Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Типичная орбита солнечной кометы.

Околосолнечные кометы являются кометой , которая проходит очень близко к Солнцу в перигелии - иногда в течение нескольких тысяч километров от поверхности Солнца. Хотя маленькие солнечники могут полностью испариться во время такого близкого приближения к Солнцу, более крупные солнечники могут пережить многие проходы через перигелий. Однако сильное испарение и приливные силы, с которыми они сталкиваются, часто приводят к их фрагментации.

Вплоть до 1880-х годов считалось, что все яркие кометы около Солнца являются повторным возвращением одной солнечной кометы. Затем немецкий астроном Генрих Кройц и американский астроном Дэниел Кирквуд определили, что вместо возвращения одной и той же кометы каждое появление было отдельной кометой, но каждая из них была связана с группой комет, которые отделились друг от друга на более раннем проходе около Солнце (в перигелии ). [1] Очень мало было известно о популяции летящих на солнце комет до 1979 года, когда коронографические наблюдения позволили обнаружить солнечных летучих мышей. По состоянию на 21 октября 2017 года известно 1495 комет, которые находятся в пределах ~ 12 солнечных радиусов (~ 0,055 а.е.). [2] Это составляет почти треть всех комет. [3] Большинство этих объектов испаряются во время их сближения, но комета с радиусом ядра более 2–3 км, вероятно, выживет при прохождении перигелия с конечным радиусом ~ 1 км.

Кометы Солнечного дракона были одними из самых первых наблюдаемых комет, потому что они могут казаться очень яркими. Некоторые даже считаются Великими кометами . Близкое прохождение кометы к Солнцу сделает комету ярче не только из-за отражения от ядра кометы, когда она находится ближе к Солнцу, но Солнце также испаряет большое количество газа из кометы, и этот газ отражает больше света. . Это экстремальное повышение яркости позволит наблюдать с Земли невооруженным глазом в зависимости от того, насколько изменчивы газы и достаточно ли велика комета, чтобы выжить в перигелии. Эти кометы предоставляют полезный инструмент для понимания состава комет, поскольку мы наблюдаем активность выделения газа, а также они предлагают способ исследовать влияние солнечного излучения на другие тела Солнечной системы.

История солнечников [ править ]

До 19 века [ править ]

Одной из первых комет, орбита которой была вычислена, была солнечная комета (и Великая комета) 1680 года, теперь обозначенная как C / 1680 V1 . Его наблюдал Исаак Ньютон, и он опубликовал результаты орбиты в 1687 году. [4] Позже, в 1699 году, Жак Кассини предположил, что кометы могут иметь относительно короткие орбитальные периоды и что C / 1680 V1 совпадает с кометой, наблюдаемой Тихо Браге. в 1577 году, но в 1705 году Эдмонд Галлей определил, что разница между перигелийными расстояниями двух комет слишком велика для того, чтобы они могли быть одним и тем же объектом. [5] [6]Однако это был первый случай, когда была выдвинута гипотеза о том, что Великие кометы были родственниками или, возможно, одной и той же кометой. Позже Иоганн Франц Энке вычислил орбиту C / 1680 V1 и обнаружил период около 9000 лет, что привело его к выводу, что теория Кассини о короткопериодических солнечных лучах ошибочна. C / 1680 V1 имел наименьшее измеренное расстояние перигелия до наблюдения в 1826 году кометы C / 1826 U1. [4]

19 век [ править ]

Прогресс в понимании солнечных комет был достигнут в 19 веке с появлением Великих комет 1843 года , C / 1880 C1 и 1882 года . C / 1880 C1 и C / 1843 D1 имели очень похожий внешний вид, а также напоминали Великую комету 1106 года , поэтому Дэниел Кирквуд предположил, что C / 1880 C1 и C / 1843 D1 были отдельными фрагментами одного и того же объекта. [1] Он также выдвинул гипотезу, что родительским телом была комета, которую видели Аристотель и Эфор в 371 г. до н.э., поскольку предполагалось, что Эфор был свидетелем расщепления кометы после перигелия. [4]

Комета C / 1882 R1 появилась всего через два года после наблюдаемого ранее солнечного луча, так что это убедило астрономов в том, что все эти яркие кометы не были одним и тем же объектом. Некоторые астрономы предположили, что комета может пройти через сопротивляющуюся среду около Солнца, и это сократит ее период. [4] Когда астрономы наблюдали C / 1882 R1, они измерили период до и после перигелия и не увидели сокращения периода, опровергающего теорию. Было также замечено, что после перигелия этот объект раскололся на несколько фрагментов, и поэтому теория Кирквуда о том, что эти кометы исходят от родительского тела, казалась хорошим объяснением.

Пытаясь связать кометы 1843 и 1880 годов с кометой в 1106 и 371 годах до нашей эры, Крейц измерил фрагменты кометы 1882 года и определил, что это, вероятно, фрагмент кометы 1106 года. Затем он определил, что все солнечные кометы с такими же орбитальными характеристиками, как и эти несколько комет, будут частью группы Крейца . [4]

В 19 веке также был получен первый спектр кометы около Солнца, который был получен Финли и Элькиным в 1882 году. [7] Позже спектр был проанализирован и были подтверждены спектральные линии Fe и Ni . [8]

20 век [ править ]

Первая солнечная комета, наблюдаемая в 20 веке, была в 1945 году, а затем между 1960 и 1970 годами было замечено пять солнечных космических комет (C / 1961 O1, C / 1962 C1, C / 1963 R1, C / 1965 S1 и C / 1970 K1). . Комета 1965 года (комета Икея-Секи) позволила провести измерения спектральных эмиссионных линий, и было обнаружено несколько элементов, включая железо, что сделало ее первой кометой после Великой кометы 1882 года, которая продемонстрировала эту особенность. Другие эмиссионные линии включены K , Ca , Ca + , Cr , Co , Mn , Ni , Cu и V . [9] [10] [11] [12] [13]Комета Икея-Секи также привела к разделению солнечников Крейца на две подгруппы Брайаном Марсденом в 1967 году. [14] Одна подгруппа, по-видимому, имеет комету 1106 в качестве родительского тела, а члены являются фрагментами этой кометы, а другая группа имеет аналогичную динамику. но с ним не связано ни одного подтвержденного родительского тела.

Коронографические наблюдения [ править ]

20-й век сильно повлиял на исследования солнечных космических комет с запуском коронографических телескопов, включая Solwind , SMM и SOHO . До этого момента солнечные грейзеры можно было увидеть только невооруженным глазом, но с помощью коронографических телескопов было замечено множество солнечных грейзеров, которые были намного меньше, и очень немногие из них пережили прохождение перигелия. Кометы, наблюдавшиеся Solwind и SMM с 1981 по 1989 год, имели визуальную величину от -2,5 до +6, что намного слабее, чем комета Икея-Секи с визуальной величиной около -10. [4]

В 1987 и 1988 годах СММ впервые наблюдала, что могут быть пары солнечных комет, которые могут появиться в течение очень коротких периодов времени, от половины дня до примерно двух недель. Были проведены расчеты, чтобы определить, что пары были частью одного и того же родительского тела, но распались на расстоянии десятков а.е. от Солнца. [15] Скорости разрушения были порядка нескольких метров в секунду, что сопоставимо со скоростью вращения этих комет. Это привело к заключению, что эти кометы оторвались от приливных сил и что кометы C / 1882 R1, C / 1965 S1 и C / 1963 R1, вероятно, откололись от Великой кометы 1106. [16]

Коронографы позволили измерить свойства кометы, когда она подошла очень близко к Солнцу. Было отмечено, что солнечные кометы имеют тенденцию достигать пика яркости на расстоянии около 12,3 радиуса Солнца или 11,2 радиуса Солнца. Считается, что это изменение связано с различием в составе пыли. Другой небольшой пик яркости был обнаружен на расстоянии около 7 солнечных радиусов от Солнца, и, возможно, это связано с фрагментацией ядра кометы. [4] Альтернативное объяснение состоит в том, что пик яркости на 12 солнечных радиусах происходит от сублимации аморфных оливинов, а пик на 11,2 солнечных радиуса от сублимации кристаллических оливинов. Тогда пик на 7 солнечных радиусах мог бы быть сублимационнымиз пироксена . [17]

Солнечные группы [ править ]

Kreutz Sungrazers [ править ]

Основная статья: Kreutz Sungrazers

Самыми известными солнечными грейсерами являются Солнечные грейзеры Крейца , все они произошли от одной гигантской кометы, которая распалась на множество меньших комет во время своего первого прохождения через внутреннюю часть Солнечной системы. Чрезвычайно яркая комета, которую видели Аристотель и Эфор в 371 г. до н.э., является возможным кандидатом на роль этой родительской кометы.

В Великие Кометы из 1843 и 1882 г. , комета Икея-Секи в 1965 и C / 2011 W3 (Лавджой) в 2011 году были все фрагменты оригинальной кометы. Каждый из этих четырех был на короткое время достаточно ярким, чтобы быть видимым на дневном небе рядом с Солнцем, затмевая даже полную луну .

В 1979 году C / 1979 Q1 (SOLWIND) был первым солнечным светом, который был замечен американским спутником P78-1 на коронографах, сделанных 30 и 31 августа 1979 года [18].

С момента запуска спутника SOHO в 1995 году были обнаружены сотни крошечных крейц-сунгрейзеров, все из которых либо погрузились в Солнце, либо были полностью уничтожены во время прохождения перигелия, за исключением C / 2011 W3 (Lovejoy) . [ необходима цитата ] Семейство комет Крейца, по-видимому, намного больше, чем предполагалось ранее. [ необходима цитата ]

Другие сунгрейзеры [ править ]

Комета ISON [19], сделанная камерой Wide Field Camera 3 30 апреля 2013 г. [20]

Около 83% солнечников, наблюдаемых в SOHO, являются членами группы Крейца. [21] Остальные 17% содержат некоторые спорадические кометы, но среди них были идентифицированы три другие родственные группы комет: группы Крахта, Марсдена и Мейера. Обе группы Марсдена и Крахта, по-видимому, связаны с кометой 96P / Махгольца . Эти кометы также были связаны с несколькими метеорными потоками, включая Дневные Ариетиды , дельта-Акварииды и Квадрантиды.. Связанные орбиты комет предполагают, что обе группы Марсдена и Крахта имеют небольшой период, порядка пяти лет, но группа Мейера может иметь средне- или долгопериодические орбиты. Кометы группы Мейера обычно маленькие, слабые и никогда не имеют хвостов. Великая комета 1680 была sungrazer и в то время как используются Ньютон для проверки уравнения Кеплера на орбитальном движении, он не был членом ни больших группы. Тем не менее, кометы С / 2012 S1 (МНСНО) , которая распалась незадолго до перигелия , [19] был орбитальные элементы , аналогичных Великая комета 1680 и может быть вторым членом группы. [22]

Происхождение солнечных комет [ править ]

Исследования показывают, что для комет с высоким наклонением орбиты и расстоянием перигелия менее примерно 2  астрономических единиц совокупный эффект гравитационных возмущений на многих орбитах достаточен для уменьшения расстояния перигелия до очень малых значений. Одно исследование показало, что комета Хейла-Боппа имеет примерно 15% шанс в конечном итоге стать солнечной.

Роль в солнечной астрономии [ править ]

Движение хвостов солнечных грейзеров, которые выживают в перигелии (таких как комета Лавджоя), может предоставить солнечным астрономам информацию о структуре солнечной короны , особенно о детальной магнитной структуре. [23]

См. Также [ править ]

  • Гелион (метеороид)

Сноски [ править ]

  1. ^ a b Кирквуд, Дэниел (ноябрь 1880 г.). «О большой южной комете 1880 года». Обсерватория . 3 : 590–592. Bibcode : 1880Obs ..... 3..590K .
  2. ^ JPL Поисковая машина по базам данных малых тел
  3. ^ Джонстон, Роберт (27 июля 2013 г.). «Известные популяции объектов солнечной системы» . Проверено 30 июля 2013 года .
  4. ^ a b c d e f g Марсден, Брайан Г. (сентябрь 2005 г.). "Солнечные кометы". Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 43 (1): 75–102. Bibcode : 2005ARA & A..43 ... 75M . DOI : 10.1146 / annurev.astro.43.072103.150554 .
  5. Перейти ↑ Cassini, JD (1699). Hist. Акад. R. Sci. Париж . Амстердам изд. 1734: 95–100. Отсутствует или пусто |title=( справка )
  6. ^ Галлей, Эдмунд (1705). "IV. Astronomiæ cometicæ synopsis, Autore Edmundo Halleio apud Oxonienses Geometri Professore Saviliano, & Reg. Soc. S" . Фил. Пер . 24 (297): 1882–1899. Bibcode : 1704RSPT ... 24.1882H . DOI : 10,1098 / rstl.1704.0064 .
  7. ^ Finlay, WH; Елкин В.Л. (ноябрь 1992 г.). «Наблюдения за Большой кометой 1882 года» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 43 : 21–25. Bibcode : 1882MNRAS..43 ... 22E . DOI : 10.1093 / MNRAS / 43.1.21 .
  8. ↑ Орлов, А. (1927). Astron. Ж. . 4 : 1–9. Отсутствует или пусто |title=( справка )
  9. ^ Dufay, J .; Качели, П .; Ференбах, гл. (Ноябрь 1965 г.). "Спектрографические наблюдения кометы Икея-Секи (1965f)" (PDF) . Астрофизический журнал . 142 : 1698. Bibcode : 1965ApJ ... 142.1698D . DOI : 10.1086 / 148467 .
  10. ^ Curtis, G. Wm .; Персонал Обсерватории Сакраменто Пик (апрель 1966 г.). «Дневные наблюдения кометы F 1965 года в обсерватории Сакраменто Пик». Астрономический журнал . 71 : 194. Bibcode : 1966AJ ..... 71..194C . DOI : 10.1086 / 109902 .
  11. ^ Теккерей, AD; Застолье, МВт; Уорнер, Б. (январь 1966 г.). "Дневные спектры кометы Икея-Секи вблизи перигелия". Астрофизический журнал . 143 : 276. Bibcode : 1966ApJ ... 143..276T . DOI : 10.1086 / 148506 .
  12. ^ Престон, GW (февраль 1967). «Спектр Иккея-Секи (1965f)». Астрофизический журнал . 147 : 718. Bibcode : 1967ApJ ... 147..718P . DOI : 10.1086 / 149049 .
  13. ↑ Slaughter, CD (сентябрь 1969). "Спектр излучения кометы Икея-Секи 1965-f в прохождении перигелия". Астрономический журнал . 74 : 929. Bibcode : 1969AJ ..... 74..929S . DOI : 10.1086 / 110884 .
  14. Перейти ↑ Marsden, BG (ноябрь 1967). "Солнечная кометная группа". Астрономический журнал . 72 : 1170. Bibcode : 1967AJ ..... 72.1170M . DOI : 10.1086 / 110396 .
  15. ^ Секанина, Зденек (20 октября 2000). «Вторичная фрагментация солнечной и гелиосферной обсерватории [ITAL] [/ ITAL], наблюдающая за солнечными кометами на очень большом гелиоцентрическом расстоянии» . Астрофизический журнал . 542 (2): L147 – L150. Bibcode : 2000ApJ ... 542L.147S . DOI : 10.1086 / 312943 .
  16. ^ Секанина, Зденек; Чодас, Пол В. (10 декабря 2002 г.). «Общее происхождение двух главных солнечных космических комет» . Астрофизический журнал . 581 (1): 760–769. Bibcode : 2002ApJ ... 581..760S . DOI : 10.1086 / 344216 .
  17. Перейти ↑ Kimura, H (октябрь 2002 г.). «Зерна пыли в комах и хвостах комет-солнечников: моделирование их минералогических и морфологических свойств». Икар . 159 (2): 529–541. Bibcode : 2002Icar..159..529K . DOI : 10.1006 / icar.2002.6940 .
  18. ^ cometography.com, C / 1979 Q1 - SOLWIND 1
  19. ^ a b Секанина, Зденек; Крахт, Райнер (8 мая 2014 г.). «Распад кометы C / 2012 S1 (ISON) незадолго до перигелия: данные из независимых наборов данных». arXiv : 1404.5968 [ astro-ph.EP ].
  20. ^ "Уникальный вид Хаббла кометы ISON" . Галерея изображений . ЕКА / Хаббл . Проверено 15 августа 2013 года .
  21. ^ Полный список комет SOHO
  22. ^ J. Bortle (2012-09-24). «отчетливое и удивительное сходство орбитальных элементов с элементами Большой кометы 1680 года» . кометы-мл · Список рассылки комет . Проверено 5 октября 2012 .
  23. ↑ Смертоносная комета виляет хвостом во время объятия солнца

Ссылки [ править ]

  • Бейли, Мэн; Емельяненко В.В.; Hahn, G .; Харрис, Северо-Запад; Хьюз, штат Калифорния; Муйнонен, К. (1996). "Орбитальная эволюция кометы 1995 O1 Хейла-Боппа" . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 281 (3): 916–924. Bibcode : 1996MNRAS.281..916B . DOI : 10.1093 / MNRAS / 281.3.916 .
  • Бейли, Мэн; Чемберс, JE; Хан, Г. (1992). «Происхождение солнечников - частое кометное конечное состояние». Астрономия и астрофизика . 257 (1): 315–322. Bibcode : 1992a & A ... 257..315B .
  • Ohtsuka, K .; Nakano, S .; Йошикава, М. (2003). «Об ассоциации периодической кометы 96P / Махгольца, Ариетид, группы комет Марсдена и группы комет Крахта» . Публикации Астрономического общества Японии . 55 : 321–324. Bibcode : 2003PASJ ... 55..321O . DOI : 10.1093 / pasj / 55.1.321 .

Внешние ссылки [ править ]

  • Информация о солнечных батареях SOHO
  • Страница кометографии
  • Солнце приближается к кометам
  • Потеря массы, разрушение и обнаружение кометарных ядер, падающих на солнце и воздействующих на него (arXiv: 1107.1857: 10 июля 2011 г.)