Комети - Енциклопедія Сучасної України
Beta-версія
Комети

КОМЕ́ТИ (грец. χομήτης, букв. – волохатий, від χόμη – волосся) належать до малих тіл Сонячної системи. На відміну від астероїдів і величез. кількості метеор. тіл, що заповнюють міжпланет. простір, К. мають унікал. здатність при наближенні до Сонця розвивати з порівняно невеликих за розмірами ядер (1–20 км) величезні газово-пилові оболонки (атмосфери). Гол. особливість комет. ядра – безперервна здатність під дією соняч. випромінювання відновлювати та підтримувати у величез. обсязі газово-пилову атмосферу, що складається з різних атомів, молекул, іонів, молекуляр. комплексів і порошинок різних розмірів. Такий процес можливий унаслідок того, що кометні ядра сформовані в основному з водяного льоду, ін. заморожених газів, часом склад. хім. будови, разом з органікою, а також із тугоплав. метеорит. речовини у вигляді пилу та більших фрагментів. Через вихідну крижану природу вони відрізняються крайньою нестаціонарністю фіз. процесів, що відбуваються в них у результаті впливу соняч. корпускуляр. і фотон. радіації.

Учених цікавлять К. насамперед тому, що кометні ядра вважають релікт. «цеглинками», з яких утворилася Сонячна система. Вони зберігають первинну речовину, з якої 4,6 млрд р. тому сформувалися Сонце та планети. По-друге, К. – своєрідні індикатори фіз. умов у міжпланет. середовищі та засіб діагностики міжпланет. плазми, соняч. вітру і спалахів соняч. косміч. променів, причому як на малих, так і на великих геліоцентр. відстанях і геліогр. широтах. По-третє, К. – природні косміч. лабораторії, в них відбуваються унікал. великомасштабні фіз. процеси, неможливі для відтворення в земних лабораторіях. По-четверте, існує ймовірність зіткнення ядра К. із Землею, наслідком якого може бути глобал. катастрофа. Прикладами таких зіткнень є катастрофи на Юкатані 65 млн р. тому і Тунгуська 1908.

К. відіграли велику роль у розвитку науки, особливо фізики, небес. механіки, математики та космонавтики. Так, у результаті дослідж. К., названої ім’ям англ. астронома та геофізика Е. Галлея, який передбачив її повернення 1759, був перевірений і підтверджений закон всесвіт. тяжіння. 1864 італ. астроном Дж. Донаті отримав перший молекуляр. спектр К. C/1864 N1, який пізніше правильно витлумачив англ. астроном-любитель В. Гаґґінс. У спектрі були виявлені емісійні лінії молекули вуглецю (смуги Свана), що стало поштовхом для зародження молекуляр. спектроскопії. У 19–20 ст. нім. астроном і геодезист Ф.-В. Бессель, англ. фізик Дж.-К. Максвелл, рос. астроном Ф. Бредихін та фізик П. Лебедєв теоретично й експериментально довели, що кометні хвости демонструють реальність тиску світла на тверді тіла та гази. Англ. астрономи Дж.-К. Адамс, Ф. Коуелл та ін. для розв’язання рівнянь руху К. розвинули нові методи чисел. інтегрування диференціал. рівнянь. Дослідж. динаміч. еволюції К. виявили разючі зміни їхніх орбіт у полі тяжіння планет. Цю властивість використано в космонавтиці для пертурбац. маневрів міжпланет. станцій у гравітац. полі планет, щоб потрапити в будь-яку точку Соняч. системи.

На великих геліоцентр. відстанях К. найчастіше виглядає як зіркоподіб. точк. об’єкт. При наближенні до Сонця вона перетворюється на туман. об’єкт, в якому починають розрізнятися дифузна оболонка – кома та центр. конденсація, що містить крижане ядро. Ядро та кома разом складають голову К. Кометні ядра – неправил. форми малі (100 м – 20 км) тіла Соняч. системи, з яких шляхом сублімації леткої речовини (криги Н2О, СО, СО2 та ін.) розвиваються простягнуті газово-пилові коми (105–106 км) i один або кілька хвостів. Плазм. хвіст найдовший і спрямований майже навпростець від Сонця, іноді його довжина сягає декількох сотень млн км (К. Хіакутаке 1996 мала хвіст довж. 3,8 а. о = 56 848 000 км, а К. Юмасона 1962 – 6 а. о. = 897 600 000 км). Довж. газового хвоста 106–107 км, газово-пилового – 105–106 км. Аномал. хвіст довж. 103–104 км складається з великих і важких порошинок, на які дія соняч. тяжіння переважає силу світл. тиску (такі хвости завжди спрямовані до Сонця). Міжзоряних К. поки не виявлено. Параболічні та злегка гіперболічні орбіти є наслідком дії планет. збурень на К., що рухаються еліптич. орбітами з ексцентриситетом, близьким до 1. За періодом обертання навколо Сонця всі К. ділять на коротко- (Р ≤ 200 р.) і довгоперіодичні (Р > 200 р.). Станом на 1 січня 2013 закаталогізована 631 короткоперіод. К., з яких 278 мають постійні номери (1Р – К. Галлея, 9Р – К. Темпеля, 19Р – К. Бореллі, 67Р – К. Чурюмова–Герасименко, 81Р – К. Вільда, 103Р – К. Гартлі, 278Р – К. Мак-Нота). За близькістю афеліїв комет. орбіт до орбіт великих планет розрізняють К. сімейств Юпітера, Сатурна, Урана та Нептуна. За близькістю перигеліїв комет. орбіт до Сонця виділяють сімейство короткоперигелій. К., або сангрейзерів (1919 К.). У наук. літ-рі використовують також поділ періодич. К. на К. родини Юпітера (КЮ) та Галлея (КГ). 1994 Міжнар. астрон. союз увів нову систему позначень К. Нині в назву записують рік відкриття, букву, що позначає половину місяця, в якому відбулося відкриття, і номер відкриття в цій половині місяця. Для січня першу та другу половину місяця позначають літерами А і В, для лютого – відповідно C і D і так далі. Напр., позначення С/2013 А1 (Сайдінґ Спрінґ) отримала перша К., відкрита в 1-й пол. січня 2013, а позначення С/2013 В2 (Леммон) – друга К., відкрита в 2-й пол. січня. Перед позначенням ставлять наступні префікси, що вказують на природу комети: P/ – короткоперіодична К. (тобто К., чий період менше 200 р., або яку спостерігали в двох або більше проходженнях перигелію); C/ – довгоперіодична К.; X/ – К., для якої не вдалося обчислити точну орбіту (зазвичай істор. К.); D/ – загублена К.; A/ – астероїди, які помилково прийняли за К. 1986 космічні апарати «Вега-1», «Вега-2» і «Джотто» вперше дозволили побачити справжню форму та розміри ядра К. Галлея. Якщо уявити форму ядра К. Галлея у вигляді витягнутого еліпсоїда, то його розміри осей будуть відповідно 15,3 × 7,2 × 7,22 км. Спектрал. спостереження К. у радіо-, ІЧ-, видимому і ультрафіолет. діапозонах спектра дозволили виявити ряд атомів, молекул і заряджених часток у комет. атмосферах, серед яких: 12C12C, CN, C3, NH2, H2O, SO, SO2, H2CS, HC3N, HNCO, NH2CHO, HCOOH, CH3OCHO, С2-, Li, Fe. На основі мас-спектрів, отриманих з проліт. траєкторій АМС «Вега-1», «Вега-2» і «Джотто» побл. ядра К. Галлея в березні 1986, були ідентифіковані частки CO/N2/C2H4, H2CO, H+, CH2+/N+, CH3+/NH+, O+/CH4+/NH2+, OH+/NH3+/CH5+, H2O+/NH4+, H3O+, H2S+, C3H3+, C3H+, OH-, CH-, CN-, CHO-. Природно, що багато атомів і молекули, свічення яких спостерігається в спектрах комет. атмосфер або мас-спектрах порошинок, що знаходилися в навколоядер. зоні, є такими, що входять і в склад комет. ядра. Це, в першу чергу, метали: натрій, калій, кальцій, ванадій, марганець, хром, залізо, кобальт, нікель, мідь і літій. Виявлені й молекули води, вуглекислого газу, ціановодню, метилціану, формальдегіду, сірководню та ін. батьківських відносно до багатьох двоатом. молекул (радикалів) і атомів, що спостерігаються в спектрах низки К. Механізм світіння комет. молекул – резонансна флюоресценція під дією соняч. фотон. випромінювання. Довгоперіод. К. потрапляють до внутр. частин Соняч. системи з хмари Оорта–Епіка, що є сферич. утворенням на відстані 100 000–200 000 а. о. від Сонця, а короткоперіод. К. – результат трансформації та еволюції орбіт К. з поясу Койпера, розташ. на відстанях 40–55 а. о. від Сонця. Станом на 1 березня 2013 найбільше К. – 1919 – відкрито косміч. апаратом СОХО; 215 – пошук. програмою ЛІНЕАР, 100 – Каталін. оглядом неба. Серед відкривачів К. – Р. Мак-Нот (75), К. і Є. Шумейкери (32), Ж.-Л. Понс (26). Однак останній всі свої К. відкрив під час візуал. пошуків, тоді як Р. Мак-Нот та К. і Є. Шумейкери – за допомогою телескопів. В Україні астрономами та любителями відкрито 13 К. До однієї з них – короткоперіод. К. Чурюмова–Герасименко – летить косміч. апарат «Розетта». У листопаді 2014 з нього на ядро К. заплановано відправлення по садк. модуля «Філи», який до кін. 2015 буде по телеметрії передавати унікал. наук. дані зі своїх 9-ти високочутливих приладів.

Літ.: Всехсвятский С. К. Природа и происхождение комет и метеорного вещества. Москва, 1967; Шульман Л. М. Динамика кометных атмосфер. Нейтральный газ. К., 1972; Всехсвятский С. К., Ильчишина Н. И. Физические характеристики комет 1965–1970 гг. Москва, 1974; Цесевич В. П. Что и как наблюдать на небе. 6-е изд. Москва, 1984; K. Donald. Comets. New York, 1991; Comets ІІ. Tempe, 2004; Чурюмов К. І., Кручиненко В. Г., Чурюмова Т. К. Космічна загроза і кінець світу: реальність і міфи. К., 2012; Чурюмов К. И. Исследования комет и космогония солнечной системы // Земля и Вселенная. 2013. № 1.

К. І. Чурюмов

Стаття оновлена: 2014