Солнечная комета
Комета , пасущаяся на солнце, — это комета , которая проходит очень близко к Солнцу в перигелии — иногда в пределах нескольких тысяч километров от поверхности Солнца. Хотя маленькие солнечные травоядные могут полностью испариться во время такого близкого приближения к Солнцу, более крупные солнечные травоядные могут пережить множество прохождений перигелия. 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 вблизи Солнца представляют собой повторное возвращение одной-единственной кометы, скользящей по Солнцу. Затем немецкий астроном Генрих Крейц и американский астроном Дэниел Кирквуд определили, что вместо возвращения одной и той же кометы каждое появление представляло собой другую комету, но каждая из них была связана с группой комет, которые отделились друг от друга во время более раннего прохождения около Солнце (в перигелии ). [1] Очень мало было известно о популяции комет, питающихся солнцем, до 1979 года, когда коронографические наблюдения позволили обнаружить комет, питающихся солнцем. По состоянию на 21 октября 2017 г. известно 1495 комет, находящихся в пределах ~12 солнечных радиусов (~0,055 а.е.). [2] Это составляет почти треть всех комет. [3] Большинство этих объектов испаряются при близком сближении, но комета с радиусом ядра более 2–3 км, вероятно, переживет прохождение перигелия с конечным радиусом ~1 км.
Кометы Сангрейзера были одними из самых ранних наблюдаемых комет, поскольку они могут казаться очень яркими. Некоторые из них даже считаются Великими кометами . Близкий проход кометы к Солнцу сделает комету ярче не только из-за отражения от ядра кометы, когда она приближается к Солнцу, но Солнце также испаряет большое количество газа из кометы, и газ отражает больше света. . Такое чрезвычайное увеличение яркости позволит проводить наблюдения невооруженным глазом с Земли в зависимости от того, насколько летучими являются газы и достаточно ли велика комета, чтобы пережить перигелий. Эти кометы предоставляют полезный инструмент для понимания состава комет, когда мы наблюдаем активность выделения газа, а также дают возможность исследовать влияние солнечного излучения на другие тела Солнечной системы.
История солнечных травников
[ редактировать ]До 19 века
[ редактировать ]Одной из первых комет, орбиту которой вычислили, была комета, пасущаяся на солнце (и Большая комета) 1680 года, теперь обозначаемая C/1680 V1 . Его наблюдал Исаак Ньютон и опубликовал результаты орбиты в 1687 году. [4] Позже, в 1699 году, Жак Кассини предположил, что кометы могут иметь относительно короткие периоды обращения и что C/1680 V1 была такой же, как комета, наблюдаемая Тихо Браге в 1577 году, но в 1705 году Эдмон Галлей определил, что разница между расстояниями в перигелии кометы две кометы были слишком велики, 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 связаны между собой или, возможно, являются одной и той же кометой. Позже Иоганн Франц Энке вычислил орбиту C / 1680 V1 и обнаружил период примерно в 9000 лет, что привело его к выводу, что теория Кассини о короткопериодических солнечных травоядных ошибочна. У C/1680 V1 было наименьшее измеренное расстояние перигелия до наблюдения в 1826 году кометы C/1826 U1. [4]
19 век
[ редактировать ]Прогресс в понимании комет, пасущихся на солнце, 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 Большую 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 родительское тело было кометой, которую видели Аристотель и Эфор в 371 г. до н.э., поскольку существовало предполагаемое утверждение, что Эфор был свидетелем разделения кометы после перигелия. [4]
Комета C/1882 R1 появилась всего через два года после наблюдавшегося ранее солнечного травоядного, что убедило астрономов в том, что эти яркие кометы не являются одним и тем же объектом. Некоторые астрономы предположили, что комета может пройти через сопротивляющуюся среду вблизи Солнца, и это сократит ее период. [4] Когда астрономы наблюдали C/1882 R1, они измерили период до и после перигелия и не обнаружили сокращения периода, что опровергло бы теорию. После перигелия этот объект также был замечен расколовшимся на несколько фрагментов, и поэтому теория Кирквуда о том, что эти кометы исходят из родительского тела, казалась хорошим объяснением.
Пытаясь связать кометы 1843 и 1880 годов с кометами 1106 и 371 годов до нашей эры, Крейц измерил фрагменты кометы 1882 года и определил, что это, вероятно, фрагмент кометы 1106 года. Затем он заявил, что все кометы, скользящие по солнцу, с орбитальными характеристиками, подобными этим немногим кометам, будут частью группы Крейца . [4]
XIX век также предоставил первый спектр кометы вблизи Солнца, полученный Финли и Элкиным в 1882 году. [7] Позже спектр был проанализирован и Fe и Ni . подтверждены спектральные линии [8]
20 век
[ редактировать ]Первая комета, пасущаяся на солнце, наблюдалась в 20-м веке в 1945 году, а затем между 1960 и 1970 годами было замечено пять комет, пасущихся на солнце (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 линий излучения, и было обнаружено несколько элементов, включая железо, что стало первой кометой после Великой кометы 1882 года, продемонстрировавшей эту особенность. Другие линии выбросов включали K , Ca , Ca + , Cr , Co , Mn , Ni , Cu , and V . [9] [10] [11] [12] [13] Комета Икея-Секи также привела к тому, что Брайан Марсден в 1967 году разделил солнечников Крейца на две подгруппы. [14] Одна подгруппа, по-видимому, имеет комету 1106 в качестве родительского тела, и ее члены являются фрагментами этой кометы, в то время как другая группа имеет аналогичную динамику, но не имеет подтвержденного родительского тела, связанного с ней.
Коронографические наблюдения
[ редактировать ]XX век оказал большое влияние на исследования комет, пасущихся на солнце, с запуском коронографических телескопов, включая Solwind , SMM и SOHO . До этого момента кометы, скользящие по солнцу, были видны только невооруженным глазом , но с помощью коронографических телескопов наблюдалось множество комет, скользящих по солнцу, которые были намного меньше, и очень немногие из них пережили прохождение перигелия. Кометы, наблюдавшиеся Солвиндом и СММ с 1981 по 1989 год, имели визуальную величину от -2,5 до +6, что намного слабее, чем у кометы Икея-Секи с визуальной величиной около -10. [4]
В 1987 и 1988 годах СММ впервые заметила, что могут существовать пары комет, пасущихся на солнце, 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 астрономических единиц от Солнца. [15] Скорости распада составляли всего лишь порядка нескольких метров в секунду, что сравнимо со скоростью вращения этих комет. Это привело к выводу, что эти кометы разрушаются под действием приливных сил и что кометы C/1882 R1, C/1965 S1 и C/1963 R1, вероятно, оторвались от Большой кометы 1106 года. [16]
Коронографы позволили измерить свойства кометы, когда она подошла очень близко к Солнцу. Было отмечено, что кометы, скользящие по солнцу, имеют тенденцию достигать пика яркости на расстоянии около 12,3 или 11,2 солнечных радиусов . Считается, что это изменение связано с разницей в составе пыли. Еще один небольшой пик яркости был обнаружен примерно в 7 солнечных радиусах от Солнца и, возможно, связан с фрагментацией ядра кометы. [4] Альтернативное объяснение состоит в том, что пик яркости при 12 радиусах Солнца возникает в результате сублимации аморфных оливинов , а пик при 11,2 радиусах Солнца - в результате сублимации кристаллических оливинов. Пик на 7 солнечных радиусах мог бы тогда сублимацией пироксена быть . [17]
Группы выпаса солнца
[ редактировать ]Крейц Сангразерс
[ редактировать ]Самыми известными солнечными грейзерами являются Крейцские солнечные грейзеры, которые произошли от одной гигантской кометы, которая распалась на множество более мелких комет во время своего первого прохождения через внутреннюю часть Солнечной системы. чрезвычайно яркая комета, которую видели Аристотель и Эфор Возможным кандидатом на роль родительской кометы является в 371 году до нашей эры.
Великие кометы 1843 в 1965 году и 1882 годов , комета Икея-Секи и C/2011 W3 (Лавджой) в 2011 году были фрагментами исходной кометы. Каждая из этих четырех звезд на короткое время была достаточно яркой, чтобы ее можно было увидеть в дневном небе рядом с Солнцем, кометой 1882 года, затмившей даже полную Луну .
В 1979 году C/1979 Q1 (SOLWIND) был первым солнечником, замеченным американским спутником P78-1 , на коронографах сделанных 30 и 31 августа 1979 года. [18]
За исключением кометы Лавджоя, ни один из солнечных травоядных, замеченных SOHO, не пережил прохождение перигелия; некоторые, возможно, погрузились в само Солнце, но большинство, вероятно, просто полностью испарились. [19]
Другие любители солнечного света
[ редактировать ]
Около 83% солнечных травоядных, наблюдаемых с помощью SOHO, являются членами группы Крейца. [22] Остальные 17% содержат несколько спорадических солнечников, но среди них идентифицированы еще три 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 позволяют предположить, что и группы Марсдена, и группы Крахта имеют небольшой период, порядка пяти лет, но группа Мейера может иметь орбиты среднего или долгого периода. Кометы группы Мейера обычно маленькие, тусклые и никогда не имеют хвостов. Великая комета 1680 года питалась солнечным светом, и хотя Ньютон использовал ее для проверки уравнений Кеплера по орбитальному движению, она не входила ни в какие более крупные группы. Однако комета C/2012 S1 (ISON) , распавшаяся незадолго до перигелия , [20] имела орбитальные элементы, подобные Великой комете 1680 года, и могла быть вторым членом группы. [23]
Происхождение комет, пасущихся на солнце
[ редактировать ]Исследования показывают, что для комет с высокими наклонениями орбит и расстояниями перигелия менее примерно 2 астрономических единиц кумулятивный эффект гравитационных возмущений на многих орбитах достаточен для уменьшения расстояния перигелия до очень малых значений. Одно исследование показало, что комета Хейла-Боппа имеет около 15% шансов в конечном итоге стать травоядным.
Роль в солнечной астрономии
[ редактировать ]Движение хвостов солнечных травоядных, переживших перигелий (таких как комета Лавджоя), может предоставить солнечным астрономам информацию о структуре солнечной короны , особенно о подробной магнитной структуре. [24]
См. также
[ редактировать ]Сноски
[ редактировать ]- ^ Перейти обратно: а б Кирквуд, Дэниел (ноябрь 1880 г.). «О великой южной комете 1880 года». Обсерватория . 3 : 590–592. Бибкод : 1880Obs.....3..590K .
- ^ Поисковая система базы данных малых тел JPL
- ^ Джонстон, Роберт (27 июля 2013 г.). «Известные популяции объектов Солнечной системы» . Проверено 30 июля 2013 г.
- ^ Перейти обратно: а б с д и ж г Марсден, Брайан Г. (сентябрь 2005 г.). «Солнечные кометы». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 43 (1): 75–102. Бибкод : 2005ARA&A..43...75M . дои : 10.1146/annurev.astro.43.072103.150554 .
- ^ Кассини, JD (1699 г.). Хист. акад. Р. Науч. Париж . Амстердам изд. 1734: 95–100.
{{cite journal}}: Отсутствует или пусто|title=( помощь ) - ^ Галлей, Эдмунд (1705). «IV. Краткий обзор кометной астрономии, составленный Эдмундом Галлеем, профессором Савилианом из Оксфордской геометрии и Reg. Soc. S» . Фил. Транс . 24 (297): 1882–1899. Бибкод : 1704RSPT...24.1882H . дои : 10.1098/rstl.1704.0064 .
- ^ Финли, Вашингтон; В.Л. Элкин (ноябрь 1992 г.). «Наблюдения за Большой кометой 1882 года» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 43 : 21–25. Бибкод : 1882MNRAS..43...22E . дои : 10.1093/mnras/43.1.21 .
- ^ Orlov, A. (1927). Astron. Zh . 4 : 1–9.
{{cite journal}}: Отсутствует или пусто|title=( помощь ) - ^ Дюфай, Дж.; Качели, П.; Ференбах, Ч. (ноябрь 1965 г.). «Спектрографические наблюдения кометы Икея-Секи (1965f)» (PDF) . Астрофизический журнал . 142 : 1698. Бибкод : 1965ApJ...142.1698D . дои : 10.1086/148467 .
- ^ Кертис, Дж. Вм .; Сотрудники обсерватории Сакраменто-Пик (апрель 1966 г.). «Дневные наблюдения кометы F 1965 года в обсерватории Сакраменто Пик» . Астрономический журнал . 71 : 194. Бибкод : 1966AJ.....71..194C . дои : 10.1086/109902 .
- ^ Теккерей, AD; Праздник, МВт; Уорнер, Б. (январь 1966 г.). «Дневные спектры кометы Икея-Секи вблизи перигелия». Астрофизический журнал . 143 : 276. Бибкод : 1966ApJ...143..276T . дои : 10.1086/148506 .
- ^ Престон, GW (февраль 1967 г.). «Спектр Иккея-Секи (1965f)» . Астрофизический журнал . 147 : 718. Бибкод : 1967ApJ...147..718P . дои : 10.1086/149049 .
- ^ Слотер, компакт-диск (сентябрь 1969 г.). «Спектр излучения кометы Икея-Секи 1965-f в проходе перигелия» . Астрономический журнал . 74 : 929. Бибкод : 1969AJ.....74..929S . дои : 10.1086/110884 .
- ^ Марсден, Б.Г. (ноябрь 1967 г.). «Группа комет, пасущихся на солнце». Астрономический журнал . 72 : 1170. Бибкод : 1967AJ.....72.1170M . дои : 10.1086/110396 .
- ^ Секанина, Зденек (20 октября 2000 г.). «Вторичная фрагментация комет солнечной и гелиосферной обсерватории, пасущихся на солнце, на очень большом гелиоцентрическом расстоянии» . Астрофизический журнал . 542 (2): Л147–Л150. Бибкод : 2000ApJ...542L.147S . дои : 10.1086/312943 . S2CID 122413384 .
- ^ Секанина, Зденек; Чодас, Пол В. (10 декабря 2002 г.). «Общее происхождение двух крупных комет, питающихся солнцем» . Астрофизический журнал . 581 (1): 760–769. Бибкод : 2002ApJ...581..760S . дои : 10.1086/344216 .
- ^ Кимура, Х. (октябрь 2002 г.). «Пылевые зерна в комах и хвостах комет, пасущихся на солнце: моделирование их минералогических и морфологических свойств». Икар . 159 (2): 529–541. Бибкод : 2002Icar..159..529K . дои : 10.1006/icar.2002.6940 .
- ^ Cometography.com, C/1979 Q1 – СОЛВИНД 1
- ^ Секанина, Зденек; Чодас, Пол В. (2007). «Иерархия фрагментации ярких комет, пасущихся на солнце, а также рождение и орбитальная эволюция системы Крейца. II. Доводы в пользу каскадной фрагментации» . Астрофизический журнал . 663 (1): 657–676. Бибкод : 2007ApJ...663..657S . дои : 10.1086/517490 . hdl : 2014/40925 .
- ^ Перейти обратно: а б Секанина, Зденек; Крахт, Райнер (8 мая 2014 г.). «Распад кометы C/2012 S1 (ISON) незадолго до перигелия: данные независимых наборов данных». arXiv : 1404.5968 [ астро-ph.EP ].
- ^ «Уникальный снимок кометы ISON, сделанный Хабблом» . Галерея изображений . ЕКА/Хаббл . Проверено 15 августа 2013 г.
- ^ Полный список комет SOHO.
- ^ Дж. Бортл (24 сентября 2012 г.). «Явное и удивительное сходство орбитальных элементов с элементами Великой кометы 1680 года» . Comets-ml · Список рассылки Comets. Архивировано из оригинала 9 декабря 2012 года . Проверено 5 октября 2012 г.
- ↑ Смертоносная комета виляет хвостом во время солнечных объятий.
Ссылки
[ редактировать ]- Бейли, Мэн; Емельяненко В.В.; Хан, Г.; Харрис, Северо-Запад; Хьюз, Калифорния; Муйнонен, К. (1996). «Орбитальная эволюция кометы 1995 O1 Хейла-Боппа» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 281 (3): 916–924. Бибкод : 1996MNRAS.281..916B . дои : 10.1093/mnras/281.3.916 .
- Бейли, Мэн; Чемберс, Дж. Э.; Хан, Г. (1992). «Происхождение солнечных травоядных - частое конечное состояние комет». Астрономия и астрофизика . 257 (1): 315–322. Бибкод : 1992A&A...257..315B .
- Оцука, К.; Накано, С.; Ёсикава, М. (2003). «Об ассоциации периодической кометы 96P/Махгольца, Ариетид, группы комет Марсдена и группы комет Крахта» . Публикации Астрономического общества Японии . 55 : 321–324. Бибкод : 2003PASJ...55..321O . дои : 10.1093/pasj/55.1.321 .
