Кометы

0

КОМЕТЫ

История и номенклатура

Самое раннее упоминание кометы содержится в древнекитайских летописях, в которых отмечено ее появление во время войны около 1055 г. до н. э.. Записи наблюдений кометы Галлея относятся, возможно, к 240 г. до н. э. или даже 467 г. до н. э.. Ни одного появления кометы Галлея не было пропущено со времени ее видимости в 86 г. до н. э..

У древних халдейцев имелись, очевидно, две школы одна группа придерживалась мнения, что кометы подобны планетам, но движутся достаточно далеко от Земли, так что невидимы большую часть времени, тогда как другая группа полагала, что кометы были «пламенем, созданным вихрем сильно вращающегося воздуха». Аристотель рассматривал кометы как атмосферное явление — продукт сухой и ветреной погоды. Вскоре их стали считать причиной ветров, а затем и явлений, которые ассоциировались с ветрами,— наводнений и больших пожаров. Сначала они были приметами, потом только плохими приметами; в течение тысячелетий люди пугались комет. Даже в 1910 г. многие были страшно испуганы появлением кометы Галлея, и мошенники сделали большой бизнес на кометных пилюлях и газовых масках, предотвращающих «ее вредное влияние».

Среди образованных людей кометы считались «приличными» в течение нескольких сотен лет до 1910 г. Тихо Браге показал, что большая комета 1577 г. была определенно дальше Луны, так как наблюдения, сделанные по всей Европе, ясно указывали на малый параллакс кометы. Еще в 1665 г. Борелли писал, что комета 1664 г. двигалась, вероятнее, по эллиптической орбите «или другой кривой линии», а не по прямой. Эдмунд Галлей, используя новую гравитационную теорию своего друга Ньютона, показал, что поведение комет довольно хорошо соответствует поведению членов солнечной системы. Он показал, что орбита кометы 1682 г. была почти идентична орбитам комет 1607 и 1531 гг., и нашел некоторые записи о четырех более ранних кометах, промежутки между появлениями которых были кратны приблизительно 77 годам. Затем он предсказал ее появление в 1758 г., и, конечно, она появилась.

В настоящее время каждая комета, открытая или переоткрытая в данном календарном году, получает предварительное обозначение, содержащее год открытия и букву алфавита (по порядку открытия), а именно 1974а, 1974b и т. д. Примерно через два года после того, как их орбиты становятся хорошо определенными, комета переобозначается в соответствии с годом и порядком ее прохождения через перигелий с использованием римских цифр после года: 1971 I, 1971 II и т. д. Каждая комета получает также имя человека, ее открывшего (или нескольких человек, ее открывших, но не свыше трех имен). Если установлено, что период кометы менее 200 лет, названию обычно предшествует буква Р для периодических комет, часто имени может предшествовать или следовать за ним обозначение, соответствующее последнему прохождению через перигелий, например 1910 II Р/Halley. Если наблюдатель открыл более одной периодической кометы, тогда название сопровождается числом, например P/Temple 1 и P/Temple 2. В немногих случаях, когда комета была потеряна в течение нескольких оборотов, имя наблюдателя, открывшего ее заново, добавляется к названию кометы; например, P/Swift — Gehrels: комета P/Swift 1 была потеряна на протяжении восьми последовательных прохождений и заново открыта Герельсом на девятом обороте в 1973 г. Имеется несколько случаев, когда комете было дано или добавлено имя умершего ученого, активно исследовавшего ее орбиту, наиболее известные Р/Halley и P/Encke.

Орбиты комет

Эдмунд Галлей доказал, что по крайней мере одна или более комет движутся по эллиптическим орбитам с большим эксцентриситетом. Казалось, что другие кометы движутся по параболам или даже гиперболам и что они составляют огромное большинство. Поэтому кометы были разделены на периодические и непериодические. По мере повышения точности астрометрических измерений это разделение начало казаться все более и более искусственным. Каталог Марсдена содержит 503 кометы с периодами более 200 лет. Из 392 комет, наблюдавшихся с 1800 по 1969 г., только у 10 орбиты остались формально гиперболическими, после того как они были прослежены до расстояний за орбитой Нептуна и отнесены к барицентру солнечной системы. Только одна комета 1899 I имеет гиперболический избыток, в три раза превышающий формальную вероятную ошибку; Марсден считает, что и эта одна комета должна быть исключена из списка гиперболических комет, если сделать допущение о действии негравитационных эффектов. Марсден, так же как и большинство специалистов (но никоим образом не все), считает, что все кометы первоначально связаны с солнечной системой, но могут покинуть ее (получив гиперболическую скорость) вследствие возмущений со стороны планет. В настоящее время кометы обычно называют короткопериодическими (периодические) или долгопериодическими, причем разделение приходится на период 200 лет. Такое деление произвольно и не имеет физического смысла, так как известны пять комет с периодами между 100 и 200 годами и семь с периодами от 200 до 300 лет. Это означает, что в категорию короткопериодических комет включаются все кометы, которые были видны более одного раза.

Более физически обоснованное разделение комет должно основываться на орбитальных характеристиках. В табл. 28 собраны наклонения и периоды всех комет, которые были-видны более одного раза. Очевидно, что подавляющее большинство короткопериодических комет имеет очень короткие периоды и движется предпочтительно возле плоскости эклиптики.

 

 

 

 

Наклонение всех комет с периодами меньше 13 лет не превышает 32°. С другой стороны, у кометы с большими периодами не обнаружено преимущественного расположения вблизи эклиптики. Их линии апсид распределены почти случайно, хотя имеется некоторая группировка и небольшое (многие считают значительное) сгущение около галактической плоскости. Другое значительное различие связано со средним расстоянием в перигелии, которое для 503 долгопериодических комет равно 0,84 а.е., всего около половины расстояния в перигелии для короткопериодических комет (1,5 а.е.). Смысл этих динамических различий будет рассмотрен в разделе «Происхождение и эволюция».

Наблюдаемое поведение комет

На больших расстояниях от Солнца комета обычно имеет совершенно звездоподобный вид, если ее вообще можно видеть. Когда комета приближается на гелиоцентрическое расстояние около 3 а.е., вокруг нее начинает развиваться небольшая туманность, называемая комой. Спектроскопически излучение первоначальной туманности в значительной мере определяется полосой (0—0) фиолетовой системы CN около 3880 А. На расстоянии около 2 а.е. возникает эмиссия сложной группы Х4050 С3, так же как системы а-аммония NH2 (со слабыми полосами, разбросанными в видимой и ближней инфракрасной областях спектра), но эти полосы видны в гораздо меньшей области около ядра, чем CN. На расстоянии 1,8 а. е. появляются полосы Свана С2 (первоначально (1-0) на L37, (0-0) на Х5165 и (0-1) на L5636), имеющие большую протяженность, чем полосы С3, но не столь большую, как у CN. На 1,5 а.е. могут быть видны все обычно присутствующие радикалы (ОН, СН, NH), так же как другие обертоны С2 и CN (0—1 CN обычно появляется около 2 а.е.). В 1970 г. Код и др. сообщили о присутствии около кометы Таго — Сато —Косака большой короны Н, обнаруженной по эмиссии Лайман-а 1216 А с орбитальной астрономической обсерватории. После этого водород наблюдался около комет Беннетта, Энке и Когоутека, очевидно, атомарный водород является главной характеристикой всех активных комет, хотя время его появления не было зарегистрировано при наблюдениях. Линии метастабильного кислорода в области МбЗОО—6400 наблюдались в кометах, после того как была достигнута дисперсия, достаточная для их разделения от линий свечения земного неба и других кометных эмиссий. Теперь они наблюдаются на расстояниях более 1,5 а.е.. Около 0,7 а.е. обычно появляются D-линии Na в эмиссии. У комет, проходящих очень близко к Солнцу (подобно комете Икейя — Секи, 1965f), находят также эмиссионные линии К, Cr, Mn, Fe, Ni, Си и ионизованного Са.

Несмотря на поярчание по мере приближения к Солнцу, кома обычно сжимается после достижения максимума около 1,4 а.е.. В то же время континуум отраженного солнечного света, который полностью доминировал на расстояниях свыше 3 а.е. и соответствовал звездообразному ядру или иногда малой области вокруг него может расти по протяженности и преобладать во всей центральной части спектра (как было в случае кометы Беннетта) или оставаться столь слабым, что фактически не обнаруживается (в случае кометы Р/Энке), при этом спектр кажется состоящим из чисто эмиссионных линий.

На расстояниях ближе 1,5 а. е. от Солнца кометы обычно развивают хвосты (типа I), которые, как представляется, состоят главным образом, если не полностью, из ионов, причем преобладают эмиссии СО+ и N2+ В ионных хвостах видны также С02+,СН+, NH+ и НгО+. В редких случаях хорошо заметный ионный хвост может образоваться на значительно больших расстояниях. У кометы Хьюмасона (1961е) большой хвост образовался на расстояниях более 2,5 а.е., причем как в спектре комы, так и в спектре хвоста доминировало излучение СО+ и N2+ эмиссия СО+ была видна даже на расстоянии 5 а. е.. Обычно начиная с расстояния около 1 а. е. от Солнца комета может образовать хвост (типа 2), который имеет только непрерывный спектр отраженного света Солнца, очевидно рассеянный очень малыми частицами (~1 мкм).

Иногда заметные хвосты II типа наблюдались на очень больших расстояниях (3,9— 5,0 а. е.). Ионные хвосты обычно выглядят очень прямыми, часто с внутренней волокнистой структурой и/или турбулентной структурой, тогда как «пылевые» хвосты более бесструктурны и часто искривлены. В зависимости от геометрического расположения два хвоста могут быть видны отдельно или налагаться друг на друга (в случаях, когда комета обладает хвостами обоих типов).

Любая попытка рассмотреть «среднюю» комету или предсказать ее поведение имеет только статистический смысл. Кометы — индивидуальные образования. Их поведение есть сложная функция, во всяком случае, отношения пыли к газу, газового состава и возраста (оцениваемого по числу их прохождений на расстояниях меньше примерно 5а. е. от Солнца); можно предполагать также зависимость от многих других переменных. Первые попытки предсказать яркость кометы Когоутека (1973f)—прекрасный пример этого. В действительности долгопериодические кометы ярчают почти всегда медленнее с изменением расстояния, чем короткопериодические, и надежда, что комета Когоутека увеличивала бы яркость пропорционально r-6 или даже r-4 на всем пути от 5 а. е., была крайне оптимистична. Типичное увеличение яркости долгопериодических комет происходит пропорционально r-2,5, так что их поведение можно описать простой экспонентой. Реальную сложность положения показал Секанина для кометы Р/Энке.

Модели комет

Общепринятой модели комет не существует. Наиболее широко распространена модель ледяного конгломерата Уиппла, которая была значительно расширена, особенно Дельсемме и сотрудниками и Секани-ной. Она хорошо соответствует средней комете, и наблюдения комет здесь будут обсуждаться с точки зрения этой модели. Кон-курирующие идеи будут кратко обсуждены в разделе «Происхождение и эволюция».

Уиппл представил комету как твердое с малой плотностью образование из замороженных газов, хорошо перемешанных с пылью и крупными обломками. При приближении к Солнцу летучие вещества начинают испаряться, образуя атмосферу из пыли и газа, которая относится назад под влиянием лучистого давления и солнечного ветра в форме хвоста. Относительно внезапное начало активности на 3 а. е. объясняется открытием, что вода является главной компонентой комет, контролирующей скорость испарения. К модели ледяного конгломерата Уиппла привела попытка объяснить видимое вековое ускорение кометы Энке. Негравитационный «реактивный» эффект газов, испаряющихся с части полусферы вращающегося ядра, обращенной к Солнцу, кажется вполне достаточным, чтобы объяснить это явление для кометы Энке, а также и для других комет. Секанина предположил, что некоторые или все кометы обладают каменным ядром. С увеличением возраста комет их активность должна падать, причем прекращение активности зависит от количества газа, который может диффундировать к поверхности. Тогда конечный продукт, как указывалось раньше, может быть астероидом типа Аполлон.

Главная проблема состоит в определении «родительских молекул» всех радикалов и ионов, действительно наблюдаемых в кометах, т. е. состава замерзших газов в ядре. Наблюдаемое обилие и протяженность Н и ОН согласуются с фотодиссоциацией Н20. Сама вода была наконец обнаружена на частоте 22,23 Ггц только в 1974 г.. Микроволновые исследования выявили присутствие двух других устойчивых нейтральных соединений в комете Когоутека: метил-цианида (CH3CN) и цианистого водорода (HCN). Неясно, однако, могут ли они быть источником CN, так как длительность фотодиссоциации для CH3CN кажется слишком большой, а для HCN неизвестна. Родительские молекулы могут быть гораздо более летучими, чем вода, и все же их скорость испарения может зависеть от испарения воды, если они захвачены как клатра-ты, в соответствии с предложением Дельсем-ме и др.. Образование гало из ледяных гранул, выделяемых из ядра, с увеличением эффективной поверхности высвобождения вещества является интересной возможностью, рассмотренной Дельсемме и Миллером. Эта идея дополнительно привлекательна тем, что объясняет так называемое фотометрическое ядро — оптически толстую область в коме, гораздо большую по размерам, чем может иметь «реальное» ядро.

Если образуются радикалы и ионы, то их возбуждение легко объяснить для большинства соединении, за исключением, возможно, самой внутренней части комы, где происходит резонансно-флуоресцентное возбуждение бесстолкновительного газа. Это было показано количественно, например, для случая CN, когда интенсивность индивидуальных вращательных линий в комете полностью зависит от гелиоцентрической скорости кометы, так как допплеровский эффект смещает длины волн и, следовательно, интенсивность возбуждающего солнечного излучения, в частности, когда смещаются фра-унгоферы линии. Смещение интенсивности с изменением скорости известно как эффект Свингса. Эффект Грин-стейна имеет подобный характер, но значительно меньше и возникает вследствие реальных скоростей (~1 км/сек) газов в комете. Хотя вращательные температуры, определенные для С2, всегда довольно высоки (3000—5000° К) сравнительно с ге-тероядерными молекулами (200—500° К), это объясняется, вероятно, не какими-либо фундаментальными различиями в механизме возбуждения, а тем, что гомополярные молекулы не могут совершать вращательных переходов. Как показал Арпигни для СО+, резонансная флуоресценция хорошо работает также и для ионов. Она, по-видимому, полностью неадекватна только для метаста-бильного кислорода. Обычно принимается, что это возбуждение происходит непосредственно при диссоциации родительских молекул.

Поток водорода из кометы Беннетта (1969i) был измерен после прохождения перигелия на расстояниях от 0,6 до 1,04 а. е.. Скорость истечения, грубо говоря, следовала закону r-2 (г — гелиоцентрическое расстояние), причем на r= 0,81 а. е. она составила 0,7*1029 атом/сек-стер. Для кометы Р/Энке соответствующая величина на 0,715 а. е. до прохождения перигелия была ~5*1026 атом/сек-стер. Принимая, что весь водород образуется из воды и что вся вода в конечном счете полностью распадается (ОН также диссоциирует), число молекул воды, испущенных ядрами, составило бы половину этого значения. Старая, более близкая к Солнцу периодическая комета Энке даже до прохождения перигелия производит воды в 102 раз меньше, чем «новая» комета Беннетта после перигелия. Это ясно указывает или на то, что комета Энке значительно меньше кометы Беннетта, или на то, что она не является долговременным «бесконечным» источником, контролируемым только солнечным излучением. Возможно и то и другое.

Пределы размеров кометных ядер могут быть определены путем измерения их видимой яркости в неактивном состоянии (на расстояниях свыше 3 а. е.) в предположении различной отражательной способности. Сводка таких данных, сделанная Ремером, показывает, что, например, комета Р/Энке имеет диаметр между 1,2 и 7,0 км, тогда как комета Хьюмасона была гигантом — с размерами между 19 и 110 км, а комета Туттля — Джиакобини — Кресака — карликом с диаметром 0,2—0,8 км. Исследование Дельсемме и Рада показывает, что диаметр кометы Беннетта 7,5 км и альбедо Бонда 0,66, тогда как среднее альбедо Бонда для кометы Энке гораздо меньше, причем водный лед покрывает только малую долю поверхности или больше не контролирует образование Н. Ядро с плотностью 1 г/см3 и диаметром 4 км должно обладать массой 3*1013 кг, а диаметром 50 км — 5 * 1017 кг. Пределы 1012—1018 приблизительно соответствуют тому, что принимается обычно для наименьшей и наибольшей комет.

Моделирование хвостов комет имеет долгую историю. Механическая теория пылевых хвостов была развита русскими астрономами Бредихиным, Орловым и другими много лет назад. Сущность проблемы состоит в том, что частицы с различными начальными условиями движутся под влиянием двух сил —гравитации и давления солнечного излучения, детали механизма испускания пыли все еще остаются совершенно открытым вопросом. Видимые возражения против чисто механической теории, связанные с наблюдениями нерадиальных хвостов на больших расстояниях, объясняются испусканием ледяных зерен на очень больших гелиоцентрических расстояниях. Левин считает, что должно сохраниться деление пылевых хвостов на две категории (Ии III типы Бредихина) и что в хвостах одной из них в действительности наряду с пылью содержится большое количество газа. Однако это не создает серьезного кризиса физической теории.

Хвосты типа I — другая проблема. Структурные детали в них показывают ускорение, значительно превышающее вызываемое световым излучением. Попытка объяснить это ускорение привела Бирмана к предсказанию солнечного ветра задолго до его фактического обнаружения. Довольно детальная модель взаимодействия типичной долгопериодической кометы с солнечным ветром была разработана Бирманом, Брозовским и Шмидтом. Модель предсказывает существование ударного фронта на расстоянии около 106 км перед ядром, где поток становится дозвуковым, и перед контактной поверхностью на расстоянии около 1000000 км, внутрь которой солнечный ветер не может проникать. Уоллис, с другой стороны, предполагает, что бесстолкновительный обмен зарядами замедлит солнечный ветер. Другие указывают на возможную неустойчивость контактной поверхности. Фотоионизация, так же как и обмен зарядами, недостаточна для объяснения ионных плотностей в кометах. Была предложена теория критических скоростей ионизации. В действительности не существует реальных представлений о механизме взаимодействия кометы с солнечным ветром, и поэтому нет общепринятого механизма образования и поведения кометных хвостов.

Было бы неправильно ограничивать рассмотрение комет рамками модели ледяного конгломерата, не обсудив некоторые возникающие при этом проблемы. Как уже указывалось, некоторые кометы показывают активность на гелиоцентрических расстояниях 5 а.е. и более, но такие расстояния слишком велики, чтобы связать активность с испарением Н20. Если комета раньше никогда не приближалась к Солнцу, тогда это можно легко объяснить наличием слоя более летучих соединений, которые могли бы активизироваться на больших расстояниях. Комета с избыточным отношением летучих к воде не могла бы захватить их все как клатраты и должна иметь активность, не контролируемую водой. Такое объяснение обычно предлагается для «новых» комет. Существует тем не менее «проблема потомков». Хорошо известная комета Р/Швассмана — Вахмана 1 движется по почти круговой орбите (эксцентриситет 0,132) за Юпитером (расстояние в перигелии 5,54 а. е., а афелии 7,21 а. е.). Этот объект, обычно имеющий звездную величину ~ 19m, внезапно, менее чем за сутки, становится ярче на 7m (более, чем в 600 раз). Между 1939 и 1950 гг. отмечено по крайней мере 20 вспышек, и так как комета наблюдалась довольно редко, они должны быть довольно обычным явлением. Грубые спектры, полученные в двух случаях, показали только чисто непрерывный спектр рассеянного солнечного излучения. Причина этих вспышек неизвестна. Единственная другая комета с приблизительно круговой орбитой, комета Р/Отерма (е=0,144, д=3,39 до недавнего возмущения Юпитером), никогда не показывала такой активности. Отмечены сильные флуктуации яркости некоторых комет вблизи Солнца. Комета Р/Тут-тля — Джиакобини — Кресака вспыхнула на 8—10m менее чем за 5 суток в мае 1973 г., за сутки или двое до прохождения перигелия на расстоянии 1,15 а.е. Меньшие вспышки продолжались в течение нескольких недель. Для объяснения иногда предлагались «пакеты газа», иногда солнечная активность. Даже довольно прозаические объекты, такие, как комета Р/Д’Арре-ста, ставят отдельные проблемы. Комета Д’Арреста после перигелия обладает хорошо выраженным фотометрическим ядром, но перед прохождением перигелия его крайне трудно определить и оно неизменно слабое и диффузное. Такое поведение не имеет хорошего объяснения с точки зрения модели ледяного конгломерата. По крайней мере три диффузные кометы (кометы Р/Вестфала 1913 VI, Энсора 1926III и Пайдушаковой 1954 И) исчезли при приближении к Солнцу. Вероятно, они просто «израсходовали весь газ»..

Происхождение и эволюция

Вопрос о природе и происхождении комет имеет долгую и трудную историю. Идею, что кометы возникли каким-то путем в межзвездном пространстве, часто называли гипотезой Лапласа, так как он провел первое математическое исследование вероятности захвата, хотя идея о межзвездном образовании относится по крайней мере к Кеплеру. Идея об образовании комет в солнечной системе путем выбросов из больших планет обычно приписывается Лагранжу, и иногда все формы гипотез о происхождении в солнечной системе называются лагранжевскими, хотя фактически один Всехсвятский защищает гипотезу Лагранжа в ее первоначальном виде. До появления модели ледяного конгломерата Уиппла обычно соглашались, что кометы — неплотный рой отдельных частиц с небольшим взаимным притяжением. Примерно в то же время, как появилась теория Уиппла, Литтлтон изучил эту гипотезу и показал, что взаимное тяготение незначительно и что каждая частица движется по своей собственной независимой кеплеровской орбите около Солнца. В течение последних пяти лет почтенные ученые защищали все четыре комбинации гипотез: межзвездное происхождение и возникновение внутри солнечной системы, «компактное» ядро и «неплотный рой», так же как и различные промежуточные теории. Витковский поддерживал идею компактного ядра межзвездного происхождения, Литтлтон —очень неплотного роя межзвездного происхождения, Роби предполагал неплотную структуру, создаваемую солнечной плазмой, а Аль-вен — создание компактных структур из неплотных при помощи механизма струйных потоков, которое продолжается в настоящее время. Однако так как большинство специалистов сегодня предпочитают компактные структуры, образовавшиеся где-то в пределах гравитационного влияния Солнца, то дальнейшее рассмотрение ограничивается лишь такими теориями.

Как отмечено выше в разделе «Орбиты комет», существуют два четких динамических семейства комет. Эверхарт показал, что нет эволюционного пути, связывающего два семейства. Он предполагает, что оба распределения (а также кометы третьей группы с очень большими периге-лийными расстояниями, которые мы никогда не могли наблюдать) могли возникнуть из отдаленного источника (отдаленность в смысле малой энергии связи с Солнцем) и что все кометы входят в систему с близкими параболическими орбитами. Кометы с перигелиями близ Юпитера и Сатурна могли затем вследствие возмущений стать короткопериодическими, а кометы с малыми перигелийными расстояниями должны оставаться почти невозмущенными и составлять долгопериодическое семейство. Чтобы поддерживать постоянное число короткопериодических комет, количество комет с перигелием в районе Юпитера в настоящее время должно было бы составлять 3*104—105.

В таком случае возникает вопрос о происхождении и поведении возможного «отдаленного» источника комет. Оорт предполагает, что кометы возникли в то же самое время и в одной и той же общей области, где и планеты. Затем вследствие возмущений они были выброшены наружу в огромное облако между 30000 и 100000 а.е. Их орбиты под воздействием возмущений звезд должны были расположиться случайно, при этом должны быть потеряны следы происхождения комет в плоскости эклиптики. Уиппл, Сафронов, Нежинский и другие поддерживают эту точку зрения. Ее крупнейшим недостатком является крайне малая эффективность. Камерон предположил, что кометы возникли в независимых субдисках солнечной туманности уже далеко за Плутоном и достигли даже больших афелийных расстояний в результате потерь массы в солнечной туманности и в Солнце на стадии Т Тельца. О’Делл рассматривает интересный вариант, в котором кометы представляют собой огромное скопление (~ 1033) малых тел (радиус ~70 мкм) на большом расстоянии, аккумулирующих на своих поверхностях межзвездные летучие вещества. Приближаясь к Солнцу, они сжимаются, образуя структуру, трудно отличимую от ледяного конгломерата Уиппла.

Литтлтон подверг сильным сомнениям полученные из наблюдений свидетельства существования «облака Оорта». Подтверждение его существования дали Марсден и Секанина, которое основано на улучшенных элементах орбит комет с очень большим периодом, а также с относительно большим перигелийным расстоянием (так, что негравитационные силы вследствие убегания летучих незначительны). Отчасти спор является семантическим. Литтлтон ясно показал, что не существует свидетельств в пользу «пояса», в котором число комет в единице объема очень велико, но оказывается есть группирование в «пространстве, связанном энергетически» (Е 1/а, где а — большая полуось).

Была рассмотрена возможность накопления некоторых комет близ Солнца, вероятно, между гигантскими планетами. Действие планет-гигантов на кометы столь сильно, что такие орбиты скоро трансформируются. По оценке Эверхарта, все орбиты между Юпитером и Нептуном пустеют за время около 107 лет без нового пополнения. Лучшей в настоящее время, по-видимому, является теория, согласно которой кометы возникают как часть первичной туманности, по крайней мере в области за Юпитером, а более вероятно за Плутоном, и держатся на «хранении в холодильнике» большую часть их жизни. Они никогда не видны, хотя их перигелийные расстояния падают ниже ~5 а.е., и они видны регулярно только

в случае перехода на короткопериодические орбиты под влиянием планет-гигантов.

Средняя короткопериодическая комета с периодом 10 лет может жить 104 лет или больше, прежде чем потеряет все летучие вещества. Что станет с ней после? Она может полностью диссипировать, оставив после себя только метеорный поток. В мантийно-ядерной модели Секанины должны быть, однако, каменные остатки, проявляющиеся в виде астероидов типа Аполлон, как уже указывалось выше. Окончательный ответ на этот вопрос может быть получен только после более подробного изучения и комет и астероидов с Земли и космических кораблей.

 

Скачать реферат: У вас нет доступа к скачиванию файлов с нашего сервера. КАК ТУТ СКАЧИВАТЬ

Пароль на архив: privetstudent.com

<

Категория: Рефераты / Астрономия

Уважаемый посетитель, Вы зашли на сайт как незарегистрированный пользователь.
Мы рекомендуем Вам зарегистрироваться либо войти на сайт под своим именем.