ЦПЛР- Астрономическа обсерватория „Славей Златев“ -  гр.Кърджали

Част от курс лекции за ученици,
посещаващи обсерваторията
Бончо Ж. Бонев

К о м е т и

Названието комета произлиза от древногръцки и означава „дългокоса  звезда“ или още „опашата звезда“. Първото съобщение за поява на комета е от 2296 г. пр.н.е. Хората са вярвали, че появата на комета е лошо знамение.

Картина на нощното небе, нарисувана от австрийския астроном Едмунд Вайс 1858 г. Кометата C/1858 L1 (Донати) от 5 октомври 1858г. Самата комета закрива съзвездието Воловар, а до главата и е звездата Арктур. Нарисувани са още Голямата мечка, под опашката й Кор Кароли от съзвездието Ловджийски кучета. В ляво от кометата, съзвездието Северна корона.

Кометите са представител на група малки тела в Слънчевата система. В една група с астероидите, но съставени предимно от лед (въглероден диоксид, метан и вода), прах, скални частици и примеси от различни минерали. Описват се като „мръсни снежни буци“. Те се движат по силно изтеглени елиптични орбити. Когато навлизат във вътрешността на Слънчевата система и преминават зоната на Рош за комети от Слънцето, ядрата им стават нестабилни. Такава зона на нестабилност е астероидният пояс. Под въздействие на слънчевата радиация и слънчевият вятър летливите вещества в ядрото започват да сублимират, заедно с това се изхвърля прах и се образува опашка. Образува се атмосфера около ядрото от частици газ и прах. Тази атмосфера се нарича кома. Комата заедно с ядрото наричаме глава на кометата.
Комата на кометата може да бъде голяма, колкото Земята, а опашката може да бъде по-дълга от 1 AU.

Ядрата на кометите са с неправилна форма, поради малката си маса. Масата на Халеевата комета е оценена на 1,15 х1013 kg. Размерите им са от няколко до няколко десетки километра.

Благодарение на праха кометите светят с отразена от Слънцето светлина. А под действие на слънчевата радиация и слънчевия вятър някои от изхвърлените газове флуоресцират. При приближаване към Слънцето комата и опашките се увеличават, а при отдалечаване - намаляват. Различават се йонна опашка, състояща се от йонизиран газ, и прахова опашка, състояща се от прахови и ледени частици. Йонната опаша е винаги в посока противоположна на Слънцето, а праховата се разстила по орбитата на кометата.

Плътността на ядрото на кометата е сравнима с плътността на водата. Кометата и опашката са крайно разредени. Както може да се види по снимки, през тях се виждат звезди.

Снимка на кометата Хейл-Боп от 1997г. Тя се вижда с невъоръжено око в продължение на рекордните 18 месеца.

На това видео може да се видят кометите ISON, по-слабата Енке, Меркурий, Земята и отдясно остава Слънцето - за петдневен период от 20 до 25 ноември  2013г.

Заснето от космическата слънчева обсерватория STEREO:

https://www.youtube.com/watch?v=nZi4Ecu_cfY

На следващото видео може да се види преминаване на кометата ISON през перихелия на орбитата си (най-близката точка до Слънцето) и нейното почти изпаряване, поради взаимодействие със слънчевата радиация и слънчевия вятър. Заснето е от слънчевата и хелиосферна орбитална станция SOHO:

https://www.youtube.com/watch?v=kcROVqmF9SY

Кометите биват класифицирани спрямо орбиталните си периоди на късопериодични  и дългопериодични. Късопериодичните имат орбитални периоди по-малки от 200 години, а дългопериодичните – по-големи. Например периода на обиколка на кометата Хейл-Боп е оценен на 2533 г., след приближаването й до Слънцето.
Предложени са множество механизмни, които да обяснят как кометите попадат във вътрешността на Слънчевата система след гравитационни въздействия от други тела като съседни на Слънцето звезди. Поради ниската им маса и елиптичните им орбити, които ги отвеждат близко до газовите гиганти, кометите често биват гравитационно повлияни и то най-вече от масивния Юпитер. Често техните афелии (най-отдалечени точки от орбитата) са на еднакво разстояние от Слънцето като орбиталния радиус на някоя от планетите, вследствие на орбитални резонанси. Така прихванати гравитационно стават част от кометно семейство на някоя от планетите гиганти.
Еднократните комети имат отворени траектории и след определено време напускат вътрешната Слънчевата система. Късопериодичните комети (като например кометата Енке) вероятно произхождат от пояса на Кайпер, а дългопериодичните от облака на Оорт. Еднократните и дългопериодични комети съдържат повече газове за разлика от късопериодичните, които са изпарили една част от веществата си при по-честите сближавания със Слънцето. Това обяснява защо при дългопериодичните комети отделянето на газове е доста по-интензивно. Затова при сближаването си със Слънцето са впечатляващи небесни обекти, видими с просто око.

За поясът на Кайпер и облака на Оорт може да прочетете повече като последвате връзките:

https://bg.wikipedia.org/wiki/Пояс_на_Кайпер

https://bg.wikipedia.org/wiki/Облак_на_Оорт

Някои периодични комети след многократни преминавания през вътрешната част на Слънчевата система загубват външния си слой от летливи елементи и в някои отношения са неотличими от астероиди. Предполага се, че сложните органични съединения, чиито молекули са тежки, са останали на повърхността. Сред тях са: метанол, циановодород, формалдехид, етанол и етан, а може би и по-сложни молекули като дълговерижни въглеводороди и аминокиселини. Oтвъд орбитата на Сатурн кометите остават студени, замръзнали и в състояние на покой; въпреки че те винаги се движат, нищо за тях не се променя. Когато липсват кометни опашки, ядрата отразяват малко светлина и са сред най-слабо отразяващите тела в Слънчевата система. Сондата „Джото“ разкри, че ядрото на Халеевата комета отразява едва  4% светлина. Deep Space 1 откри, че ядрото на кометата Борели отразява 2,4% до 3,0%. За сравнение, асфалтът отразява 7% от светлината. Ниската отражателна способност на ядрото спомага за изпарението на летливите елементи.

През 1986г. сондата „Джото“ преминава през комата на Халеевата комета, само на 596 km от ядрото й и едва оцелява заради силната запрашеност около него.

Халеевата комета, заснета от „Джото“ на 1 500 km от нея. Различават се струи газ, сублимиращ от ядрото под действие на слънчевия вятър.

През 2001 г. екипът на NASA Deep Space 1 получава снимки от повърхността на кометата Борели с висока разделителна способност. Те съобщават, че се наблюдава опашка, макар че кометата е с гореща и суха повърхност. Предполага се, че ледът е скрит във вътрешността, като „или повърхността е изсушена от слънчевото греене или повърхността на Борели е покрита с много тъмен материал, подобен на сажди и той прикрива леда“.

 

През юли 2005 г. космическата сонда Deep Impact  се блъсна и издълбава кратер на кометата Темпел 1, за да изследва вътрешността. Резултатите показват, че по-голямата част от леда на кометата се намира под повърхността и че тези резервоари с лед захранват опашката.

През 2014 г. от космическият апарат Розета към кометата е изпратен спускаем апарат Филе, който каца на кометата на 12 ноември 2014 г. Това е първото кацане на изкуствен апарат върху комета в историята на човечеството. Той изследва и химическия състав, като са открити и 16 органични съединения.

Снимка на ядрото на кометата 67Р/ Чурюмов-Герасименко от септември 2014г. от космическия апарат Розета.

Тъй като слънчевият вятър се променя със слънчевата активност, движенията в опашките, както и светенето на кометите е в тясна връзка с активността на нашето Слънце. Но при много комети се наблюдават случайни спонтанни избухвания, които могат значително, но за кратко да увеличат активността на кометата.

Понастоящем не се знае какво причинява експлозии, но те са свързани с условията на повърхността на кометата. Съществуват две водещи теории какво причинява избухването на комета, като и двете имат връзка с изпаряването на повърхностния лед и приближаването на космическия обект до Слънцето.

Едно от предположенията е, че внезапна топлинна вълна прониква в джоб на силно летливи ледове, причинявайки бързо изпаряване на леда, което да предизвика внезапната експлозия. Другата хипотеза е механично събитие, при което скалата рухва, излагайки свеж лед на пряка слънчева светлина, който бързо се изпарява от Слънцето.

След многократни приближавания до Слънцето кометното ядро се разпада. По орбитата остават множество скални късове и частици от ядрото, образуващи метеорен рой. Метеорните роеве съществуват по орбитите на кометите и без кометите да са се разпаднали.  Когато кометите са далеч от Слънцето, те остават замразени и неактивни, което ги прави много трудни за наблюдение.

Всяка година има по няколко комети, които са достъпни за наблюдение с малък телескоп или с бинокъл. Средно на десет години преминава ярка комета, която може да се наблюдава с просто око. Повече информация за по-ярките комети, които могат да се наблюдават през тази година може да намерите в „Гид на любителя астроном 2020“, достъпен на този адрес:

http://astro.phys.uni-sofia.bg/astroevents/astro-events.html#comets

 

*  *  *

Ако искате да знаете повече

Oтвъд орбитата на Сатурн кометите остават студени, замръзнали неактивни ядра. Но когато започнат да се приближават до орбитата на Юпитер, пребиваването в непосредствена близост до Слънцето променя нещата. Под действие на късовълновото лъчение на Слънцето, отделящите се от ядрото молекули дисоциират и се йонизират. Взаимодействието със слънчевият вятър, съчетано с орбиталното движение и въртенето на ядрото оформя различни опашки, обикновено в посока обратна на Слънцето.Отделените газове и прах следват отличаващи се траектории, защото в различна степен се влияят от светлинното налягане на слънчевите лъчи и слънчевия вятър. По-леките частици биват издухвани директно в посока обратна на Слънцето, за разлика от по-тежките прашинки, които в голямата си част остават близо до орбитата на кометата. 

Газовата или йонната опашка е резултат от въздействие на налягането на слънчевия вятър и от взаимодействието с него, а също и от действието на магнитното поле, породено от слънчевия вятър. Причината за нейното светене е луминесценцията. Днес се знае, че този тип опашки се състоят от йони на въглеродния диоксид, въглеродния оксид, азота и електрони.

Праховата опашка се формира главно под влиянието на светлинното налягане на слънчевото лъчение. Свети с отразена слънчева светлина и преизлъчва в инфрачервения диапазон. 

Видът на кометните опашки се променя сравнително бързо, особено когато кометите са близко до перихелия си. В други случаи се наблюдава антиопашка, насочена към Слънцето. Това се дължи на особено геометрично разположение на кометата, Слънцето и Земята, при което за земния наблюдател част от ветрилообразната прахова опашка видимо се проектира по посока към Слънцето.

Комата и опашката могат да бъдат наблюдавани от Земята, когато кометата се приближи достатъчно до Слънцето. Те светят с отразена и разсеяна слънчева светлина, а също и благодарение на луминесценцията на газовете.

През 1996 г. са открити комети излъчващи рентгенови лъчи, вероятно породени от йонизацията на кометната атмосфера и слънчевия вятър.

Пълният набор от замръзнали вещества в състава на комета бяха изследвани от мисията Розета. Ледът не означава само воден лед (H2O), но и летливи компоненти като сух лед (твърд CO2), метан (CH4), амоняк (NH3) и въглероден окис (CO). Това са основните пет.

Първото нещо, което се случва с кометата, когато се приближава към Слънцето е, че количеството на ултравиолетова светлина, която я удря, става достатъчно голямо, за да може да започне да йонизира най-слабата молекула там: въглеродния окис. Това създава поток от CO+ йони, които се насочват противоположно на Слънцето. Този поток се превръща в синя йонна опашка и е първото,което се случва, когато кометата започва да се нагрява. Йонизираният въглероден оксид от ултравиолетова светлина излъчва в синия цвят. Йонната опашка винаги сочи противоположно на Слънцето и винаги е със син цвят.

Докато кометата се приближава още повече до Слънцето обаче, някъде около орбитата на Марс, тя се нагрява още повече. Тъй като ядрото на кометата се нагрява, повече от ледовете се стопяват и дифундират далеч от повърхността, създавайки голям дифузен облак от частици около ядрото. Този дифузен облак е комата на кометата и е смесица от газ и прах. След като тази кома се създаде, тя няма друг избор, освен да бъде ударена от слънчевата светлина. Налягането на слънчевата светлина, поразяваща комата, изтласква праховите частици от комата далеч от Слънцето, създавайки втора, жълто / бяла опашка: прахова опашка. Въпреки че синята йонна опашка винаги е насочена противоположно на Слънцето, праховата опашка се извива, докато кометата се движи по своята елиптична орбита около Слънцето.

Комета МакНот, както е заснета през 2006 г. от Виктория, Австралия. Опашката от прах е бяла и дифузна (и извита), докато далечната по-слаба йонна опашка е тънка, тясна, синя и е противоположно насочена на Слънцето.

Йонната опашка е тясна, тъй като всички йони от определен тип са с еднакъв размер. Праховата опашка е широка, тъй като праховите частици варират по размер и затова им се придават различни скорости. Но комата е повече от прах. Има и газ, създаден от сублимираните съединения, които са били част от кометата. На това тяло има не само замръзнали газове и скали, но и по-сложни молекули, съставени от основни градивни елементи: предимно водород, кислород, въглерод и азот. Две молекули, които са от особен интерес, са цианид (CN: въглерод-азотна връзка) и диатомен въглерод (C2: връзка въглерод-въглерод).

Този синьо-зелен цвят се получава, защото когато тези газове се стимулират от ултравиолетовата светлина, присъстваща на слънчевата светлина, свързаните им електрони се изкачват до по-високи енергийни нива: основно правило за атомните преходи. Но електроните не остават завинаги в състояние с по-висока енергия; те се спускат до по-ниски нива на енергия. А когато направят, някои от тези преходи се излъчва емисионна линия, която попада в част от електромагнитния спектър, към който човешките очи са чувствителни.

Когато виждаме зелен цвят на комата, това е индикатор за няколко неща:

• комата съдържа големи количества молекули CN и C2;
• кометата е активна (газова) и топла (близо до Слънцето);

потенциалът за избухване или за разпадане е най-висок.

C / 2014 Q2 (Lovejoy) е комета с дълъг период, открита на 17 август 2014 г. от Terry Lovejoy.

 

Използвани източници:
Учебник по Астрономия, Н. Николов, М. Калинков, Университетско издателство “Св. Климент Охридски”, София, 1998г.
Учебник по астрономия 11 кл., Н. Николов, В. Голев, Просвета София, 1998г.
Астрономия, Цветан Георгиев, Петко Недялков, Издателство на Нов български университет, София, 2017г.

https://bg.wikipedia.org/wiki/Комета

https://medium.com/starts-with-a-bang/this-is-why-comets-glow-an-eerie-green-color-61b7128e2f01