá odhadnúť z pozorovaní v čase, keď je ďaleko od Slnka a nie je zahalená plynovým a prachovým obalom. V tomto prípade sa svetlo odráža iba pevným povrchom jadra a jeho zdanlivá brilancia závisí od plochy prierezu a koeficientu odrazu (albedo). Jadro Halleyovej kométy malo veľmi nízke albedo - cca. 3 %. Ak je to charakteristické aj pre iné jadrá, tak priemery väčšiny z nich ležia v rozmedzí od 0,5 do 25 km.
Sublimácia.
Pre fyziku komét je dôležitý prechod hmoty z pevného do plynného skupenstva. Merania jasnosti a emisných spektier komét ukázali, že topenie hlavných ľadov sa začína vo vzdialenosti 2,5–3,0 AU, ako by to malo byť, ak je ľad tvorený prevažne vodou. Potvrdila to štúdia komét Halley a Giacobini-Zinner. Plyny pozorované ako prvé počas priblíženia kométy k Slnku (CN, C 2) sú pravdepodobne rozpustené vo vodnom ľade a tvoria hydráty plynov (klatráty). Ako bude tento „zložený“ ľad sublimovať, závisí vo veľkej miere od termodynamických vlastností vodného ľadu. Sublimácia zmesi prachu a ľadu prebieha v niekoľkých fázach. Prúdy plynu a nimi zachytávané malé a nadýchané prachové častice opúšťajú jadro, pretože príťažlivosť blízko jeho povrchu je extrémne slabá. Husté alebo ťažké prachové zrnká spojené dohromady však prúd plynu neodnesie a vytvorí sa prachová kôra. Potom slnečné lúče zohrejú vrstvu prachu, teplo prejde dovnútra, ľad sublimuje a prúdy plynu prerazia, čím sa rozbije prachová kôra. Tieto efekty sa prejavili pri pozorovaní Halleyovej kométy v roku 1986: sublimácia a únik plynu nastali len v niekoľkých oblastiach jadra kométy osvetlených Slnkom. Pravdepodobne bol v týchto oblastiach odkrytý ľad, zatiaľ čo zvyšok povrchu bol pokrytý kôrou. Uniknutý plyn a prach vytvárajú okolo jadra kométy pozorovateľné štruktúry.
Kóma.
Zrnká prachu a plyn z neutrálnych molekúl (tabuľka 1) tvoria takmer guľovú kométu. Zvyčajne sa kóma rozprestiera od 100 tisíc do 1 milióna km od jadra. Ľahký tlak môže zdeformovať kómu a natiahnuť ju v antisolárnom smere.
Vodíková koróna.
Keďže jadrové ľady sú väčšinou voda, kóma tiež obsahuje väčšinou molekuly H 2 O. Fotodisociácia štiepi H 2 O na H a OH a potom OH na O a H. Rýchle atómy vodíka lietajú ďaleko od jadra skôr, ako sa ionizujú. tvoria korónu, ktorej viditeľná veľkosť často presahuje slnečný disk.
Chvost a súvisiace javy.
Chvost kométy môže byť zložený z molekulárnej plazmy alebo prachu. Niektoré kométy majú oba typy chvostov.
Prachový chvost je zvyčajne homogénny a tiahne sa milióny a desiatky miliónov kilometrov. Je tvorený prachovými zrnkami tlačenými späť tlakom slnečného svetla z jadra v protislnečnom smere a má žltkastú farbu, pretože prachové zrná jednoducho rozptyľujú slnečné svetlo. Štruktúry prachového chvosta možno vysvetliť nerovnomernou erupciou prachu z jadra alebo deštrukciou prachových zŕn.
Plazmový chvost dlhý desiatky a dokonca stovky miliónov kilometrov je viditeľným prejavom komplexnej interakcie medzi kométou a slnečným vetrom. Niektoré molekuly, ktoré opustili jadro, sú ionizované slnečným žiarením, pričom vznikajú molekulárne ióny (H 2 O +, OH +, CO +, CO 2 +) a elektróny. Táto plazma bráni pohybu slnečného vetra preniknutého magnetickým poľom. Pri náraze na kométu sa siločiary omotajú okolo nej, pričom nadobúdajú tvar vlásenky a vytvárajú dve oblasti s opačnou polaritou. Molekulové ióny sú zachytené v tejto magnetickej štruktúre a tvoria viditeľný plazmatický chvost v jej centrálnej, najhustejšej časti, ktorý má modrú farbu v dôsledku spektrálnych pásov CO+. Úlohu slnečného vetra pri tvorbe plazmových chvostov stanovili L. Birman a H. Alven v 50. rokoch 20. storočia. Ich výpočty potvrdili merania z kozmickej lode, ktorá v rokoch 1985 a 1986 preletela cez chvosty komét Giacobini-Zinner a Halley.
V plazmovom chvoste sú ďalšie javy interakcie so slnečným vetrom dopadajúcim na kométu rýchlosťou cca. 400 km/sa vytvára pred ňou rázovú vlnu, v ktorej sa hmota vetra a hlavy kométy zhutňuje. Proces „zachytenia“ zohráva podstatnú úlohu; jej podstatou je, že neutrálne molekuly kométy voľne prenikajú do prúdu slnečného vetra, no ihneď po ionizácii začnú aktívne interagovať s magnetickým poľom a sú urýchľované na významné energie. Niekedy sú pozorované skutočne veľmi energetické molekulárne ióny, ktoré sú z hľadiska naznačeného mechanizmu nevysvetliteľné. Proces zachytávania tiež excituje plazmové vlny v obrovskom objeme priestoru okolo jadra. Pozorovanie týchto javov má zásadný význam pre fyziku plazmy.
Pozoruhodnou podívanou je „lomenie chvosta“. Ako je známe, v normálnom stave je plazmový chvost spojený s hlavou kométy magnetickým poľom. Často sa však chvost odlepí od hlavy a zaostáva a na jeho mieste sa vytvorí nový. K tomu dochádza, keď kométa prechádza cez hranicu oblastí slnečného vetra s opačne orientovanými magnetickými poľami. V tomto bode je magnetická štruktúra chvosta preusporiadaná, čo vyzerá ako zlomenie a vytvorenie nového chvosta. Zložitá topológia magnetického poľa vedie k zrýchleniu nabitých častíc; Možno to vysvetľuje vzhľad vyššie uvedených rýchlych iónov.
Kolízie v slnečnej sústave.
Z pozorovaného počtu a orbitálnych parametrov komét vypočítal E. Epic pravdepodobnosť kolízie s jadrami komét rôznych veľkostí (tab. 2). V priemere 1 krát za 1,5 miliardy rokov má Zem šancu zraziť sa s jadrom s priemerom 17 km, čo môže úplne zničiť život na území rovnajúcom sa rozlohe Severná Amerika. Za 4,5 miliardy rokov histórie Zeme sa to mohlo stať viackrát. Oveľa častejšie sa vyskytujú katastrofy menšieho rozsahu: v roku 1908 sa nad Sibírom jadro malej kométy pravdepodobne dostalo do atmosféry a vybuchlo, čo spôsobilo, že na veľkom území sa usadil les.
Klasifikácia a typy komét
Označenia planét
Až do roku 1994 sa najprv dávali kométy dočasné označenia, pozostávajúce od roku ich otvorenia a latinské malé písmeno, ktorý udáva poradie ich otvárania v danom roku(napríklad kométa 1969i bola deviatou kométou objavenou v roku 1969).
Po kométe prešiel perihéliom, bola jeho dráha spoľahlivo stanovená, po prečo kométa dostala trvalé označenie, pozostávajúce z roku prechodu perihélia a rímskeho čísla označujúce poradie prechodu perihélia v danom roku. Takže kométa 1969i dostal trvalé označenie 1970 II(druhá kométa, ktorá prešla perihéliom v roku 1970).
Od roku 1994 názov kométy obsahuje rok objavu, písmeno označujúce polovicu mesiaca, v ktorom došlo k objavu, a číslo objavu v tejto polovici mesiaca. Pred označením kométa dať predponu označujúci o povahe kométy. Používajú sa tieto predpony:
Označenie komét od roku 1994
Príklad: C/1995 O1 Dlhoperiodická kométa /1995/1 objavená v auguste
Veľkosť a tvar komét
Keď astronómovia hovoria o veľkosti kométy, majú na mysli veľkosť jadra kométy. Kométy majú širokú škálu veľkostí. Jadrá komét zvyčajne nepresahujú priemer 10-15 km a najčastejšie majú veľkosť 1-5 km. Lovejoyova kométa mala jadro 120 m, Hale-Boppovo jadro malo priemer najmenej 70 km. Takéto kométy sú však veľmi zriedkavé
Klasifikácia dráh komét
Kométa ISON je dlhoperiodická cirkumsolárna kométa.
Obežná dráha a rýchlosť
Na obrázku sú znázornené eliptické dráhy dvoch komét, ako aj takmer kruhové dráhy planét a parabolická dráha. Vo vzdialenosti, ktorá oddeľuje Zem od Slnka, je kruhová rýchlosť 29,8 km/s a parabolická rýchlosť je 42,2 km/s.
V blízkosti Zeme je rýchlosť Enckeho kométy 37,1 km/s a rýchlosť Halleyho kométy je 41,6 km/s; to je dôvod, prečo Halleyova kométa ide oveľa ďalej od Slnka ako Enckeho kométa.
Pohyb jadra kométy je úplne určený príťažlivosťou Slnka. Tvar obežnej dráhy kométy závisí na jeho rýchlosti a vzdialenosti od Slnka.
(v p) = 1,4 v c - parabolická dráha
Priemerná rýchlosť telesa je nepriamo úmerná druhej odmocnine jeho priemernej vzdialenosti od Slnka (a). Ak je rýchlosť vždy kolmá na vektor polomeru smerujúci zo Slnka k telesu, potom je obežná dráha kruhová a rýchlosť sa nazýva kruhová rýchlosť (vc) vo vzdialenosti a.
Rýchlosť úniku z gravitačného poľa Slnka na parabolickej dráhe ( vp) je 1,4-násobok kruhovej rýchlosti v tejto vzdialenosti. Ak je rýchlosť kométy nižšia vp, potom sa pohybuje okolo Slnka po eliptickej dráhe a nikdy neopustí slnečnú sústavu.
Ale ak rýchlosť prekročí vp, potom kométa raz minie Slnko a navždy ho opustí, pričom sa pohybuje po hyperbolickej dráhe
> jadro kométy
jadro kométy- v akom stave sa jadro nachádza: z čoho pozostáva látka, stavba kométy, porovnanie jadier kométy, veľkosť, pôvod, spojenie s Oortovým oblakom.
Pozrime sa, v akom stave je jadro kométy a z čoho pozostáva. Jadro kométy sa nazýva integrálna centrálna časť kométy, ktorá sa zvyčajne nazýva špinavá snehová guľa alebo ľadová guľa. Zloženie jadra kométy zahŕňa kamenné úlomky, prach a zmrznuté plyny. So zvýšením teploty nastáva sublimácia plynu a tvorba atmosférickej vrstvy okolo jadra - kóma. Začína byť ovplyvňovaný tlakom slnečného žiarenia a vetrom, vďaka čomu sa natiahne dlhý chvost. Albedo pre typický chvost je 0,04 (tmavšie ako uhlie).
Misie Rosetta a Philae ukázali, že jadro kométy 67P/Churyumov-Gerasimenko nemá magnetické pole, čo znamená, že magnetizmus možno neovplyvnil skorý vznik planetezimál. Spektrograf tiež vypočítal, že elektróny vo vzdialenosti 1 km sú zodpovedné za proces degradácie molekúl vody a oxidu uhličitého uvoľnených z jadra do kómy.
V roku 2015 výskumníci uviedli, že sonda Philae získala najmenej 16 organických zlúčenín, pričom 4 boli prvýkrát pozorované na kométach.
Pôvod kométových jadier
Predpokladá sa, že kométy (alebo ich predchodcovia) sa objavili v slnečnej sústave milióny rokov pred vznikom planét. Počítačové modely ukazujú, že hlavné štrukturálne znaky jadier možno vysvetliť nízkou rýchlosťou narastania slabých komét. Teraz sa väčšina prikláňa k hypotéze hmloviny, kde sú kométy zvyškami pôvodných planetárnych stavebných blokov.
Kométy môžu pochádzať z Oortovho oblaku a rozptýleného disku.
Veľkosť jadra kométy
Väčšina kometárnych jadier siaha 16 km. Z najväčších komét stojí za zmienku C/2002 VQ94 (100 km), Hale-Bopp (60 km), 29P (30,8 km), 109P/Swift-Tuttle (26 km) a 28P (21,4 km).
Jadro Halleyovej kométy (15 x 8 x 8 km) predstavuje rovnaký pomer ľadu a prachu.
V roku 2001 skúmala sonda Deep Space 1 jadro kométy Borelli (8 x 4 x 4 km) a zistila, že má asi polovicu veľkosti jadra Halleyovej kométy. Tiež pripomína zemiak a je pokrytý tmavým materiálom.
Priemer Hale-Boppovho jadra sa odhadoval na 20-60 km. Zdalo sa, že je jasné a zobrazené bez použitia nástrojov. Priemer jadra P/2007 R5 dosahuje len 100-200 m.
Malé kentaury sa tiahnu aj na 250-300 km, medzi ktorými sú tri najväčšie: Chariklo (258 km), Chiron (230 km) a 1995 SN55 (300 km).
Priemerná hustota komét je 0,6 g/cm 3 .
Zloženie kométových jadier
Približne 80 % jadra Halleyovej kométy zaberá vodný ľad a 15 % zamrznutý oxid uhoľnatý. Väčšinu zvyšku tvorí oxid uhličitý, amoniak a mrazený metán. Vedci si myslia, že zvyšok komét je chemickým zložením podobný Halleyovej kométe, ktorej jadro je tiež tmavé. Možno je na povrchovej vrstve kôra prachu a kameňov.
Analýza vodnej pary Čurjumova-Gerasimenka ukázala významný rozdiel od pozemskej. Pomer deutéria k vodíku je trikrát vyšší ako v suchozemskej vode. Preto je nepravdepodobné, že by sa k nám voda dostala z takýchto komét. Môžete vidieť, ako vyzerá fotografia jadra rôznych komét.
Obrázok jadier niektorých komét |
Hartley
*Kliknutím na obrázok sa obrázok zväčší
štruktúra kométy
Časť vodnej pary v kométe 67P je schopná uniknúť z jadra, ale asi 80 % z nej sa zrekonštruuje vo vrstvách pod povrchom. To znamená, že tenké a na ľad bohaté vrstvy mohli vzniknúť vďaka kometárnej aktivite a evolúcii.
Sonda Fila ukázala, že vrstva prachu je schopná dosiahnuť 20 cm a pod ňou sa skrýva pevný ľad alebo zmes ľadu a prachových častíc. Sila sa zvyšuje s približovaním sa k jadru.
Štiepenie kométy
Proces štiepenia komét ukázal, že jadrá niektorých komét môžu byť krehké. Stalo sa to napríklad v roku 1846 s 3D / Biela, v roku 1992 s Shoemaker-Levy 9 a tiež v rokoch 1995-2006. - 73R. Hoci o tomto procese informoval Ephorus v roku 372-373. pred Kr.
Zdá sa, že kométy 42P a 53P sú fragmentmi raného obdobia veľký objekt. Podrobná štúdia ukázala, že obe kométy sa blížili k Jupiteru v roku 1850 a do tej chvíle sa ich dráhy prakticky zhodovali.
Albedo jadier komét
Holistické jadrá patria medzi najtmavšie objekty v našom systéme. Giotto zistil, že Halleyho jadro odrážalo len 4 % lúčov a Deep Space 1 si všimol, že Borelliho kométa odráža len 2,5 – 3 % prichádzajúceho svetla. Existuje názor, že komplexné organické zlúčeniny pôsobia ako materiál pre tmavú povrchovú vrstvu. Zahrievanie znemožňuje prchavé zlúčeniny a zanecháva tmavé materiály.
Približne 6 % blízkozemských asteroidov sa považuje za jadrá mŕtvych komét bez uvoľňovania plynov. Medzi takéto predmety patrí 14827 Hypnos a 3552 Don Quijote.
Kométa D / 1993 F2 (Shoemakerov - Levy) bola roztrhnutá gravitáciou Jupitera, po čom úlomky dopadli na jej povrch
Detekcia a štúdium kométových jadier
Prvou blízkou misiou k jadru bol let Giottovej sondy. Prvýkrát sa lodi podarilo priblížiť na vzdialenosť 596 km. Výskumníci boli schopní vidieť výtrysky, nízke povrchové albedo a prítomnosť organických zlúčenín.
Malé jadro kométy je jej jedinou pevnou časťou, je v nej sústredená takmer všetka jej hmota. Preto je jadro hlavnou príčinou zvyšku komplexu kometárnych javov. Jadrá komét sú stále neprístupné pre teleskopické pozorovania, pretože sú zahalené svetelnou hmotou, ktorá ich obklopuje a nepretržite prúdi z jadier. Pomocou veľkých zväčšení je možné nahliadnuť do hlbších vrstiev svetelného plynového a prachového obalu, ale to, čo zostane, bude stále výrazne presahovať skutočné rozmery jadra. Centrálna hviezdokopa viditeľná v atmosfére kométy vizuálne a na fotografiách sa nazýva fotometrické jadro. Predpokladá sa, že v jeho strede je skutočné jadro kométy, to znamená, že sa nachádza centrum hmoty. Ako však sovietsky astronóm D.O. Mokhnach, ťažisko sa nemusí zhodovať s najjasnejšou oblasťou fotometrického jadra. Tento jav sa nazýva Mokhnachov efekt.
Hmlisté prostredie obklopujúce fotometrické jadro sa nazýva kóma. Kóma spolu s jadrom tvorí hlavu kométy – plynný obal, ktorý vzniká v dôsledku zahrievania jadra pri priblížení sa k Slnku. Ďaleko od Slnka vyzerá hlava symetricky, ale keď sa k nej približuje, postupne sa stáva oválnou, potom sa ešte viac predĺži a na strane oproti Slnku sa z nej vyvinie chvost pozostávajúci z plynu a prachu, ktoré tvoria hlavu. .
Jadro je najdôležitejšou súčasťou kométy. Stále však neexistuje konsenzus o tom, čo to vlastne je. Už v časoch Laplacea panoval názor, že jadro kométy je pevné teleso, pozostávajúce z ľahko sa vyparujúcich látok ako ľad alebo sneh, ktoré sa vplyvom slnečného tepla rýchlo menia na plyn. Tento klasický ľadový model kometárneho jadra sa v posledných rokoch výrazne rozšíril. Najväčšiemu uznaniu sa teší Whippleov model jadra, konglomerátu žiaruvzdorných kamenných častíc a zmrazenej prchavej zložky (metán, oxid uhličitý, voda atď.). V takomto jadre sa striedajú ľadové vrstvy zmrznutých plynov s prachovými vrstvami. Keď sa plyny zahrievajú, vyparujú, nesú so sebou oblaky prachu. To umožňuje vysvetliť tvorbu plynových a prachových chvostov v kométach, ako aj schopnosť malých jadier odplyňovať.
Mechanizmus odtoku hmoty z jadra je podľa Whipplea vysvetlený nasledovne. V kométach, ktoré vykonali malý počet prechodov cez perihélium - takzvané "mladé" kométy - sa povrchová ochranná kôra ešte nestihla vytvoriť a povrch jadra je pokrytý ľadom, takže vývoj plynu prebieha intenzívne. priamym odparovaním. V spektre takejto kométy dominuje odrazené slnečné svetlo, čo umožňuje spektrálne rozlíšiť „staré“ kométy od „mladých“. Zvyčajne sa „mladé“ nazývajú kométy s veľkými poloosami obežných dráh, pretože sa predpokladá, že najskôr preniknú do vnútorných oblastí slnečnej sústavy. „Staré“ kométy sú kométy s krátkou periódou revolúcie okolo Slnka, ktoré opakovane prechádzajú cez svoje perihélium. Pri „starých“ kométach sa na povrchu vytvára žiaruvzdorná clona, pretože pri opakovaných návratoch k Slnku sa povrchový ľad, roztápajúci sa, „kontaminuje“. Táto clona dobre chráni ľad pod ňou pred slnečným žiarením.
Whippleov model vysvetľuje mnohé kometárne javy: hojné uvoľňovanie plynov z malých jadier, príčinu negravitačných síl, ktoré odchyľujú kométu od vypočítanej dráhy. Prúdy prúdiace z jadra vytvárajú reaktívne sily, ktoré vedú k sekulárnym zrýchleniam alebo spomaleniu pohybu krátkoperiodických komét.
Existujú aj iné modely, ktoré popierajú existenciu monolitického jadra: jeden predstavuje jadro ako roj snehových vločiek, druhý ako nahromadenie kamenných a ľadových blokov, tretí hovorí, že jadro periodicky kondenzuje z častíc meteorického roja. pod vplyvom planetárnej gravitácie. Whippleov model sa považuje za najpravdepodobnejší.
Hmotnosti jadier komét sú v súčasnosti určované mimoriadne neisto, takže môžeme hovoriť o pravdepodobnom rozsahu hmotností: od niekoľkých ton (mikrokométy) po niekoľko stoviek a možno aj tisíce miliárd ton (od 10 do 10-10 ton).
Kometárna kóma obklopuje jadro vo forme hmlistej atmosféry. Pre väčšinu komét pozostáva kóma z troch hlavných častí, ktoré sa výrazne líšia svojimi fyzikálnymi parametrami:
najbližšia oblasť priľahlá k jadru - vnútorná, molekulárna, chemická a fotochemická kóma,
viditeľná kóma alebo kóma radikálov,
ultrafialová alebo atómová kóma.
Vo vzdialenosti 1 AU od Slnka je priemerný priemer vnútornej kómy D= 10 km, viditeľná D= 10-10 km a ultrafialová D= 10 km.
Vo vnútornej kóme prebiehajú najintenzívnejšie fyzikálne a chemické procesy: chemické reakcie, disociácia a ionizácia neutrálnych molekúl. Vo viditeľnej kóme, pozostávajúcej najmä z radikálov (chemicky aktívnych molekúl) (CN, OH, NH atď.), proces disociácie a excitácie týchto molekúl pôsobením slnečného žiarenia pokračuje, ale menej intenzívne ako vo vnútornej kóme. .
L.M. Shulman na základe dynamických vlastností hmoty navrhol rozdeliť atmosféru kométy do nasledujúcich zón:
vrstva pri stene (oblasť vyparovania a kondenzácie častíc na povrchu ľadu),
cirkumnukleárna oblasť (oblasť plynodynamického pohybu hmoty),
prechodová oblasť,
oblasť voľnej molekulárnej expanzie kometárnych častíc do medziplanetárneho priestoru.
Ale nie každá kométa by mala mať nevyhnutne všetky uvedené atmosférické oblasti.
Keď sa kométa približuje k Slnku, priemer viditeľnej hlavy zo dňa na deň rastie, po prejdení perihélia svojej dráhy sa hlava opäť zväčšuje a dosahuje maximálnu veľkosť medzi dráhami Zeme a Marsu. Vo všeobecnosti platí, že pre celý súbor komét sú priemery hláv v širokom rozmedzí: od 6000 km do 1 milióna km.
Hlavy komét nadobúdajú rôzne tvary, keď kométa obieha. Preč od Slnka sú okrúhle, no keď sa k Slnku približujú, pod vplyvom slnečného tlaku má hlava podobu paraboly alebo trolejového vedenia.
S.V. Orlov navrhol nasledujúcu klasifikáciu komét, berúc do úvahy ich tvar a vnútornú štruktúru:
typ E; - pozorované u komét s jasnou kómou, orámované zo strany Slnka svietiacimi parabolickými obalmi, ktorých ohnisko leží v jadre kométy.
typ C; - pozorované u komét, ktorých hlavy sú štyrikrát slabšie ako hlavy typu E a vzhľad pripomínajú cibuľu.
typ N; - pozorovaný u komét, ktorým chýba kóma aj obaly.
typ Q; - pozorovaný u komét, ktoré majú slabý výbežok smerom k Slnku, čiže anomálny chvost.
Typ h; - pozorované pri kométach, v ktorých hlave sa vytvárajú rovnomerne sa rozširujúce prstence - halo so stredom v jadre.
Najpôsobivejšou časťou kométy je jej chvost. Chvosty sú takmer vždy nasmerované preč od Slnka. Chvosty sú tvorené prachom, plynom a ionizovanými časticami. Preto v závislosti od zloženia sú častice chvostov odpudzované v opačnom smere od Slnka silami vychádzajúcimi zo Slnka.
F. Bessel, študujúci tvar chvosta Halleyovej kométy, ho najskôr vysvetlil pôsobením odpudivých síl vychádzajúcich zo Slnka. Následne F.A. Bredikhin vyvinul pokročilejšiu mechanickú teóriu chvostov komét a navrhol ich rozdeliť do troch samostatných skupín v závislosti od veľkosti odpudivého zrýchlenia.
Analýza spektra hlavy a chvosta ukázala prítomnosť nasledujúcich atómov, molekúl a prachových častíc:
Organický C, C, CCH, CN, CO, CS, HCN, CHCN.
Anorganický H, NH, NH, O, OH, HO.
Kovy - Na, Ca, Cr, Co, Mn, Fe, Ni, Cu, V, Si.
Ióny - CO, CO, CH, CN, N, OH, HO.
Prach - silikáty (v infračervenej oblasti).
Mechanizmus žiary kometárnych molekúl rozlúštili v roku 1911 K. Schwarzschild a E. Kron, ktorí prišli na to, že ide o mechanizmus fluorescencie, teda opätovného vyžarovania slnečného žiarenia.
Niekedy sa v kométach pozorujú dosť nezvyčajné štruktúry: lúče vychádzajúce z jadra pod rôznymi uhlami a vytvárajúce v agregáte žiarivý chvost; galos - systémy rozširujúcich sa sústredných prstencov; sťahujúce sa škrupiny - vzhľad niekoľkých škrupín, ktoré sa neustále pohybujú smerom k jadru; oblačnosť; ohyby chvostov v tvare omega, ktoré sa objavujú, keď je slnečný vietor nehomogénny.
V hlavách komét existujú aj nestacionárne procesy: záblesky jasu spojené so zvýšeným krátkovlnným žiarením a korpuskulárnymi prúdmi; rozdelenie jadier na sekundárne fragmenty.
Projekt Vega (Venuša – Halleyova kométa) bol jedným z najkomplexnejších v histórii vesmírneho výskumu. Pozostával z troch častí: štúdium atmosféry a povrchu Venuše pomocou pristávacích modulov, štúdium dynamiky atmosféry Venuše pomocou balónových sond, prelet kómou a plazmovým obalom Halleyovej kométy. .
Automatická stanica „Vega-1“ odštartovala z kozmodrómu Bajkonur 15. decembra 1984, o 6 dní neskôr ju nasledovala „Vega-2“. V júni 1985 prešli jeden po druhom blízko Venuše, keď úspešne ukončili výskum súvisiaci s touto časťou projektu.
No najzaujímavejšia bola tretia časť projektu – štúdia Halleyovej kométy. Kozmická loď po prvýkrát musela „uvidieť“ jadro kométy, nepolapiteľné pre pozemné teleskopy. Stretnutie Vega-1 s kométou sa uskutočnilo 6. marca a Vega-2 9. marca 1986. Prešli vo vzdialenosti 8900 a 8000 kilometrov od jeho jadra.
Najdôležitejšou úlohou v projekte bolo štúdium fyzikálnych charakteristík jadra kométy. Prvýkrát sa jadro považovalo za priestorovo riešený objekt, určila sa jeho štruktúra, rozmery, infračervená teplota a získali sa odhady jeho zloženia a charakteristiky povrchovej vrstvy.
V tom čase ešte nebolo technicky možné pristáť na jadre kométy, pretože rýchlosť stretnutia bola príliš vysoká - v prípade Halleyovej kométy je to 78 km/s. Nebezpečné bolo dokonca letieť príliš blízko, pretože kometárny prach by mohol vesmírnu loď zničiť. Vzdialenosť preletu bola zvolená s ohľadom na kvantitatívne charakteristiky kométy. Boli použité dva prístupy: vzdialené merania pomocou optických prístrojov a priame merania hmoty (plynu a prachu), ktorá opúšťa jadro a prechádza cez trajektóriu kozmickej lode.
Optické prístroje boli umiestnené na špeciálnej platforme vyvinutej a vyrobenej v spolupráci s československými špecialistami, ktorá sa počas letu otáčala a sledovala dráhu kométy. S jeho pomocou sa uskutočnili tri vedecké experimenty: televízne natáčanie jadra, meranie toku infračerveného žiarenia z jadra (tým bola určená teplota jeho povrchu) a spektrum infračerveného žiarenia vnútorného „blízkojadrového“ jadra. časti kómy pri vlnových dĺžkach od 2,5 do 12 mikrometrov, aby sa určilo jej zloženie. Skúmanie IR žiarenia sa uskutočnilo pomocou infračerveného spektrometra IKS.
Výsledky optických štúdií možno formulovať takto: jadro je predĺžené monolitické teleso nepravidelného tvaru, rozmery hlavnej osi sú 14 kilometrov a priemer asi 7 kilometrov. Každý deň z nej odíde niekoľko miliónov ton vodnej pary. Výpočty ukazujú, že takéto vyparovanie môže pochádzať z ľadového telesa. Prístroje však zároveň zistili, že povrch jadra je čierny (odrazivosť menšia ako 5 %) a horúci (asi 100 tisíc stupňov Celzia).
merania chemické zloženie prach, plyn a plazma pozdĺž dráhy letu vykazovali prítomnosť vodnej pary, atómových (vodík, kyslík, uhlík) a molekulárnych (oxid uhoľnatý, oxid uhličitý, hydroxylové, azúrové a pod.) zložiek, ako aj kovov s prímesou silikáty.
Projekt bol realizovaný v širokej medzinárodnej spolupráci a za účasti vedeckých organizácií z mnohých krajín. V dôsledku expedície Vega vedci prvýkrát videli kometárne jadro, získali veľké množstvo údajov o jeho zložení a fyzikálnych vlastnostiach. Hrubý diagram bol nahradený obrázkom skutočného prírodného objektu, ktorý nikdy predtým nebol pozorovaný.
NASA momentálne pripravuje tri veľké expedície. Prvý z nich sa nazýva "Stardust" ("Hviezdny prach"). Zahŕňa vypustenie kozmickej lode v roku 1999, ktorá v januári 2004 prejde 150 kilometrov od jadra kométy Wild 2. Jeho hlavnou úlohou je zbierať kometárny prach na ďalší výskum pomocou unikátnej látky nazývanej „aerogel“. Druhý projekt sa volá „Contour“ („COMet Nucleus TOUR“). Zariadenie bude uvedené na trh v júli 2002. V novembri 2003 sa stretne s kométou Encke, v januári 2006 - s kométou Schwassmann-Wachmann-3 a nakoniec v auguste 2008 - s kométou d "Arrest. Bude vybavená pokročilým technickým zariadením, ktoré umožní získate kvalitné fotografie jadier v rôznych spektrách, ako aj zber kometárneho plynu a prachu.Projekt je zaujímavý aj tým, že kozmickú loď je možné v rokoch 2004-2008 preorientovať na novú kométu pomocou zemského gravitačného poľa. Tretí projekt je najzaujímavejší a najkomplexnejší, volá sa „Deep Space 4“ a je súčasťou výskumného programu s názvom „NASA New Millennium Programme.“ V decembri 2005 má pristáť na jadre kométy Tempel 1. a vráti sa na Zem v roku 2010. Kozmická loď preskúma jadro kométy, zozbiera a doručí na Zem vzorky pôdy.
Najzaujímavejšie udalosti za posledné roky boli: objavenie sa kométy Hale-Bopp a pád kométy Schumacher-Levy 9 na Jupiter.
Kométa Hale-Bopp sa objavila na oblohe na jar roku 1997. Jeho obdobie je 5900 rokov. Táto kométa je spojená s niekt Zaujímavosti. Na jeseň roku 1996 americký amatérsky astronóm Chuck Shramek odovzdal na internet fotografiu kométy, na ktorej bolo jasne vidieť jasne biely objekt neznámeho pôvodu, mierne sploštený vodorovne. Shramek to nazval „objekt podobný Saturnu“ (objekt podobný Saturnu, skrátene „SLO“). Veľkosť objektu bola niekoľkonásobne väčšia ako veľkosť Zeme.
Reakcia oficiálnych vedeckých predstaviteľov bola zvláštna. Obrázok Shrameka bol vyhlásený za falošný a samotný astronóm bol podvodník, ale nebolo ponúknuté žiadne zrozumiteľné vysvetlenie povahy SLO. Obrázok zverejnený na internete spôsobil výbuch okultizmu s obrovským množstvom príbehov o blížiacom sa konci sveta, „mŕtvej planéte starovekej civilizácie“, zlých mimozemšťanoch, ktorí sa pripravujú ovládnuť Zem kométou, dokonca aj výraz: "Čo sa to do pekla deje?" („Čo sa to sakra deje?“) bolo parafrázované na „Čo sa deje Hale?“... Stále nie je jasné, o aký druh objektu išlo, aká je jeho povaha.
Predbežná analýza ukázala, že druhé „jadro“ je hviezda v pozadí, ale následné snímky túto domnienku vyvrátili. Postupom času sa „oči“ opäť spojili a kométa nadobudla svoju pôvodnú podobu. Tento jav tiež nebol vysvetlený žiadnym vedcom.
Hale-Boppova kométa teda nebola štandardným javom, dala vedcom nový dôvod na zamyslenie.
Ďalšou senzačnou udalosťou bol pád krátkoperiodickej kométy Schumacher-Levy 9 na Jupiter v júli 1994. Jadro kométy sa v júli 1992 v dôsledku priblíženia k Jupiteru rozdelilo na úlomky, ktoré sa následne zrazili s obrou planétou. Vzhľadom na to, že zrážky sa odohrali na nočnej strane Jupitera, pozemskí bádatelia mohli pozorovať len záblesky odrážané satelitmi planéty. Analýza ukázala, že priemer úlomkov je od jedného do niekoľkých kilometrov. Na Jupiter dopadlo 20 úlomkov kométy.
Vedci tvrdia, že rozpad kométy na kúsky je vzácna udalosť, zachytenie kométy Jupiterom je ešte zriedkavejšia udalosť a zrážka veľkej kométy s planétou je mimoriadna kozmická udalosť.
Nedávno bol v americkom laboratóriu na jednom z najvýkonnejších počítačov Intel Teraflop s kapacitou 1 bilión operácií za sekundu vypočítaný model kométy padajúcej s polomerom 1 kilometer na Zem. Výpočty trvali 48 hodín. Ukázali, že takáto kataklizma by bola pre ľudstvo osudná: do vzduchu by sa zdvihli stovky ton prachu, ktorý by zablokoval prístup slnečnému svetlu a teplu, pri páde do oceánu by sa vytvorila obrovská cunami, nastali ničivé zemetrasenia... Podľa Podľa jednej hypotézy dinosaury vymreli v dôsledku pádu veľkej kométy alebo asteroidu. V štáte Arizona sa nachádza kráter s priemerom 1219 metrov, ktorý vznikol po páde meteoritu s priemerom 60 metrov. Výbuch sa rovnal výbuchu 15 miliónov ton TNT. Predpokladá sa, že slávny tunguzský meteorit z roku 1908 mal priemer asi 100 metrov. Vedci preto teraz pracujú na vytvorení systému na včasnú detekciu, zničenie alebo odmietnutie veľkých vesmírne telesá lietanie v blízkosti našej planéty.
objav kométy zničenie kozmického telesa
