Комети - Оптоелектронни изследвания на космически обекти с помощта на BVRI фотометрия
Кометите са най-ефективните небесни тела в Слънчевата система. Кометите са вид космически айсберги, състоящи се от замръзнали газове, сложен химичен състав, воден лед и огнеупорна минерална материя под формата на прах и по-големи фрагменти[11].
Въпреки че кометите, подобно на астероидите, се движат около Слънцето в конични криви, те изглеждат поразително различни от астероидите. Ако астероидите светят от отразена слънчева светлина и в зрителното поле на телескопа приличат на бавно движещи се слаби звезди, тогава кометите интензивно разпръскват слънчевата светлина в някои от най-характерните части на спектъра на кометите и затова много комети са видими с невъоръжено око, въпреки че диаметрите на техните ядра рядко надвишават 1 - 5 km [8].
Кометите представляват интерес за много учени: астрономи, физици, химици, биолози, газови динамики, историци и др. И това е естествено. В крайна сметка кометите подсказаха на учените, че слънчевият вятър духа в междупланетното пространство; Може би кометите са "виновниците" за появата на живот на Земята, тъй като те биха могли да донесат сложни органични съединения в земната атмосфера. Освен това кометите очевидно носят ценна информация за началните етапи на протопланетарния облак, от който също са се образували Слънцето и планетите.
При първото запознаване с ярка комета може да изглежда, че опашката е най-важната част от кометата. Но ако в етимологията на думата "комета" опашката е била основната причина за такова име, то от физическа гледна точка опашката е вторично образувание, развило се от доста миниатюрно ядро, най-важната част от кометата като физически обект. Кометните ядра са първопричината за останалата част от комплекса от кометни явления, които все още не са достъпни за телескопични наблюдения, тъй като са забулени от околната среда.тяхната светеща материя непрекъснато тече от ядрата. Използвайки големи увеличения, човек може да погледне в по-дълбоките слоеве на газово-праховата обвивка, светеща около ядрото, но това, което остава, все още значително ще надвишава истинските размери на ядрото по размер. Централният клъстер, видим в дифузната атмосфера на комета визуално и на снимки, се нарича фотометрично ядро. Смята се, че в центъра му се намира собственото ядро на кометата, т.е. се намира центърът на масата на кометата.
Мъгливата атмосфера около фотометричното ядро и постепенно изчезва, сливайки се с фона на небето, се нарича кома. Комата заедно с ядрото съставляват главата на кометата. Далеч от Слънцето главата изглежда симетрична, но когато се приближи до Слънцето, тя постепенно става овална, след това главата се удължава още повече и от нея се развива опашка на противоположната страна на Слънцето.
И така, ядрото е най-важната част от кометата. Въпреки това все още няма консенсус какво всъщност представлява. По времето на Бесел и Лаплас е имало представа за ядрото на кометата като твърдо тяло, състоящо се от лесно изпаряващи се вещества като лед или сняг, които бързо се превръщат в газова фаза под въздействието на слънчевата топлина. Този леден класически модел на кометното ядро беше значително разширен и развит в последно време. Моделът на ядрото, разработен от Whipple, конгломерат от огнеупорни каменисти частици и замразен летлив компонент (CH4, CO2, H2O и др.), се радва на най-голямо признание сред изследователите на комети. В такова ядро ледените слоеве от замръзнали газове се редуват със слоеве прах. Докато слънчевата топлина се затопля, газове като изпаряващ се "сух лед" пробиват, увличайки облаци прах със себе си. Това дава възможност например да се обясни образуването на газ ипрахови опашки в кометите, както и способността на малките ядра на кометите активно да отделят газ [4].
Кометните глави приемат различни форми, когато кометите обикалят. Далеч от СЛЪНЦЕТО главите на кометите са кръгли, което се обяснява със слабия ефект на слънчевата радиация върху частиците на главата, а очертанията му се определят от изотропното разширяване на кометния газ в междупланетното пространство. Те са комети без опашка, които приличат на кълбовидни звездни купове. Приближавайки се до Слънцето, главата на кометата приема формата на парабола или верижна мрежа. Параболичната форма на главата се обяснява с механизма "фонтан". Образуването на глави под формата на контактна мрежа се свързва с плазмения характер на кометната атмосфера и въздействието на слънчевия вятър върху нея и с носеното от нея магнитно поле.
Понякога главата на кометата е толкова малка, че изглежда, че опашката на кометата излиза директно от ядрото. В допълнение към промяната на очертанията, в главите на кометите се появяват и изчезват различни структурни образувания: греди, черупки, лъчи, излияния от ядрото и др.
Големи комети с опашки, простиращи се далеч в небето, са наблюдавани от древни времена. Някога се смяташе, че кометите са атмосферни явления. Това погрешно схващане беше опровергано от Брахе, който установи, че кометата от 1577 г. заема една и съща позиция сред звездите, когато се наблюдава от различни точки, и следователно е по-далеч от нас от Луната.
Кометите са кръстени на имената на хората, които са ги открили. В допълнение, на новооткрита комета се присвоява временно обозначение въз основа на годината на откриване, с добавяне на буква, указваща последователността, в която кометата преминава през перихелий през тази година.
Само малка част от кометите, наблюдавани годишно, са периодични, т.е. известни с предишните си изяви.Повечето комети се движат в много удължени елипси, почти параболи. Техните периоди на революция не са точно известни, но има основание да се смята, че те достигат много милиони години. Такива комети се отдалечават от Слънцето на разстояния, сравними с междузвездните. Равнините на техните почти параболични орбити не се концентрират в равнината на еклиптиката и са произволно разпределени в пространството. Предната посока на движение се среща също толкова често, колкото и обратната.
Периодичните комети се движат по по-малко издължени елиптични орбити и имат много различни характеристики. От 40 комети, наблюдавани повече от веднъж, 35 имат орбити, наклонени с по-малко от 45° спрямо равнината на еклиптиката. Само Халеевата комета има орбита с наклон над 90° и следователно се движи в обратна посока. Сред краткопериодичните (т.е. с периоди от 3 - 10 години) комети се откроява "семейството на Юпитер" - голяма група комети, чиито афелии са на същото разстояние от Слънцето като орбитата на Юпитер. Предполага се, че "семейството на Юпитер" се е образувало в резултат на улавянето на комети от планетата, която преди това се е движела по по-издължени орбити. В зависимост от относителната позиция на Юпитер и кометата, ексцентричността на орбитата на кометата може да се увеличи или намали. В първия случай има увеличение на периода или дори преход към хиперболична орбита и загуба на кометата от Слънчевата система, във втория - намаляване на периода.
Орбитите на периодичните комети са обект на много забележими промени. Понякога една комета преминава близо до Земята няколко пъти и след това, поради привличането на гигантските планети, тя се изхвърля в по-далечна орбита и става ненаблюдаема. В други случаи, напротив, комета, която никога преди не е била наблюдавана, става видима поради факта, че е преминала близо до Юпитер или Сатурн идрастично променена орбита. В допълнение към такива резки промени, известни само за ограничен брой обекти, орбитите на всички комети претърпяват постепенни промени.
При решаването на въпроса за произхода на кометите не може да се мине без да се знае химичният състав на веществото, от което се състои кометното ядро. Изглежда, какво може да бъде по-лесно? Трябва да снимаме повече спектри на комети, да ги дешифрираме - и химичният състав на кометните ядра веднага ще ни стане известен. Въпросът обаче не е толкова прост, колкото изглежда на пръв поглед. Спектърът на фотометричното ядро може просто да бъде спектърът на отразената слънчева или молекулярна емисия. Отразеният слънчев спектър е непрекъснат и не казва нищо за химическия състав на региона, от който е отразен - ядрото или прашната атмосфера около ядрото. Спектърът на емисионния газ носи информация за химичния състав на газовата атмосфера, заобикаляща ядрото, и също така не ни казва нищо за химичния състав на повърхностния слой на ядрото, тъй като молекулите, излъчващи във видимата област, като C2, CN, CH, MH, OH и т.н., са вторични, дъщерни молекули - "фрагменти" от по-сложни молекули или молекулни комплекси, които изграждат кометното ядро нас. Тези сложни родителски молекули, изпарявайки се в околоядреното пространство, бързо се излагат на разрушителното действие на слънчевия вятър и фотоните или се разпадат или дисоциират на по-прости молекули, чиито емисионни спектри могат да се наблюдават от комети. Самите родителски молекули дават непрекъснат спектър.
Първият, който наблюдава и описва спектъра на главата на кометата, е италианецът Донати. На фона на слабия непрекъснат спектър на кометата 1864 той видя три широки светещи ленти: синя, зелена и жълта. Както се оказа, това сливане принадлежи на въглеродни молекули С2, воткрити в изобилие в кометната атмосфера. Тези емисионни ленти на С2 молекули се наричат ленти на Суон, на името на учения, който е изследвал спектъра на въглерода. Първата прорезна спектрограма на главата на Голямата комета 1881 е получена от англичанина Хегинс, който открива в спектъра излъчването на химически активния цианиден радикал CN.
Далеч от Слънцето, на разстояние 11 AU, приближаващата комета изглежда като малко мъгливо петънце, понякога с признаци на започващо образуване на опашка. Спектърът, получен от комета, намираща се на такова разстояние, и до разстояние 3-4 AU, е непрекъснат, т.к. при такива големи разстояния емисионният спектър не се възбужда поради слабо фотонно и корпускулярно слънчево лъчение.
Този спектър се образува в резултат на отразяването на слънчевата светлина от прахови частици или в резултат на разсейването й върху многоатомни молекули или молекулни комплекси. На разстояние около 3 а.е от Слънцето, т.е. когато кометното ядро пресича астероидния пояс, в спектъра се появява първата емисионна лента на цианидната молекула, която се наблюдава в почти цялата глава на кометата. На разстояние 2 астр лъченията на триатомните C3 и NH3 молекули вече са възбудени, които се наблюдават в по-ограничена област на главата на кометата близо до ядрото, отколкото всички нарастващи лъчения на CN. На разстояние 1,8 а.е се появяват въглеродни емисии - ленти на Swan, които веднага стават забележими в цялата глава на кометата: както близо до ядрото, така и на границите на видимата глава.
Механизмът на светене на кометните молекули е дешифриран още през 1911 г. К. Шварцшилд и Е. Крон, които, изучавайки емисионните спектри на Халеевата комета (1910 г.), стигнаха до извода, че молекулите на кометната атмосфера резонансно преизлъчват слънчева светлина. Това сияние е подобно на резонансното сияние на паритенатрий в известните експерименти на Ауд, който пръв забеляза, че когато са осветени със светлина с честотата на жълт дублет на натрия, самите натриеви пари започват да светят със същата честота с характерна жълта светлина. Това е резонансният флуоресцентен механизъм, който е чест случай на по-общия луминесцентен механизъм. Всеки знае блясъка на флуоресцентни лампи над витрини, във флуоресцентни лампи и т.н. Подобен механизъм кара газовете в кометите да светят.
За да се обясни сиянието на зелените и червените кислородни линии (подобни линии се наблюдават и в спектрите на полярните сияния), бяха използвани различни механизми: електронен удар, дисоциативна рекомбинация и фотодисоциация. Електронното въздействие обаче не успява да обясни по-високия интензитет на зелената линия при някои комети в сравнение с червената линия. Следователно, по-голямо предпочитание се дава на механизма на фотодисоциация, който се поддържа от разпределението на яркостта в главата на кометата. Този въпрос обаче все още не е окончателно решен и търсенето на истинския механизъм на светенето на атомите в кометите продължава. Досега въпросът за родителските, първични молекули, които изграждат кометното ядро, остава неразрешен и този въпрос е много важен, тъй като именно химията на ядрата предопределя необичайно високата активност на кометите, способни да развиват гигантски атмосфери и опашки от много малки ядра, надвишаващи по размер всички известни тела в Слънчевата система.