Himmellegemer i solsystemet kometer asteroider. Astronomi. Kometer. Gassgiganter og Pluto

Kometer er kosmiske snøballer som består av frosne gasser, steiner og støv og er omtrent på størrelse med småby. Når en komets bane bringer den nær solen, varmes den opp og spyr ut støv og gass, noe som får den til å bli lysere enn de fleste planeter. Støv og gass danner en hale som strekker seg fra solen i millioner av kilometer.

10 fakta du trenger å vite om kometer

1. Hvis solen var like stor som en inngangsdør, ville jorden vært på størrelse med en krone, dvergplaneten Pluto ville vært på størrelse med et knappenålshode, og den største kometen i Kuiperbeltet (som er omtrent 100 km i diameter) , som er omtrent en tjuendedel av Pluto ) vil være på størrelse med et støvkorn.
2. Korttidskometer (kometer som går i bane rundt solen på mindre enn 200 år) lever i en isete region kjent som Kuiperbeltet, som ligger utenfor Neptuns bane. Lange kometer(kometer med lange, uforutsigbare baner) har sin opprinnelse i de fjerne delene av Oort-skyen, som ligger i en avstand på opptil 100 tusen AU.
3. Dager på kometen endres. For eksempel varierer en dag på Halleys komet fra 2,2 til 7,4 jorddøgn (tiden det tar for kometen å fullføre en revolusjon på sin akse). Halleys komet gjør en fullstendig revolusjon rundt solen (et år på kometen) på 76 jordår.
4. Kometer er kosmiske snøballer som består av frosne gasser, steiner og støv.
5. Kometen varmes opp når den nærmer seg solen og skaper en atmosfære eller com. Klumpen kan være hundretusenvis av kilometer i diameter.
6. Kometer har ikke satellitter.
7. Kometer har ikke ringer.
8. Mer enn 20 oppdrag var rettet mot å studere kometer.
9. Kometer kan ikke bære liv, men kan ha brakt vann og organiske forbindelser – livets byggesteiner – gjennom kollisjoner med Jorden og andre objekter i vårt solsystem.
10. Halleys komet ble først nevnt i Bayeux fra 1066, som forteller om styrtet av kong Harold av Vilhelm Erobreren i slaget ved Hastings.

Comets: The Dirty Snowballs of the Solar System

Kometer På våre reiser gjennom solsystemet kan vi være heldige nok til å møte gigantiske iskuler. Dette er kometer i solsystemet. Noen astronomer kaller kometer "skitne snøballer" eller "isete gjørmekuler" fordi de hovedsakelig er laget av is, støv og steinrester. Is kan bestå av enten isvann eller frosne gasser. Astronomer tror at kometer kan være sammensatt av urmateriale som dannet grunnlaget for dannelsen av solsystemet.

Selv om de fleste av de små objektene i solsystemet vårt er helt nyere oppdagelser, har kometer vært godt kjent siden antikken. Kineserne har registreringer av kometer som dateres tilbake til 260 f.Kr. Dette er fordi kometer er de eneste små kroppene i solsystemet som kan sees med det blotte øye. Kometer som går i bane rundt solen er et ganske spektakulært syn.

Komethale

Kometer er faktisk usynlige før de begynner å nærme seg solen. I dette øyeblikket begynner de å varmes opp og en fantastisk transformasjon begynner. Støv og gasser frosset i kometen begynner å utvide seg og unnslippe med eksplosiv hastighet.

Den faste delen av en komet kalles kometens kjerne, mens skyen av støv og gass rundt den er kjent som kometens koma. Solvinder plukker opp materiale i koma, og etterlater en hale bak kometen som strekker seg flere millioner miles. Når solen lyser, begynner dette materialet å lyse. Til slutt dannes kometens berømte hale. Kometer og halene deres kan ofte sees fra jorden med det blotte øye.

Hubble-romteleskopet fanget Comet Shoemaker-Levy 9 da det traff overflaten av Jupiter.

Noen kometer kan ha opptil tre separate haler. En av dem vil hovedsakelig bestå av hydrogen, og er usynlig for øyet. Den andre halen av støv vil lyse hvitt, og den tredje halen av plasma vil vanligvis ha en blå glød. Når jorden passerer gjennom disse støvstiene etterlatt av kometer, kommer støvet inn i atmosfæren og lager meteorregn.

Aktive jetfly på Comet Hartley 2

Noen kometer flyr i bane rundt solen. De er kjent som periodiske kometer. En periodisk komet mister en betydelig del av sitt materiale hver gang den passerer nær solen. Til slutt, etter at alt dette materialet er tapt, vil de slutte å bli aktive og vandre rundt i solsystemet som mørke steinkule med støv. Halleys komet er sannsynligvis det mest kjente eksemplet på en periodisk komet. Kometen endrer utseende hvert 76. år.

Historie om kometer
Den plutselige opptredenen av disse mystiske gjenstandene i gamle tider ble ofte sett på som et dårlig varsel og et dårlig varsel. naturkatastrofer i fremtiden. Vi vet for tiden at de fleste kometer befinner seg i en tett sky som ligger i utkanten av solsystemet vårt. Astronomer kaller det Oort-skyen. De tror at tyngdekraften fra bortkommen passasje av stjerner eller andre objekter kan slå noen av Oort Cloud-kometene av og sende dem på en reise inn i det indre solsystemet.

Manuskript som viser kometer blant de gamle kineserne

Kometer kan også kollidere med jorden. I juni 1908 eksploderte noe høyt i atmosfæren over landsbyen Tunguska i Sibir. Eksplosjonen førte til at 1000 bomber ble sluppet over Hiroshima og jevnet trær i hundrevis av kilometer. Fraværet av noen meteorittfragmenter førte til at forskere trodde at det kan ha vært en liten komet som eksploderte ved sammenstøt med atmosfæren.

Kometer kan også ha vært ansvarlig for utryddelsen av dinosaurene, og mange astronomer tror at eldgamle kometnedslag brakte mye av vannet til planeten vår. Selv om det er en mulighet for at Jorden kan bli truffet av en stor komet igjen i fremtiden, er sjansene for at denne hendelsen skjer i løpet av vår levetid bedre enn én av en million.

På dette øyeblikket, kometer fortsetter ganske enkelt å være gjenstander for undring på nattehimmelen.

De mest kjente kometene

Kometen ISON

Kometen ISON var gjenstand for de mest koordinerte observasjonene i kometstudienes historie. I løpet av et år, mer enn et dusin romfartøy og tallrike bakkebaserte observatører samlet det som antas å være den største samlingen av data om en komet.

Kjent i katalogen som C/2012 S1, kometen ISON begynte sin reise til det indre solsystemet for rundt tre millioner år siden. Den ble først oppdaget i september 2012, i en avstand på 585 000 000 miles. Dette var dens aller første tur rundt solen, det vil si at den var laget av urstoff som oppsto i de første dagene av dannelsen av solsystemet. I motsetning til kometer som allerede har gått flere ganger gjennom det indre solsystemet, har de øvre lagene av kometen ISON aldri blitt varmet opp av solen. Kometen representerte en slags tidskapsel, som fanget øyeblikket for dannelsen av vårt solsystem.

Forskere fra hele verden lanserte en enestående observasjonskampanje ved å bruke mange bakkebaserte observatorier og 16 romfartøyer (alle bortsett fra fire studerte kometen med suksess).

Den 28. november 2013 observerte forskere at kometen ISON ble revet i stykker av solens gravitasjonskrefter.

Russiske astronomer Vitaly Nevsky og Artem Novichonok oppdaget kometen ved hjelp av et 4-meters teleskop i Kislovodsk, Russland.

ISON er oppkalt etter nattehimmelundersøkelsesprogrammet som oppdaget det. ISON er en gruppe observatorier i ti land som jobber sammen for å oppdage, overvåke og spore objekter i verdensrommet. Nettverket administreres av Institute of Applied Mathematics ved det russiske vitenskapsakademiet.

Kometen Encke

Comet 2P/EnckeComet 2P/Encke er en liten komet. Kjernen måler omtrent 4,8 km (2,98 mi) i diameter, omtrent en tredjedel av størrelsen på objektet som antas å ha ført til dinosaurenes død.

Kometens omløpstid rundt sola er 3,30 år. Kometen Encke har den korteste omløpsperioden av noen kjente kometer i vårt solsystem. Encke passerte sist perihelium (nærmeste punkt til solen) i november 2013.

Bilde av en komet tatt av Spitzer-teleskopet

Kometen Encke er moderkometen til Taurids meteorregn. Tauridene, som topper seg i oktober/november hvert år, er raske meteorer (104 607,36 km/t eller 65 000 mph) kjent for sine ildkuler. Ildkuler er meteorer som er like lyse eller til og med lysere enn planeten Venus (når de sees på morgen- eller kveldshimmelen med en tilsynelatende lysstyrkeverdi på -4). De kan skape store eksplosjoner av lys og farger og vare lenger enn gjennomsnittlig meteorregn. Dette er fordi ildkuler kommer fra større partikler av materiale fra kometen. Ofte oppstår denne spesielle strømmen av ildkuler på eller rundt Halloween-dagen, noe som gjør dem kjent som Halloween-ildkuler.

Kometen Encke nærmet seg solen i 2013 samtidig som kometen Ison ble mye omtalt og presentert, og på grunn av dette ble fotografert av både MESSENGER og STEREO-romfartøyet.

Kometen 2P/Encke ble først oppdaget av Pierre F.A. Mechain den 17. januar 1786. Andre astronomer fant denne kometen ved påfølgende passasjer, men disse observasjonene ble ikke identifisert som den samme kometen før Johann Franz Encke beregnet dens bane.

Kometer er vanligvis oppkalt etter oppdageren(e) eller navnet på observatoriet/teleskopet som ble brukt i oppdagelsen. Denne kometen er imidlertid ikke oppkalt etter oppdageren. I stedet ble den oppkalt etter Johann Franz Encke, som beregnet kometens bane. Bokstaven P indikerer at 2P/Encke er en periodisk komet. Periodiske kometer har omløpsperioder på mindre enn 200 år.

Comet D/1993 F2 (Skomaker - Levy)

Kometen Shoemaker-Levy 9 ble fanget av Jupiters tyngdekraft, spredt, og krasjet deretter inn i den gigantiske planeten i juli 1994.

Da kometen ble oppdaget i 1993, var den allerede fragmentert i mer enn 20 fragmenter som reiste rundt planeten i en toårig bane. Ytterligere observasjoner avslørte at kometen (som antas å ha vært en enkelt komet på den tiden) nærmet seg Jupiter i juli 1992 og ble fragmentert av tidevannskrefter som et resultat av planetens kraftige tyngdekraft. Kometen antas å ha gått i bane rundt Jupiter i omtrent ti år før den døde.

En komet som brøt i mange deler var sjelden, og å se en komet fanget i bane nær Jupiter var enda mer uvanlig, men den største og sjeldneste oppdagelsen var at fragmenter krasjet inn i Jupiter.

NASA hadde et romfartøy som observerte – for første gang i historien – en kollisjon mellom to kropper i solsystemet.

NASAs Galileo orbiter (da på vei til Jupiter) var i stand til å etablere en direkte visning av delene av kometen, merket A til W, som kolliderte med Jupiters skyer. Sammenstøtene begynte 16. juli 1994 og endte 22. juli 1994. Mange bakkebaserte observatorier og romfartøy i bane, inkludert romteleskop Hubbles Ulysses og Voyager 2 studerte også kollisjonene og deres konsekvenser.

Sporet til en komet på overflaten av Jupiter

Et "godstog" av fragmenter styrtet på Jupiter med kraften til 300 millioner atombomber. De skapte enorme røykskyer som var 2000 til 3000 kilometer høye, og varmet opp atmosfæren til veldig varme temperaturer på 30 000 til 40 000 grader Celsius (53 000 til 71 000 grader Fahrenheit). Comet Shoemaker-Levy 9 etterlot mørke, ringformede arr som til slutt ble slitt bort av Jupiters vind.

Da sammenstøtet skjedde i sanntid, var det mer enn bare et show. Dette ga forskerne et nytt blikk på Jupiter, Comet Shoemaker-Levy 9 og kosmiske kollisjoner generelt. Forskere var i stand til å utlede kometens sammensetning og struktur. Kollisjonen etterlot seg også støv som finnes på toppen av Jupiters skyer. Ved å observere støv som sprer seg over planeten, var forskerne i stand til å spore retningen til høye vinder på Jupiter for første gang. Og ved å sammenligne endringer i magnetosfæren med endringer i atmosfæren etter nedslaget, klarte forskerne å studere forholdet mellom de to.

Forskere anslår at kometen opprinnelig var omtrent 1,5 - 2 kilometer (0,9 - 1,2 miles) bred. Hvis en gjenstand av denne størrelsen traff jorden, ville det få ødeleggende konsekvenser. Slaget kan sende støv og rusk til himmelen, og skape en tåke som vil kjøle ned atmosfæren og absorbere sollys, og omslutte hele planeten i mørke. Hvis tåken varer lenge nok, vil plantelivet dø – sammen med menneskene og dyrene som er avhengige av dem for å overleve.

Disse typer kollisjoner var mer vanlig i det tidlige solsystemet. Det er sannsynlig at kometkollisjoner hovedsakelig skjedde fordi Jupiter manglet hydrogen og helium.

Foreløpig forekommer kollisjoner av denne størrelsesorden sannsynligvis bare en gang hvert par århundrer - og utgjør en reell trussel.

Comet Shoemaker-Levy 9 ble oppdaget av Caroline og Eugene Shoemaker og David Levy på et bilde tatt 18. mars 1993 av det 0,4 meter store Schmidt-teleskopet på Mount Palomar.

Kometen ble oppkalt etter oppdagerne. Comet Shoemaker-Levy 9 var den niende kortperiodekometen oppdaget av Eugene og Caroline Shoemaker og David Levy.

Kometen Tempel

Comet 9P/TempelComet 9P/Tempel går i bane rundt solen i asteroidebeltet som ligger mellom banene til Mars og Jupiter. Kometen passerte sist perihelium (nærmeste punkt til solen) i 2011 og vil komme tilbake igjen i 2016.

Kometen 9P/Tempel tilhører Jupiter-kometfamilien. Kometer fra Jupiter-familien er kometer som har en omløpstid på mindre enn 20 år og går i bane nær en gassgigant. Comet 9P/Tempel bruker 5,56 år på å fullføre en hel periode rundt solen. Imidlertid endres kometens bane gradvis over tid. Da kometen Tempel først ble oppdaget, var dens omløpstid 5,68 år.

Komet Tempel er en liten komet. Kjernen er omtrent 6 km (3,73 miles) i diameter, antatt å være halvparten så stor som gjenstanden som drepte dinosaurene.

To oppdrag ble sendt for å studere denne kometen: Deep Impact i 2005 og Stardust i 2011.

Mulig nedslagsbane på overflaten til Comet Tempel

Deep Impact avfyrte et nedslagsprosjektil på overflaten av en komet, og ble det første romfartøyet som var i stand til å trekke ut materiale fra en komets overflate. Kollisjonen ga relativt lite vann og mye støv. Dette antyder at kometen er langt fra en «isblokk». Nedslaget av anslagsprosjektilet ble senere fanget av romfartøyet Stardust.

Kometen 9P/Tempel ble oppdaget av Ernst Wilhelm Leberecht Tempel (bedre kjent som Wilhelm Tempel) 3. april 1867.

Kometer er vanligvis oppkalt etter oppdageren eller observatoriet/teleskopet som ble brukt i oppdagelsen. Fordi Wilhelm Tempel oppdaget denne kometen, er den oppkalt etter ham. Bokstaven "P" betyr at Comet 9P/Tempel er en kortperiodekomet. Korttidskometer har en omløpstid på mindre enn 200 år.

Kometen Borelli

Comet 19P/Borelli Den lille kjernen til Comet 19P/Borelli ligner et kyllinglår og er omtrent 4,8 km (2,98 miles) i diameter, omtrent en tredjedel av størrelsen på objektet som drepte dinosaurene.

Kometen Borelli går i bane rundt solen i asteroidebeltet og er medlem av kometfamilien Jupiter. Kometer fra Jupiter-familien er kometer som har en omløpstid på mindre enn 20 år og går i bane nær en gassgigant. Det tar omtrent 6,85 år å fullføre en hel revolusjon rundt solen. Kometen passerte sitt siste perihelium (nærmeste punkt til solen) i 2008 og vil komme tilbake igjen i 2015.

Romfartøyet Deep Space 1 fløy nær kometen Borelli 22. september 2001. Deep Space 1 reiste med 16,5 km (10,25 miles) per sekund, og passerte 2200 km (1367 miles) over kjernen til kometen Borelli. Dette romskipet gjorde det beste bilder kometkjerner for alle tider.

Kometen 19P/Borrelli ble oppdaget av Alphonse Louis Nicolas Borrelli 28. desember 1904 i Marseille, Frankrike.

Kometer er vanligvis oppkalt etter oppdageren eller observatoriet/teleskopet som ble brukt i oppdagelsen. Alphonse Borrelli oppdaget denne kometen og det er derfor den er oppkalt etter ham. "P" betyr at 19P/Borelli er en kortperiodekomet. Korttidskometer har en omløpstid på mindre enn 200 år.

Kometen Hale-Bopp

Comet C/1995 O1 (Hale-Bopp) Også kjent som den store kometen av 1997, Comet C/1995 O1 (Hale-Bopp) er en ganske stor komet, med en kjerne som måler opptil 60 km (37 miles) i diameter. Dette er omtrent fem ganger større enn den antatte gjenstanden som drepte dinosaurene. På grunn av sin store størrelse var denne kometen synlig for det blotte øye i 18 måneder i 1996 og 1997.

Kometen Hale-Bopp bruker omtrent 2534 år på å fullføre én revolusjon rundt solen. Kometen passerte sitt siste perihelium (nærmeste punkt til solen) 1. april 1997.

Kometen C/1995 O1 (Hale-Bopp) ble oppdaget i 1995 (23. juli), uavhengig av Alan Hale og Thomas Bopp. Kometen Hale-Bopp ble oppdaget i en forbløffende avstand på 7,15 AU. En AU er lik omtrent 150 millioner km (93 millioner miles).

Kometer er vanligvis oppkalt etter oppdageren eller observatoriet/teleskopet som ble brukt i oppdagelsen. Fordi Alan Hale og Thomas Bopp oppdaget denne kometen, er den oppkalt etter dem. Bokstaven "S" står for. Hva Comet C/1995 O1 (Hale-Bopp) er langtidskomet.

Kometen Wild

Comet 81P/Wilda81P/Wilda (Wilda 2) er liten komet med en flat ballform og en størrelse på ca. 1,65 x 2 x 2,75 km (1,03 x 1,24 x 1,71 mi). Revolusjonsperioden rundt solen er 6,41 år. Comet Wild passerte sist perihelium (nærmeste punkt til solen) i 2010 og kommer tilbake igjen i 2016.

Comet Wild er kjent som en ny periodisk komet. Kometen går i bane rundt solen mellom Mars og Jupiter, men den har ikke alltid reist denne banebanen. Opprinnelig gikk banen til denne kometen mellom Uranus og Jupiter. Den 10. september 1974 endret gravitasjonsinteraksjoner mellom denne kometen og planeten Jupiter kometens bane til en ny form. Paul Wild oppdaget denne kometen under sin første revolusjon rundt solen i en ny bane.

Animert bilde av en komet

Siden Wilda er ny komet(den hadde ikke så mange nære baner rundt solen), den er en ideell prøve for å oppdage noe nytt om det tidlige solsystemet.

NASA brukte denne spesielle kometen da de i 2004 ga Stardust-oppdraget til å fly til den og samle komapartikler – den første samlingen av denne typen utenomjordisk materiale utenfor Månens bane. Disse prøvene ble samlet i en aerogel-samler da fartøyet fløy 236 km (147 miles) fra kometen. Prøvene ble deretter returnert til jorden i en Apollo-lignende kapsel i 2006. I disse prøvene oppdaget forskere glycin: en grunnleggende byggestein i livet.

Kometer er vanligvis oppkalt etter oppdageren(e) eller navnet på observatoriet/teleskopet som ble brukt i oppdagelsen. Fordi Paul Wild oppdaget denne kometen, ble den oppkalt etter ham. Bokstaven "P" betyr at 81P/Wilda (Wild 2) er en "periodisk" komet. Periodiske kometer har omløpsperioder på mindre enn 200 år.

Kometen Churyumov-Gerasimenko

Kometen 67P / Churyumova-Gerasimenko kan gå over i historien som den første kometen som roboter fra jorden vil lande på og som vil følge den gjennom hele sin bane. Rosetta-romfartøyet, som bærer Philae-landeren, planlegger å møtes med kometen i august 2014 for å følge den på reisen til og fra det indre solsystemet. Rosetta er et oppdrag fra European Space Agency (ESA), som er utstyrt med viktige instrumenter og støtte fra NASA.

Kometen Churyumov-Gerasimenko lager en sløyfe rundt solen i en bane som krysser banene til Jupiter og Mars, og nærmer seg, men går ikke inn i jordens bane. Som de fleste kometer fra Jupiter-familien, antas det å ha falt fra Kuiperbeltet, regionen utenfor Neptuns bane, som et resultat av en eller flere kollisjoner eller gravitasjonsslepebåter.

Overflaten til kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko nærbilde

Analyse av kometens baneevolusjon indikerer at den nærmeste avstanden til Solen frem til midten av 1800-tallet var 4,0 AU. (omtrent 373 millioner miles eller 600 millioner kilometer), som er omtrent to tredjedeler av veien fra banen til Mars til Jupiter. Fordi kometen er for langt fra solens varme, har den ikke vokst en kule (skall) eller hale, så kometen er ikke synlig fra jorden.

Men forskere anslår at i 1840 må et ganske nært møte med Jupiter ha sendt kometen som flyr dypere inn i solsystemet, ned til omtrent 3,0 AU. (omtrent 280 millioner miles eller 450 millioner kilometer) fra solen. Churyumov-Gerasimenko perihelion (nærmeste tilnærming til Solen) var litt nærmere Solen i det neste århundre, og deretter ga Jupiter kometen et nytt gravitasjonssjokk i 1959. Kometens perihelium har siden stoppet ved 1,3 AU, omtrent 27 millioner miles (43 millioner kilometer) utenfor jordens bane.

Dimensjoner på kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko

Kometens kjerne anses å være ganske porøs, noe som gir den en tetthet som er mye lavere enn vann. Når den varmes opp av solen, antas kometen å utstråle omtrent dobbelt så mye mer mengde støv i form av gass. En liten detalj kjent om kometens overflate er at et landingssted for Philae ikke vil bli valgt før Rosetta undersøker det på nært hold.

Under nylige besøk i vår del av solsystemet var kometen ikke lyssterk nok til å bli sett fra jorden uten et teleskop. Det kommende året vil vi kunne se fyrverkeriet på nært hold, takket være øynene til robotene våre.

Oppdaget 22. oktober 1969 ved Alma-Ata-observatoriet, USSR. Klim Ivanovich Churyumov fant et bilde av denne kometen mens han undersøkte en fotografisk plate av en annen komet (32P/Comas Sola), tatt av Svetlana Ivanova Gerasimenko 11. september 1969.

67P indikerer at det var den 67. periodiske kometen som ble oppdaget. Churyumov og Gerasimenko er navnene på oppdagerne.

Comet Siding Spring

Comet McNaught Comet C/2013 A1 (Siding Spring) drar mot Mars på en lavnivåflyging 19. oktober 2014. Kometens kjerne forventes å glide forbi planeten innenfor et kosmisk hår, som er 84 000 miles (135 000 km), omtrent en tredjedel av avstanden fra jorden til månen og en tidel av avstanden som en kjent komet har passert jorden. Dette representerer både en utmerket mulighet for studier og en potensiell fare for romfartøy i dette området.

Fordi kometen vil nærme seg Mars nesten front mot front, og fordi Mars er i sin egen bane rundt solen, vil de passere hverandre med en enorm hastighet på rundt 56 kilometer i sekundet. Men kometen kan være så stor at Mars kan fly gjennom høyhastighetspartikler av støv og gass i flere timer. Mars-atmosfæren vil sannsynligvis beskytte rovere på overflaten, men romfartøyer i bane vil bli bombardert av partikler som beveger seg to eller tre ganger raskere enn meteorittene romfartøyet vanligvis tåler.

NASA-romfartøyet sender de første fotografiene av Comet Siding Spring til jorden

"Våre planer for å bruke romfartøy på Mars for å observere kometen McNaught vil bli koordinert med planer for hvordan orbitere kan holde seg utenfor strømmen og bli beskyttet om nødvendig," sa Rich Zurek, sjefforsker for Mars-programmet ved NASA Jet Propulsion Laboratory.

En måte å beskytte orbitere på er å plassere dem bak Mars under de mest risikable overraskelsesmøtene. En annen måte er for romfartøyet å "unnvike" kometen, og prøver å skjerme det mest sårbare utstyret. Men slike manøvrer kan forårsake endringer i orienteringen til solcellepaneler eller antenner på måter som forstyrrer kjøretøyenes evne til å generere strøm og kommunisere med jorden. "Disse endringene vil kreve en enorm mengde testing," sa Søren Madsen, sjefingeniør for Mars-utforskningsprogrammet ved JPL. "Det er mange forberedelser som må gjøres nå for å forberede oss på at vi i mai får vite at demonstrasjonsflyvningen vil være risikabel."

Comet Siding Spring falt fra Oort-skyen, et enormt sfærisk område med langtidskometer som sirkler rundt solsystemet. For å få en ide om hvor langt unna det er, tenk på denne situasjonen: Voyager 1, som har reist i verdensrommet siden 1977, er mye lenger unna enn noen av planetene, og har til og med dukket opp fra heliosfæren, en enorm boble av magnetisme og ionisert gass som stråler fra solen. Men det vil ta skipet ytterligere 300 år å nå den indre "kanten" av Oort-skyen, og med sin nåværende hastighet på en million miles om dagen vil det ta omtrent 30 000 år til å passere gjennom skyen.

En gang i blant vil en gravitasjonskraft - kanskje fra å passere en stjerne - presse kometen til å bryte seg løs fra dens umulig store og fjerne hvelv, og den vil falle inn i solen. Dette er det som skulle ha skjedd med kometen McNaught for flere millioner år siden. Hele denne tiden var fallet rettet mot den indre delen av solsystemet, og det gir oss bare én sjanse til å studere det. I følge tilgjengelige estimater vil hennes neste besøk være om omtrent 740 tusen år.

"C" indikerer at kometen ikke er periodisk. 2013 A1 viser at det var den første kometen som ble oppdaget i første halvdel av januar 2013. Siding Spring er navnet på observatoriet der det ble oppdaget.

Kometen Giacobini-Zinner

Comet 21P/Giacobini-Zinner er en liten komet med en diameter på 2 km (1,24 mi). Revolusjonsperioden rundt sola er 6,6 år. Sist gang kometen Giacobini-Zinner passerte perihelion (nærmeste punkt til solen) var 11. februar 2012. Neste perihelpassasje vil være i 2018.

Hver gang kometen Giacobini-Zinner vender tilbake til det indre solsystemet, sprayer kjernen is og stein ut i verdensrommet. Denne regnskuren av rusk fører til den årlige meteorregn: Drakonidene, som oppstår hvert år i begynnelsen av oktober. Drakonidene stråler ut fra det nordlige stjernebildet Draco. I mange år har skuret vært svakt og svært få meteoritter er synlige i denne perioden. Imidlertid er det sporadiske referanser i postene til Draconid (noen ganger kalt Jacobinid) meteorstormer. En meteorstorm oppstår når tusen eller flere meteorer er synlige i løpet av en time på observatørens plassering. På sitt høydepunkt i 1933 ble 500 Draconid-meteorer sett i løpet av et minutt i Europa. 1946 var også et godt år for drakonidene, med rundt 50-100 meteorer som ble sett på ett minutt i USA.

Koma og kjerne av kometen 21P/Giacobini-Zinner

I 1985 (11. september) ble et re-utpekt oppdrag kalt ICE (International Comet Explorer, formelt International Sun-Earth Explorer-3) tildelt for å samle inn data fra denne kometen. ICE var det første romfartøyet som fulgte en komet. ICE ble senere med i den berømte "armadaen" av romfartøy sendt til Halleys komet i 1986. Et annet oppdrag, kalt Sakigaki, fra Japan, skulle etter planen følge kometen i 1998. Dessverre hadde ikke romfartøyet nok drivstoff til å nå kometen.

Kometen Giacobini-Zinner ble oppdaget 20. desember 1900 av Michel Giacobini ved Nice-observatoriet i Frankrike. Informasjon om denne kometen ble senere restaurert av Ernst Zinner i 1913 (23. oktober).

Kometer er vanligvis oppkalt etter oppdageren(e) eller navnet på observatoriet/teleskopet som ble brukt i oppdagelsen. Siden Michel Giacobini og Ernst Zinner oppdaget og gjenfunnet denne kometen, er den oppkalt etter dem. Bokstaven "P" betyr at kometen Giacobini-Zinner er en "periodisk" komet. Periodiske kometer har omløpsperioder på mindre enn 200 år.

Komet Thatcher

Comet C/1861 G1 (Thatcher)Comet C/1861 G1 (Thatcher) tar 415,5 år å fullføre én omdreining rundt solen. Kometen Thatcher passerte sitt siste perihelium (nærmeste punkt til solen) i 1861. Komet Thatcher er en langtidskomet. Langtidskometer har omløpsperioder på mer enn 200 år.

Når kometer passerer rundt solen, sprer støvet de sender ut seg til en støvsti. Hvert år, når jorden passerer gjennom denne kometstien, kolliderer romavfall med atmosfæren vår, hvor den brytes opp og skaper brennende, fargerike striper på himmelen.

Klumper av romrester som kommer fra kometen Thatcher og samhandler med atmosfæren vår skaper Lyrid-meteorregn. Denne årlige meteorskuren forekommer hver april. Lyridene er blant de eldste kjente meteorregnene. Den første dokumenterte Lyrid-meteorskuren dateres tilbake til 687 f.Kr.

Kometer er vanligvis oppkalt etter oppdageren eller observatoriet/teleskopet som ble brukt i oppdagelsen. Siden A.E. Thatcher oppdaget denne kometen, er den oppkalt etter ham. "C" betyr at Comet Thatcher er en langtidskomet, noe som betyr at dens omløpsperiode er mer enn 200 år. 1861 er åpningsåret. "G" betegner første halvdel av april, og "1" betyr Thatcher var den første kometen som ble oppdaget i denne perioden.

Kometen Swift-Tuttle

Comet Swift-Tuttle Comet 109P/Swift-Tuttle bruker 133 år på å fullføre én revolusjon rundt solen. Kometen passerte sitt siste perihelium (nærmeste punkt til solen) i 1992 og vil returnere igjen i 2125.

Kometen Swift-Tuttle regnes som en stor komet - kjernen er 26 km (16 miles) på tvers. (Det vil si mer enn dobbelt så stor som den antatte gjenstanden som drepte dinosaurene.) Klumper av romavfall som kastes ut fra kometen Swift-Tuttle og samhandler med atmosfæren vår, skaper den populære Perseid-meteordusjen. Denne årlige meteorregn oppstår hver august og topper seg midt i måneden. Giovanni Schiaparelli var den første som innså at kilden til Perseidene var denne kometen.

Kometen Swift-Tuttle ble oppdaget i 1862 uavhengig av Lewis Swift og Horace Tuttle.

Kometer er vanligvis oppkalt etter oppdageren eller observatoriet/teleskopet som ble brukt i oppdagelsen. Siden Lewis Swift og Horace Tuttle oppdaget denne kometen, er den oppkalt etter dem. Bokstaven "P" betyr at Comet Swift-Tuttle er en kortperiodekomet. Korttidskometer har omløpsperioder på mindre enn 200 år.

Kometen Tempel-Tuttle

Comet 55P/Tempel-Tuttle er en liten komet hvis kjerne er 3,6 km (2,24 mi) på tvers. Det tar 33 år å fullføre én revolusjon rundt solen. Kometen Tempel-Tuttle passerte sitt perihelium (nærmeste punkt til solen) i 1998 og kommer tilbake igjen i 2031.

Klumper av romrester som kommer fra kometen samhandler med atmosfæren vår og skaper Leonid-meteorregn. Dette er vanligvis en svak meteorregn som topper seg i midten av november. Hvert år passerer jorden gjennom dette rusk, som, når det samhandler med atmosfæren vår, går i oppløsning og skaper brennende, fargerike striper på himmelen.

Comet 55P/Tempel-Tuttle i februar 1998

Hvert 33. år eller så, blir Leonid-meteorskuret til en fullverdig meteorstorm, hvor minst 1000 meteorer i timen brenner opp i jordens atmosfære. Astronomer i 1966 observerte et spektakulært syn: restene av en komet styrtet inn i jordens atmosfære med en hastighet på tusenvis av meteorer per minutt i løpet av en 15-minutters periode. Den siste Leonid-meteorstormen skjedde i 2002.

Kometen Tempel-Tuttle ble oppdaget to ganger uavhengig - i 1865 og 1866 av henholdsvis Ernst Tempel og Horace Tuttle.

Kometer er vanligvis oppkalt etter oppdageren eller observatoriet/teleskopet som ble brukt i oppdagelsen. Siden Ernst Tempel og Horace Tuttle oppdaget det, er kometen oppkalt etter dem. Bokstaven "P" betyr at kometen Tempel-Tuttle er en kortperiodekomet. Korttidskometer har omløpsperioder på mindre enn 200 år.

Halleys komet

Comet 1P/Halley er kanskje den mest kjent komet, som har blitt observert i tusenvis av år. Kometen ble først nevnt av Halley i Bayeux-teppet, som forteller om slaget ved Hastings i 1066.

Halleys komet bruker omtrent 76 år på å fullføre én revolusjon rundt solen. Kometen ble sist sett fra jorden i 1986. Samme år kom en internasjonal armada av romfartøyer sammen om kometen for å samle så mye data som mulig om den.

Halleys komet i 1986

Kometen kommer ikke inn i solsystemet før i 2061. Hver gang Halleys komet vender tilbake til det indre solsystemet, sprayer kjernen is og stein ut i verdensrommet. Denne strømmen av søppel fører til to svake meteorbyger: Eta Aquarids i mai og Orionids i oktober.

Dimensjoner på Comet Halley: 16 x 8 x 8 km (10 x 5 x 5 miles). Dette er et av de mørkeste objektene i solsystemet. Kometen har en albedo på 0,03, noe som betyr at den reflekterer bare 3 % av lyset som treffer den.

De første observasjonene av Halleys komet går tapt i tid, for mer enn 2200 år siden. Imidlertid studerte Edmond Halley i 1705 banene til tidligere observerte kometer og bemerket noen som så ut til å dukke opp igjen og igjen hvert 75.-76. år. Basert på likheten mellom baner foreslo han at det faktisk var den samme kometen, og forutså riktig neste retur i 1758.

Kometer er vanligvis oppkalt etter oppdageren eller observatoriet/teleskopet som ble brukt i oppdagelsen. Edmond Halley spådde korrekt tilbakekomsten av denne kometen - den første spådommen av sitt slag, og det er derfor kometen er oppkalt etter ham. Bokstaven "P" betyr at Halleys komet er en kortperiodekomet. Korttidskometer har omløpsperioder på mindre enn 200 år.

Comet C/2013 US10 (Catalina)

Comet C/2013 US10 (Catalina) er en Oort Cloud-komet oppdaget 31. oktober 2013 av Catalina Sky Survey Observatory med en tilsynelatende styrke på 19, ved bruk av 0,68 meter (27 tommer) Schmidt-Cassegrain-teleskopet. Fra september 2015 har kometen en tilsynelatende styrke på 6.

Da Catalina ble oppdaget 31. oktober 2013, brukte den foreløpige bestemmelsen av dens bane observasjoner av et annet objekt gjort 12. september 2013, som ga et feil resultat som antydet en omløpsperiode på bare 6 år for kometen. Men 6. november 2013, med en lengre observasjon av buen fra 14. august til 4. november, ble det åpenbart at det første resultatet 12. september ble oppnådd ved et annet objekt.

I begynnelsen av mai 2015 hadde kometen en tilsynelatende styrke på 12 og var 60 grader unna solen da den beveget seg lenger inn på den sørlige halvkule. Kometen kom til solkonjunksjon 6. november 2015, da den var rundt styrke 6. Kometen nærmet seg perihelium (nærmeste tilnærming til Solen) 15. november 2015 i en avstand på 0,82 AU. fra Solen og hadde en hastighet på 46,4 km/s (104 000 mph) i forhold til Solen, noe raskere enn Solens tilbakegående hastighet på den avstanden. Kometen Catalina krysset himmelekvator 17. desember 2015 og ble et objekt på den nordlige halvkule. 17. januar 2016 vil kometen passere 0,72 astronomiske enheter (108 000 000 km; 67 000 000 mi) fra Jorden og skal ha størrelsesorden 6, som ligger i stjernebildet Ursa Major.

Objekt C/2013 US10 er dynamisk nytt. Den kom fra Oort-skyen fra en løst koblet, kaotisk bane som lett kunne bli forstyrret av galaktiske tidevann og reisende stjerner. Før kometen C/2013 US10 (Catalina) kom inn i planetområdet (rundt 1950) hadde den en omløpsperiode på flere millioner år. Etter å ha forlatt planetområdet (rundt 2050), vil det være på en utkastningsbane.

Kometen Catalina er oppkalt etter Catalina Sky Survey, som oppdaget den 31. oktober 2013.

Comet C/2011 L4 (PANSTARRS)

C/2011 L4 (PANSTARRS) er en ikke-periodisk komet oppdaget i juni 2011. Den ble først lagt merke til med det blotte øye i mars 2013, da den var nær perihelium.

Det ble oppdaget ved hjelp av Pan-STARRS-teleskopet (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System) som ligger nær toppen av Halikan på øya Maui på Hawaii. Kometen C/2011 L4 tok sannsynligvis millioner av år å reise fra Oort-skyen. Etter å ha forlatt planetområdet i solsystemet, er post-perihelion-omløpsperioden (epoke 2050) anslått til å være omtrent 106 000 år. Laget av støv og gass, er denne kometens kjerne omtrent 1 km (0,62 miles) i diameter.

Comet C/2011 L4 var i en avstand på 7,9 AU. fra solen og hadde en glans på 19 stjerner. Vel., da hun ble oppdaget i juni 2011. Men allerede i begynnelsen av mai 2012 gjenopplivet den til 13,5 stjerner. Vel., og dette var synlig visuelt ved bruk av et stort amatørteleskop fra den mørke siden. Fra oktober 2012 var koma (utvidende tynn støvatmosfære) omtrent 120 000 kilometer (75 000 mi) i diameter. Uten optisk assistanse ble C/2011 L4 sett 7. februar 2013 og hadde en styrke på 6. ledet Kometen PANSTARRS ble observert fra begge halvkuler i de første ukene av mars, og den passerte nærmest Jorden 5. mars 2013 i en avstand på 1,09 AU. Den nærmet seg perihelium (nærmeste tilnærming til solen) 10. mars 2013.

Foreløpige estimater spådde at C/2011 L4 ville være lysere, med omtrent 0 styrke. ledet (omtrentlig lysstyrke for Alpha Centauri A eller Vega). Estimater fra oktober 2012 spådde at det kunne bli lysere, med -4 styrke. ledet (tilsvarer omtrent Venus). I januar 2013 var det et merkbart fall i lysstyrken, noe som antydet at den kunne være lysere, med bare +1 styrke. ledet I februar viste lyskurven en ytterligere nedgang, noe som tyder på et perihelium ved +2 mag. ledet

En studie som bruker en sekulær lyskurve indikerer imidlertid at Comet C/2011 L4 opplevde en "bremsinghendelse" når den var i en avstand på 3,6 AU. fra solen og hadde 5,6 AU. Økningshastigheten i lysstyrke avtok, og størrelsen ved perihel ble spådd å være +3,5. Til sammenligning, ved samme perihelavstand, ville Halleys komet ha en styrke på -1,0. ledet Den samme studien konkluderte med at C/2011 L4 er en veldig ung komet og tilhører klassen "barn" (det vil si de hvis fotometriske alder er mindre enn 4 år av kometen).

Bilde av kometen Panstarrs tatt i Spania

Kometen C/2011 L4 nådde perihelium i mars 2013, og ble estimert til å ha en faktisk topp på +1 styrke av forskjellige observatører rundt om på planeten. ledet Den lave plasseringen over horisonten gjør det imidlertid vanskelig å få tak i visse data. Dette ble tilrettelagt av mangelen på passende referansestjerner og umuligheten av differensielle atmosfæriske utryddelseskorreksjoner. Fra midten av mars 2013, på grunn av skumringens lysstyrke og dens lave posisjon på himmelen, var C/2011 L4 best synlig gjennom en kikkert 40 minutter etter solnedgang. 17.-18. mars var kometen nær stjernen Algenib med 2,8 stjerner. ledet 22. april nær Beta Cassiopeia, og 12.-14. mai nær Gamma Cepheus. Kometen C/2011 L4 fortsatte å bevege seg nordover til 28. mai.

Kometen PANSTARRS bærer navnet til Pan-STARRS-teleskopet, som det ble oppdaget med i juni 2011.

Introduksjon

Asteroider

Meteoritter

Små fragmenter

5. Søk etter planeter i solsystemet

Litteratur

Introduksjon

I solsystemet unntatt store planeter og deres satellitter, mange såkalte små kropper beveger seg: asteroider, kometer og meteoritter. Små kropper av solsystemet varierer i størrelse fra hundrevis av mikron til hundrevis av kilometer

Asteroider. Fra et fysikksynspunkt er asteroider eller, som de også kalles, små planeter, tette og holdbare kropper. Basert på deres sammensetning og egenskaper kan de deles inn i tre grupper: stein, jernstein og jern. En asteroide er en kald kropp. Men den, som Månen, reflekterer sollys, og derfor kan vi observere den i form av et stjerneformet objekt. Det er her navnet "asteroide" kommer fra, som på gresk betyr stjerneformet. Siden asteroider beveger seg rundt solen, endres deres posisjon i forhold til stjernene konstant og ganske raskt. Observatører bruker denne første funksjonen til å oppdage asteroider.

Kometer, eller "halestjerner", har vært kjent i uminnelige tider. Comet er komplisert fysiske fenomen, som kort kan beskrives ved hjelp av flere begreper. Kometens kjerne er en blanding eller, som de sier, et konglomerat av støvpartikler, vannis og frosne gasser. Forholdet mellom støv og gassinnhold i kometkjerner er omtrent 1:3. Størrelsen på kometkjerner varierer ifølge forskere fra 1 til 100 km. Muligheten for at det finnes både mindre og større kjerner diskuteres nå. Kjente korttidskometer har kjerner som varierer i størrelse fra 2 til 10 km. Størrelsen på kjernen til den lyseste kometen Haley-Bopp, som ble observert med det blotte øye i 1996, er estimert til 40 km

En meteoroid er et lite legeme som kretser rundt solen. En meteor er en meteoroid som fløy inn i atmosfæren til en planet og ble oppvarmet til et punkt av glans. Og hvis restene falt på overflaten av planeten, kalles det en meteoritt. En meteoritt anses å ha "falt" hvis det er øyenvitner som observerte dens flukt i atmosfæren; ellers kalles det "funnet"

La oss vurdere de ovennevnte små kroppene av solsystemet mer detaljert.

Asteroider

Disse kosmiske kroppene skiller seg fra planeter først og fremst i størrelse. Dermed har den største av de små planetene, Ceres, en diameter på 995 km; den neste (i størrelse): Palada - 560 km, Hygea - 380 km, Psyche - 240 km, etc. Til sammenligning kan vi påpeke at den minste av de store planetene, Merkur, har en diameter på 4878 km, d.v.s. 5 ganger større enn diameteren til Ceres, og massene deres varierer mange hundre ganger.

Det totale antallet små planeter som er tilgjengelige for observasjon av moderne teleskoper er bestemt til å være 40 tusen, men deres totale masse er 1 tusen ganger mindre enn jordens masse

Bevegelsen av små planeter rundt solen skjer i elliptiske baner, men mer langstrakte (gjennomsnittlig eksentrisitet til banene deres er 0,51) enn de store planetene, og helningen til deres baneplan til ekliptikken er større enn for de store planetene. planeter (gjennomsnittsvinkelen er 9,54) . Hovedtyngden av planetene kretser rundt solen mellom banene til Mars og Jupiter, og danner det såkalte asteroidebeltet. Men det er også små planeter hvis bane er nærmere Solen enn bane til Merkur. De fjerneste ligger bak Jupiter og til og med bak Saturn

Romforskere har gitt uttrykk for ulike ideer om årsaken til den store konsentrasjonen av asteroider i det relativt trange rommet i det interplanetariske mediet mellom banene til Mars og Jupiter. En av de vanligste hypotesene for opprinnelsen til kroppene til asteroidebeltet er ideen om ødeleggelsen av den mytiske planeten Phaethon. Selve ideen om eksistensen av en planet støttes av mange forskere og ser til og med ut til å være støttet av matematiske beregninger. Men årsaken til ødeleggelsen av planeten er fortsatt uforklarlig. Det er gjort ulike forutsetninger. Noen forskere mener at ødeleggelsen av Phaeton skjedde som et resultat av kollisjonen med en stor kropp. Ifølge andre var årsakene til planetens kollaps eksplosive prosesser i innvollene. For tiden er problemet med opprinnelsen til kropper i asteroidebeltet en integrert del av et omfattende romforskningsprogram på internasjonalt og nasjonalt nivå

Blant de små planetene er det en særegen gruppe kropper hvis baner krysser jordens bane, og derfor er det en potensiell mulighet for deres kollisjon med den. Planetene til denne gruppen begynte å bli kalt Apollo-objekter, eller ganske enkelt Apollo (Wetherill, 1979). Eksistensen av Apollo ble først kjent på 30-tallet av dette århundret. I 1932 ble en asteroide oppdaget. Han ble navngitt

Apollo 1932 HA. Men det vakte ikke mye interesse, selv om navnet ble et kjent navn for alle asteroider som krysser jordens bane

I 1937 passerte et kosmisk legeme med en diameter på omtrent 1 km 800 tusen km fra jorden og to ganger avstanden fra månen. Deretter ble han kalt Hermes. Til dags dato er 31 slike kropper identifisert, og hver av dem har fått sitt eget navn. Størrelsene på deres diametre varierer fra 1 til 8 km, og helningen til orbitalplanene til ekliptikken varierer fra 1 til 68. Fem av dem roterer i baner mellom Jorden og Mars, og de resterende 26 - mellom Mars og Jupiter (W) etherill, 1979). Det antas at av 40 tusen små planeter i asteroidebeltet med en diameter på mer enn 1 km, kan det være flere hundre Apollo. Derfor er kollisjonen av slike himmellegemer med jorden ganske sannsynlig, men med svært lange tidsintervaller

Det kan antas at en av disse kosmiske kroppene en gang i århundret kan passere nær jorden i en avstand mindre enn fra oss til månen, og en gang i 250 tusen år kan den kollidere med planeten vår. Påvirkningen av en slik kropp frigjør energi lik 10 000. Hydrogenbomber hver med en kraft på 10 Mt. Dette skal danne et krater med en diameter på ca. 20 km. Men slike tilfeller er sjeldne og ukjente i menneskets historie. Hermes tilhører klasse III-asteroider, men det er mange slike kropper av større størrelse - klasse II og I. Virkningen av deres kollisjon med jorden vil naturligvis være enda mer betydelig

Da Uranus ble oppdaget i 1781, viste dens gjennomsnittlige heliosentriske avstand seg å tilsvare Titius-Bode-regelen, og i 1789 begynte søket etter en planet som ifølge denne regelen skulle ha vært plassert mellom banene til Mars og Jupiter, ved en gjennomsnittlig avstand a = 2, 8 a.u. fra Sola. Men spredte undersøkelser av himmelen ga ikke suksess, og derfor bestemte flere tyske astronomer, ledet av K. Zach, den 21. september 1800 å organisere et kollektivt søk. De delte opp hele søket etter dyrekretskonstellasjoner i 24 seksjoner og fordelte dem mellom seg for grundig forskning. Men før de rakk å starte et systematisk søk, 1. januar 1871. Den italienske astronomen G. Piazii (1746-1826) oppdaget gjennom et teleskop et stjerneformet objekt av sjuende størrelsesorden, som sakte beveget seg over stjernebildet Tyren. Banen til objektet beregnet av K. Gaus (1777-1855) viste seg å være en planet tilsvarende Titius-Bode-regelen: semimajor akse a = 2,77 AU. og eksentrisitet e=0,080. Piatsi kalte den nyoppdagede planeten Ceres.

Den 28. mars 1802 oppdaget den tyske legen og astronomen W. Olbers (1758-1840) en annen planet (8 m) nær Ceres, kalt Pallas (a = 2,77 AU, e = 0,235). 2. september 1804 ble den tredje planeten, Juno (a=2,67 AU), oppdaget, og 29. mars 1807, den 4., Vesta (a=2,36 AU). Alle nyoppdagede planeter hadde et stjerneformet utseende, uten skiver, noe som indikerer deres små geometriske dimensjoner. Derfor ble disse himmellegemene kalt små planeter eller, etter forslag fra V. Herschel, asteroider (fra den greske "aster" - stjerne og "eidos" - type)

I 1891 hadde rundt 320 asteroider blitt oppdaget ved visuelle metoder. På slutten av 1891 foreslo den tyske astronomen M. Wolf (1863-1932) en fotografisk søkemetode: med 2-3 timers eksponering ble bildene av stjerner på den fotografiske platen prikkete, og sporet av en asteroide i bevegelse ble i form av en liten strek. Fotografiske teknikker har ført til en dramatisk økning i funn av asteroider. Spesielt intensive studier av små planeter utføres nå ved Institute of Theoretical Astronomy (i St. Petersburg) og ved Krim Astrophysical Observatory ved det russiske vitenskapsakademiet

Asteroider hvis bane er pålitelig bestemt, får et navn og et serienummer. Det er nå kjent over 3500 slike asteroider, men det er mye flere i solsystemet

Fra det angitte antallet kjente asteroider astronomer fra Krim Astrophysical Observatory oppdaget rundt 550, og udødeliggjorde navnene på kjente personer i deres navn

Det store flertallet (opptil 98%) av kjente asteroider beveger seg mellom banene til Mars og Jupiter, i gjennomsnittlige avstander fra Solen fra 2,06 til 4,30 AU. (opplagsperioder fra 2,96 til 8,92 år). Imidlertid er det asteroider med unike baner, og de får maskuline navn, vanligvis fra gresk mytologi

De tre første av disse mindre planetene beveger seg utenfor asteroidebeltet, og ved perihelium nærmer Icarus seg Solen dobbelt så nærme som Merkur, og Hermes og Adonis så nær Venus. De kan nærme seg Jorden i en avstand på 6 millioner til 23 millioner km, og Hermes i 1937 passerte nær Jorden selv i en avstand på 580 tusen km, dvs. bare en og en halv gang lenger enn månen. Ved aphelion går Hidalgo utover Saturns bane. Men Hidalgo er intet unntak. Bak i fjor Omtrent 10 asteroider har blitt oppdaget, hvis perihelia er lokalisert i nærheten av banene til jordiske planeter, og aphelion - nær banene til Jupiter. Slike baner er karakteristiske for kometer fra Jupiter-familien og indikerer en mulig felles opprinnelse til asteroider og kometer

I 1977 ble en unik asteroide oppdaget som kretser rundt Solen i en bane med en semi-hovedakse a = 13,70 AU. og eksentrisitet e = 0,38, slik at den ved perihelion (q = 8,49 AU) går inn i Saturns bane, og ved aphelion (Q = 18,91 AU) nærmer den seg Uranus bane. Han heter Chiron. Tilsynelatende er det andre lignende fjerne asteroider, letingen etter som fortsetter

Lysstyrken til de fleste kjente asteroider under motstand er fra 7 m til 16 m, men det er også svakere objekter. Den lyseste (opptil 6 m) er Vesta

Diametrene til asteroider beregnes ut fra deres lysstyrke og reflektivitet i visuelle og infrarøde stråler. Det viste seg at store asteroider ikke så mye. De største er Ceres (1000 km på tvers), Pallas (610 km), Vesta (540 km) og Hygia (450 km). Bare 14 asteroider har diametre på mer enn 250 km, mens resten har mindre diametre, ned til 0,7 km. Kroppene av så små størrelser kan ikke ha en kuleformet form, og alle asteroider (unntatt kanskje de største) er formløse blokker

Massene av asteroider er ekstremt forskjellige: den største er nær 1,5 . 10 21 kg (dvs. 4 tusen ganger mindre enn jordens masse), har Ceres. Den totale massen til alle asteroider overstiger ikke 0,001 jordmasser. Selvfølgelig er alle disse himmellegemene blottet for atmosfære. Aksial rotasjon har blitt oppdaget i mange asteroider basert på regelmessige endringer i deres lysstyrke.

Spesielt er rotasjonsperioden til Ceres 9,1 timer, og Pallas - 7,9 timer

Icarus roterer raskest, på 2 timer 16 m

Studiet av reflektiviteten til mange asteroider gjorde det mulig å kombinere dem i tre hovedgrupper: mørk, lys og metallisk. Overflaten til mørke asteroider reflekterer bare opptil 5 % av sollyset som faller på den og består av stoffer som ligner på svart basalt og karbonholdige bergarter. Disse asteroidene kalles ofte karbonholdige. Lysasteroider reflekterer fra 10% til 25% av sollys, noe som gjør overflaten deres lik silisiumforbindelser - disse er steinete asteroider. Metalliske asteroider (deres absolutte minoritet) er også lette, men i sine reflekterende egenskaper ligner overflaten deres på jern-nikkel-legeringer. Denne inndelingen av asteroider bekreftes også av den kjemiske sammensetningen av meteoritter som faller på jorden. Et lite antall studerte asteroider tilhører ikke noen av de tre hovedgruppene

Det er signifikant at absorpsjonsbåndet til vann (l = 3 µm) ble påvist i spektrene til karbonholdige asteroider. Spesielt består overflaten av asteroiden Ceres av mineraler som ligner jordiske leire og inneholder omtrent 10 % vann

Med små størrelser og masser av asteroider er trykket i deres indre lavt: selv for de største asteroidene overstiger det ikke 7 10 5

8 10 5 GPa (700 - 800 atm) og kan ikke forårsake oppvarming av deres kalde, faste indre. Bare overflaten til asteroider blir veldig svakt oppvarmet av den fjerne sola, men selv denne ubetydelige energien utstråles inn i det interplanetære rommet. Overflatetemperaturen til de aller fleste asteroider, beregnet i henhold til fysikkens lover, viste seg å være nær 150 - 170 K (-120...-100 ° C)

Og bare noen få asteroider som passerer nær Solen har en veldig varm overflate i slike perioder. Dermed stiger overflatetemperaturen til Icarus til nesten 1000 K (+730 ° C), og med avstand fra solen synker den kraftig igjen

Banene til de gjenværende asteroidene er utsatt for betydelige forstyrrelser fra gravitasjonspåvirkning fra store planeter, hovedsakelig Jupiter. Små asteroider opplever spesielt sterke forstyrrelser, noe som fører til kollisjoner av disse kroppene og deres fragmentering i fragmenter av en rekke størrelser - fra hundrevis av meter i diameter til støvpartikler

For tiden studeres den fysiske naturen til asteroider, fordi den kan brukes til å spore utviklingen (utviklingen) av stoffet som solsystemet ble dannet fra

Meteoritter

En rekke meteoroider (kosmiske fragmenter av store asteroider og kometer) beveger seg i verdensrommet nær jorden. Hastighetene deres varierer fra 11 til 72 km/s. Det hender ofte at deres bevegelsesveier krysser jordens bane og de flyr inn i atmosfæren

Meteoritter er stein- eller jernlegemer som faller til jorden fra interplanetarisk rom. Meteoritters fall til jorden er ledsaget av lyd, lys og mekaniske fenomener. En lys ildkule kalt en ildkule suser over himmelen, ledsaget av en hale og flygende gnister. Etter at bilen forsvinner, noen sekunder senere er det eksplosjonslignende støt kalt sjokkbølger, som noen ganger forårsaker betydelig risting av bakken og bygninger

Fenomenene med inntrenging av kosmiske kropper i atmosfæren har tre hovedstadier:

1. Flyvning i en sjeldne atmosfære (opp til høyder på ca. 80 km), der samspillet mellom luftmolekyler er karpuskulært. Luftpartikler kolliderer med kroppen, fester seg til den eller reflekteres og overfører deler av energien til den. Kroppen varmes opp fra det kontinuerlige bombardementet av luftmolekyler, men opplever ikke merkbar motstand, og hastigheten forblir nesten uendret. På dette stadiet, men den ytre delen kosmisk kropp varmer opp til tusen grader og over. Her er den karakteristiske parameteren for problemet forholdet mellom den gjennomsnittlige frie banen og størrelsen på kroppen L, som kalles Knudsen-tallet K n. I aerodynamikk er det vanlig å ta hensyn til den molekylære tilnærmingen til luftmotstand ved K n > 0,1

2. Flyvning i atmosfæren i modusen for kontinuerlig luftstrøm rundt kroppen, det vil si når luften betraktes som et kontinuerlig medium og den atom-molekylære naturen til dens sammensetning tydeligvis ikke tas i betraktning. På dette stadiet vises en hodesjokkbølge foran kroppen, etterfulgt av en kraftig økning i trykk og temperatur. Selve kroppen varmes opp på grunn av konvektiv varmeoverføring, samt på grunn av strålingsoppvarming. Temperaturer kan nå flere titusenvis av grader, og trykk opp til hundrevis av atmosfærer. Ved kraftig bremsing oppstår betydelige overbelastninger. Deformasjoner av legemer, smelting og fordampning av overflatene deres, og massemedriving av den innkommende luftstrømmen (ablasjon) forekommer.

3. Når man nærmer seg jordoverflaten, øker lufttettheten, kroppens motstand øker, og den stopper enten praktisk talt i en eller annen høyde, eller fortsetter veien til den direkte kolliderer med jorden. I dette tilfellet er store kropper ofte delt inn i flere deler, som hver faller separat til jorden. Med sterk nedbremsing av den kosmiske massen over jorden fortsetter de medfølgende sjokkbølgene sin bevegelse til jordens overflate, reflekteres fra den og produserer forstyrrelser i de nedre lagene av atmosfæren, så vel som jordens overflate

Fallprosessen til hver meteoroid er individuell. Det er ikke mulig å beskrive alle mulige trekk ved denne prosessen i en novelle.

Det er betydelig flere "funne" meteoritter enn "falne". De blir ofte funnet av turister eller bønder som jobber på åkrene. Siden meteoritter er mørke i fargen og lett synlige i snøen, flott sted De antarktiske isfeltene, hvor tusenvis av meteoritter allerede er funnet, brukes til å lete etter dem. Meteoritten ble først oppdaget i Antarktis i 1969 av en gruppe japanske geologer som studerte isbreer. De fant 9 fragmenter som lå i nærheten, men som tilhørte fire forskjellige typer meteoritter. Det viste seg at meteoritter som falt på isen inn forskjellige steder, samles der brefelt som beveger seg med en hastighet på flere meter per år stopper, og hviler mot fjellkjeder. Vinden ødelegger og tørker de øvre islagene (tørr sublimering skjer - ablasjon), og meteoritter konsentrerer seg på overflaten av breen. Slik is har en blåaktig farge og er lett å skille fra luften, noe forskerne bruker når de studerer steder som er lovende for å samle meteoritter.

Et viktig meteorittfall skjedde i 1969 i Chihuahua (Mexico). Det første av mange store fragmenter ble funnet i nærheten av et hus i landsbyen Pueblito de Allende, og etter tradisjon ble alle de funnet fragmentene av denne meteoritten forent under navnet Allende. Fallet til Allende-meteoritten falt sammen med starten av Apollo-måneprogrammet og ga forskerne muligheten til å utvikle metoder for å analysere utenomjordiske prøver. I de senere årene har det blitt fastslått at noen meteoritter som inneholder hvite fragmenter innebygd i mørkere moderbergart er månefragmenter

Allende-meteoritten er en kondritt, en viktig undergruppe av steinmeteoritter. De kalles det fordi de inneholder kondruler (fra gresk chondros, korn) - de eldste sfæriske partiklene som kondenserte seg i en protoplanetarisk tåke og deretter ble en del av senere bergarter. Slike meteoritter gjør det mulig å anslå alderen til solsystemet og dets opprinnelige sammensetning. De kalsium- og aluminiumrike inneslutningene av Allende-meteoritten, de første som kondenserer på grunn av deres høye kokepunkt, har en radioaktivt forfallsalder på 4.559 ? 0,004 milliarder år. Dette er det mest nøyaktige estimatet av alderen til solsystemet. I tillegg har alle meteoritter "historiske registreringer" forårsaket av langvarig påvirkning av galaktiske kosmiske stråler, solstråling og solvind. Etter å ha undersøkt skaden kosmiske stråler, kan vi si hvor lenge meteoritten holdt seg i bane før den kom under beskyttelse av jordens atmosfære

Den direkte forbindelsen mellom meteoritter og sola følger av at grunnstoffsammensetningen til de eldste meteorittene - kondrittene - nøyaktig gjentar sammensetningen av solfotosfæren. De eneste grunnstoffene med forskjellig innhold er flyktige, for eksempel hydrogen og helium, som fordampet rikelig fra meteoritter under avkjøling, samt litium, som delvis ble "brent" i solen i kjernefysiske reaksjoner. Begreper " solsammensetning" og "kondrittsammensetning" brukes om hverandre når de beskriver den ovennevnte "oppskriften på solmateriale". Steinmeteoritter hvis sammensetning er forskjellig fra solens, kalles akondritter.

Små fragmenter.

Nær-solrommet er fylt med små partikler, kildene til disse er de kollapsende kjernene til kometer og kollisjoner av kropper, hovedsakelig i asteroidebeltet. De minste partiklene nærmer seg gradvis solen som et resultat av Poynting-Robertson-effekten (den består i at trykket av sollys på en partikkel i bevegelse ikke rettes nøyaktig langs sol-partikkellinjen, men som et resultat av lysaberrasjon er bøyes tilbake og bremser derfor bevegelsen til partikkelen). Fallet av små partikler på Solen kompenseres av deres konstante reproduksjon, slik at det i ekliptikkplanet alltid er en ansamling av støv som sprer solstrålene. På de mørkeste nettene er det merkbart i form av dyrekretslyset, som strekker seg i en bred stripe langs ekliptikken i vest etter solnedgang og i øst før soloppgang. I nærheten av solen blir dyrekretsens lys til en falsk korona ( F-corona, fra falsk - falsk), som bare er synlig under en total formørkelse. Med økende vinkelavstand fra Solen avtar lysstyrken til dyrekretslyset raskt, men ved ekliptikkens antisolare punkt forsterkes den igjen og danner motstråling; dette er forårsaket av det faktum at små støvpartikler intenst reflekterer lys tilbake

Fra tid til annen kommer meteoroider inn i jordens atmosfære. Bevegelseshastigheten deres er så høy (i gjennomsnitt 40 km/s) at nesten alle, bortsett fra de minste og største, brenner opp i en høyde på omtrent 110 km, og etterlater lange lysende haler - meteorer eller stjerneskudd. Mange meteoroider er assosiert med banene til individuelle kometer, så meteorer observeres oftere når jorden passerer i nærheten av slike baner på bestemte tider av året. For eksempel blir mange meteorer observert rundt 12. august hvert år når jorden krysser Perseid-dusjen, assosiert med partikler tapt av kometen 1862 III. En annen dusj – orionidene – rundt 20. oktober er assosiert med støv fra kometen Halley

Partikler mindre enn 30 mikron kan bremse ned i atmosfæren og falle til bakken uten å brenne opp; slike mikrometeoritter samles inn for laboratorieanalyse. Hvis partikler på flere centimeter eller mer i størrelse består av et ganske tett stoff, brenner de heller ikke helt og faller til jordens overflate i form av meteoritter. Mer enn 90 % av dem er stein; Bare en spesialist kan skille dem fra jordiske bergarter. De resterende 10% av meteoritter er jern (de er faktisk en legering av jern og nikkel)

Meteoritter anses å være asteroidefragmenter. Jernmeteoritter var en gang en del av kjernene til disse kroppene, ødelagt av kollisjoner. Det er mulig at noen løse, flyktige meteoritter stammer fra kometer, men dette er usannsynlig; Mest sannsynlig brenner store partikler av kometer opp i atmosfæren, og bare små er bevart. Med tanke på hvor vanskelig det er for kometer og asteroider å nå jorden, er det klart hvor nyttig det er å studere meteoritter som uavhengig "kom" til planeten vår fra dypet av solsystemet

Kometer

Kometer er de mest effektive himmellegemer i solsystemet. Kometer er en slags kosmiske isfjell bestående av frosne gasser, kompleks kjemisk sammensetning, vannis og ildfast mineralstoff i form av støv og større fragmenter

Selv om kometer, som asteroider, beveger seg rundt solen i koniske kurver, er utseendet deres påfallende forskjellig fra asteroider. Hvis asteroider skinner med reflektert sollys og i synsfeltet til et teleskop ligner sakte bevegelige svake stjerner, så sprer kometer intensivt sollys i noen av de mest karakteristiske delene av spekteret for kometer, og derfor er mange kometer synlige for det blotte øye, selv om diameteren til kjernene deres sjelden overstiger 1 - 5 km

Kometer er av interesse for mange forskere: astronomer, fysikere, kjemikere, biologer, gassdynamikk, historikere osv. Og dette er naturlig. Tross alt fortalte kometer forskerne at solvinden blåste i det interplanetære rommet; kanskje kometer er "skyldige" for fremveksten av liv på jorden, siden de kunne ha introdusert komplekse organiske forbindelser i jordens atmosfære. I tillegg har kometer tilsynelatende verdifull informasjon om de første stadiene av den protoplanetære skyen som solen og planetene også ble dannet fra

Når du først møter en lyssterk komet, kan det virke som halen er den viktigste delen av kometen. Men hvis i etymologien til ordet "komet" halen var hovedårsaken til et slikt navn, så er halen fra et fysisk synspunkt en sekundær formasjon som utviklet seg fra en ganske liten kjerne, den viktigste delen av kometen som et fysisk objekt. Kometkjerner er hovedårsaken til resten av komplekset av kometfenomener, som fortsatt ikke er tilgjengelige for teleskopiske observasjoner, siden de er tilslørt av det lysende stoffet som omgir dem, som kontinuerlig strømmer fra kjernene. Ved å bruke høye forstørrelser kan du se inn i de dypere lagene av gassstøvskallet som lyser rundt kjernen, men det som gjenstår vil fortsatt være betydelig større enn den sanne størrelsen på kjernen. Den sentrale kondensasjonen som er synlig i den diffuse atmosfæren til kometen visuelt og på fotografier kalles den fotometriske kjernen. Det antas at i sentrum er det selve kjernen til kometen, dvs. kometens massesenter er lokalisert

Den disige atmosfæren som omgir den fotometriske kjernen og gradvis forsvinner, smelter sammen med bakgrunnen på himmelen, kalles koma. Komet og kjernen utgjør hodet til kometen. Langt fra solen ser hodet symmetrisk ut, men når det nærmer seg solen, blir det gradvis ovalt, deretter blir hodet enda lengre, og en hale utvikler seg fra det på siden motsatt av solen.

Så kjernen er den viktigste delen av kometen. Det er imidlertid fortsatt ingen konsensus om hva det faktisk er. Selv i Bessel og Laplace tid var det en idé om kometens kjerne som et fast legeme bestående av lett fordampende stoffer som is eller snø, som raskt forvandles til gassfasen under påvirkning av solvarme. Denne iskalde klassiske modellen av kometkjernen har blitt betydelig utvidet og utviklet nylig. Modellen av kjernen utviklet av Whipple, et konglomerat av ildfaste steinpartikler og frosne flyktige komponenter (CH4, CO2, H2O, etc.), er den mest anerkjente blant kometforskere. I en slik kjerne veksler islag av frosne gasser med støvlag. Når solens varme varmer den, bryter gasser som fordampende "tørris" ut og bærer støvskyer med seg. Dette tillater for eksempel å forklare dannelsen av gass og støvhaler i kometer, samt evnen til små kometkjerner til aktivt å frigjøre gasser

Hodene til kometer antar en rekke former når kometer beveger seg i bane. Langt fra SOL er hodene til kometer runde, noe som forklares av den svake påvirkningen av solstråling på partiklene i hodet, og konturene bestemmes av den isotropiske utvidelsen av kometgassen til det interplanetære rommet. Dette er haleløse kometer som ligner kuleformede stjernehoper i utseende. Når den nærmer seg solen, får kometens hode form av en parabel eller kjedelinje. Den parabolske formen på hodet forklares av "fontene"-mekanismen. Dannelsen av hoder i form av en kjedelinje er assosiert med plasmanaturen til kometatmosfæren og påvirkningen av solvinden på den og magnetfeltet som overføres av den

Noen ganger er komethodet så lite at kometens hale ser ut til å dukke opp direkte fra kjernen. I tillegg til skiftende konturer, dukker og forsvinner forskjellige strukturformasjoner i hodene til kometer: stifter, skjell, stråler, utstrømninger fra kjernen, etc.

Store kometer med haler som strekker seg langt over himmelen har blitt observert siden antikken. Det ble en gang antatt at kometer var atmosfæriske fenomener. Denne misoppfatningen ble tilbakevist av Brahe, som oppdaget at kometen fra 1577 okkuperte samme posisjon blant stjernene når den ble observert fra forskjellige punkter, og derfor er lenger unna oss enn månen

Bevegelsen av kometer over himmelen ble først forklart av Halley (1705), som fant ut at banene deres var nær parabler. Han bestemte banene til 24 lyssterke kometer, og det viste seg at kometene i 1531 og 1682. har veldig like baner. Av dette konkluderte Halley at dette er den samme kometen, som beveger seg rundt Solen i en svært langstrakt ellipse med en periode på rundt 76 år. Halley spådde at den skulle dukke opp igjen i 1758, og i desember 1758 ble den faktisk oppdaget. Halley selv levde ikke denne gangen og kunne ikke se hvor briljant spådommen hans ble bekreftet. Denne kometen (en av de lyseste) ble kalt Halleys komet

Kometer er utpekt av navnene på menneskene som oppdaget dem. I tillegg tildeles den nyoppdagede kometen en foreløpig betegnelse basert på oppdagelsesåret med tillegg av en bokstav som indikerer sekvensen for kometens passasje gjennom perihelium det året

Bare en liten del av kometer som observeres årlig er periodiske, dvs. kjent fra deres tidligere opptredener. Mest av kometer beveger seg i svært langstrakte ellipser, nesten paraboler. Deres revolusjonsperioder er ikke nøyaktig kjent, men det er grunn til å tro at de når mange millioner år. Slike kometer beveger seg bort fra solen på avstander som kan sammenlignes med interstellare. Planene til deres nesten parabolske baner er ikke konsentrert mot ekliptikkplanet og er tilfeldig fordelt i rommet. Bevegelsesretningen forover skjer like ofte som bakover

Periodiske kometer beveger seg i mindre langstrakte elliptiske baner og har helt andre egenskaper. Av de 40 kometene som er observert mer enn én gang, har 35 baner som er mindre enn 45° til ekliptikkplanet. Bare Halleys komet har en bane med en helning større enn 90^ og beveger seg derfor inn motsatt retning. Blant kometene med kort periode (dvs. med perioder på 3–10 år), skiller "Jupiter-familien seg ut, en stor gruppe kometer hvis aphelioner er fjernet fra Solen i samme avstand som Jupiters bane. Det antas at "Jupiter-familien" ble dannet som et resultat av planetens fangst av kometer som tidligere hadde beveget seg i mer langstrakte baner. Avhengig av den relative posisjonen til Jupiter og kometen, kan eksentrisiteten til kometens bane enten øke eller avta. I det første tilfellet er det en økning i perioden eller til og med en overgang til en hyperbolsk bane og tap av kometen solsystemet, i den andre - en nedgang i perioden

Banene til periodiske kometer er gjenstand for svært merkbare endringer. Noen ganger passerer en komet nær Jorden flere ganger, og deretter, ved tiltrekningen av de gigantiske planetene, blir den kastet inn i en mer fjern bane og blir uobserverbar. I andre tilfeller, tvert imot, blir en komet som aldri har blitt observert før synlig fordi den passerte nær Jupiter eller Saturn og brått endret bane. Bortsett fra slike brå endringer, kun kjent for et begrenset antall objekter, opplever banene til alle kometer gradvise endringer

Orbitale endringer er ikke de eneste mulig årsak forsvinningen av kometer. Det er pålitelig fastslått at kometer raskt blir ødelagt. Lysstyrken til kortperiodekometer blekner over tid, og i noen tilfeller har ødeleggelsesprosessen blitt observert nesten direkte. Et klassisk eksempel er kometen Biely. Den ble oppdaget i 1772 og observert i 1813, 1826 og 1832. I 1845 viste det seg at størrelsen på kometen ble økt, og i januar 1846. Observatører ble overrasket over å finne to veldig nære kometer i stedet for én. De relative bevegelsene til begge kometene ble beregnet, og det viste seg at kometen Biely delte seg i to for omtrent et år siden, men først ble komponentene projisert oppå hverandre, og separasjonen ble ikke umiddelbart lagt merke til. Kometen Biely ble observert en gang til, med den ene komponenten mye svakere enn den andre, og den kunne ikke bli funnet igjen. Men en meteorregn ble gjentatte ganger observert, hvis bane falt sammen med banen til kometen Biely

Når man skal avgjøre spørsmålet om kometers opprinnelse, kan man ikke klare seg uten kunnskap om den kjemiske sammensetningen av stoffet som kometkjernen er sammensatt av. Det ser ut til, hva kan være enklere? Vi må fotografere flere spektre av kometer, tyde dem – og den kjemiske sammensetningen av kometkjerner vil umiddelbart bli kjent for oss. Saken er imidlertid ikke så enkel som den ser ut ved første øyekast. Spekteret til den fotometriske kjernen kan ganske enkelt være det reflekterte solspekteret eller emisjonsmolekylspekteret. Det reflekterte solspekteret er kontinuerlig og avslører ikke noe om kjemisk oppbygning området det ble reflektert fra - kjernen eller støvatmosfæren rundt kjernen. Emisjonsgassspekteret inneholder informasjon om den kjemiske sammensetningen av gassatmosfæren som omgir kjernen, og forteller oss heller ikke noe om den kjemiske sammensetningen av overflatelaget til kjernen, siden molekyler som sender ut i det synlige området, som C2, CH , CH, MH, OH og andre, er sekundære dattermolekyler - "fragmenter" av mer komplekse molekyler eller molekylkomplekser som utgjør kometkjernen. Disse komplekse foreldremolekylene, som fordamper inn i det perinukleære rommet, blir raskt utsatt for den destruktive virkningen av solvind og fotoner, eller henfaller eller dissosieres til enklere molekyler, hvis emisjonsspektre kan observeres fra kometer. Foreldremolekylene produserer selv et kontinuerlig spektrum

Italieneren Donati var den første som observerte og beskrev spekteret til kometens hode. På bakgrunn av det svake kontinuerlige spekteret til kometen 1864, så han tre brede lysende bånd: blått, grønt og gult. Som det viste seg, tilhørte dette sammenløpet C2-karbonmolekyler, som fant seg i overflod i kometatmosfæren. Disse utslippsbåndene av C2-molekyler kalles svanebånd, oppkalt etter forskeren som studerte spekteret av karbon. Første spaltespektrogram av hodet Stor komet 1881 ble oppnådd av engelskmannen Heggins, som oppdaget strålingen av det kjemisk aktive cyanogenradikalet C N i spekteret

Langt fra solen, i en avstand på 11 AU, fremstår den kommende kometen som en liten tåkete flekk, noen ganger med tegn på begynnende dannelse av en hale. Spekteret oppnådd fra en komet som befinner seg på en slik avstand, og opp til en avstand på 3-4 AU, er kontinuerlig, fordi ved så store avstander er ikke emisjonsspekteret eksitert på grunn av svak foton og korpuskulær solstråling

Dette spekteret dannes som et resultat av refleksjon av sollys fra støvpartikler eller som et resultat av dets spredning på polyatomiske molekyler eller molekylære komplekser. I en avstand på ca. 3 AU. fra solen, dvs. Når kometkjernen krysser asteroidebeltet, vises det første utslippsbåndet til cyanogenmolekylet i spekteret, som observeres i nesten hele kometens hode. I en avstand på 2 AU Strålingen av triatomiske molekyler C3 og N H3 er allerede eksitert, som observeres i et mer begrenset område av kometens hode nær kjernen enn den stadig økende strålingen av C N. I en avstand på 1,8 AU karbonutslipp vises - Svanestriper, som umiddelbart blir merkbare gjennom hele kometens hode: både nær kjernen og ved grensene til det synlige hodet

Mekanismen for gløden til kometmolekyler ble dechiffrert tilbake i 1911. K. Schwarzschild og E. Kron, som ved å studere emisjonsspektrene til Halleys komet (1910), kom til den konklusjon at molekylene i kometatmosfærer resonerer ut sollys på nytt. Denne gløden ligner den resonante gløden av natriumdamp i de berømte eksperimentene til Auda, som var den første som la merke til at når den ble belyst med lys som har samme frekvens som den gule natriumdubletten, begynner natriumdampen selv å lyse med samme frekvens med et karakteristisk gult lys. Dette er en mekanisme for resonant fluorescens, som er et hyppig tilfelle av den mer generelle mekanismen for luminescens. Alle kjenner gløden til lysrør over butikkvinduer, i lysrør osv. En lignende mekanisme får gasser i kometer til å gløde.

For å forklare gløden til de grønne og røde oksygenlinjene (lignende linjer er også observert i spektrene til nordlys), ble forskjellige mekanismer brukt: elektronpåvirkning, dissosiativ rekombinasjon og fotodissipasjon. Elektronpåvirkning kan imidlertid ikke forklare den høyere intensiteten til den grønne linjen i noen kometer sammenlignet med den røde linjen. Derfor er fotodissosiasjonsmekanismen mer foretrukket, som støttes av lysstyrkefordelingen i kometens hode. Imidlertid er dette problemet ennå ikke fullstendig løst, og søket etter den sanne mekanismen for luminescens av atomer i kometer fortsetter. Spørsmålet om de overordnede, primære molekylene som utgjør kometkjernen er fortsatt uløst, og dette spørsmålet er veldig viktig, siden det er kjemien til kjernene som forhåndsbestemmer den uvanlig høye aktiviteten til kometer, som er i stand til å utvikle gigantiske atmosfærer og haler fra svært små kjerner i størrelse, størrelsen på alle kjente legemer i solsystemet

5. Søk etter planeter i solsystemet.

Det er kommet flere forslag om muligheten for at det finnes en planet nærmere Solen enn Merkur. Le Verrier (1811–1877), som forutså oppdagelsen av Neptun, undersøkte anomalier i perihelbevegelsen til Merkurs bane og forutså på grunnlag av dette eksistensen av en ny ukjent planet i banen. Snart dukket det opp en melding om hennes observasjon, og planeten fikk til og med et navn - Vulcan. Men funnet ble ikke bekreftet

I 1977 oppdaget den amerikanske astronomen Cowell en veldig svak gjenstand, som ble kalt "den tiende planeten". Men objektet viste seg å være for lite for en planet (ca. 200 km). Den fikk navnet Chiron og ble klassifisert blant asteroidene, blant hvilke den da var den fjerneste: aphelion av dens bane ble fjernet ved 18,9 AU. og berører nesten Uranus bane, og periheliumet ligger like utenfor banen til Saturn i en avstand på 8,5 AU. fra Sola. Med en banehelling på bare 7 ? den kan faktisk komme nær Saturn og Uranus. Beregninger viser at en slik bane er ustabil: Chiron vil enten kollidere med planeten eller bli kastet ut av solsystemet

Fra tid til annen publiseres teoretiske spådommer om eksistensen av store planeter utenfor Plutos bane, men så langt har de ikke blitt bekreftet. Analyse av kometbaner viser at opp til en avstand på 75 AU. planeter større enn jorden utover Pluto, nei. Det er imidlertid godt mulig at det er et stort antall små planeter i dette området, som ikke er lett å oppdage. Eksistensen av denne klyngen av trans-neptunske kropper har vært mistenkt i lang tid og har til og med fått et navn - Kuiper-beltet, etter den berømte amerikanske planetfareren. Imidlertid var det først nylig at de første gjenstandene ble oppdaget i den. I 1992–1994 ble 17 mindre planeter oppdaget utenfor Neptuns bane. Av disse beveger 8 seg i avstander på 40–45 AU. fra solen, dvs. selv utenfor Plutos bane

På grunn av deres store avstand er lysstyrken til disse objektene ekstremt svak; Bare de største teleskopene i verden er egnet til å søke etter dem. Derfor er kun ca. 3 kvadratgrader av himmelsfæren systematisk undersøkt så langt, d.v.s. 0,01 % av arealet. Derfor forventes det at utenfor Neptuns bane kan det være titusenvis av gjenstander som ligner på de som er oppdaget, og millioner av mindre, med en diameter på 5–10 km. Etter anslag å dømme er denne klyngen av små kropper hundrevis av ganger mer massiv enn asteroidebeltet som ligger mellom Jupiter og Mars, men er underordnet i masse enn den gigantiske kometskyen Oort.

Objekter utenfor Neptun er fortsatt vanskelig å klassifisere som en hvilken som helst klasse av små kropper i solsystemet - asteroider eller kometkjerner. De nyoppdagede kroppene er 100–200 km store og har en ganske rød overflate, noe som indikerer dens eldgamle sammensetning og mulig tilstedeværelse av organiske forbindelser. Kuiper-belte-kropper har nylig blitt oppdaget ganske ofte (ved slutten av 1999 hadde rundt 200 av dem blitt oppdaget). Noen planetariske forskere mener at det ville være mer riktig å kalle Pluto ikke «den minste planeten», men «den største kroppen i Kuiper-beltet».

Litteratur

V.A. Brashtein "Planets and their observation" Moskva "Science" 1979

S. Dole "Planets for People" Moskva "Science" 1974

K.I. Churyumov "Kometer og deres observasjon" Moskva "Vitenskap" 1980

E.L. Krinov "Iron Rain" Moskva "Science" 1981

K.A. Kulikov, N.S. Sidorenkov "Planet Earth" Moskva "Vitenskap"

B.A. Vorontsov - Velyaminov "Essays om universet" Moskva "Vitenskap"

N.P. Erpyleev "Encyclopedic Dictionary of a Young Astronomer" Moskva "Pedagogy" 1986

E.P. Levitan "Astronomy" Moskva "Enlightenment" 1994