Jak vznikají komety?

Kometa (ze starořeckého κομήτης, komḗtēs – „chlupatý“, „chlupatý“) – malý astronomický objekt ve sluneční soustavě, podobný asteroidu, ale skládající se převážně z ledu (oxid uhličitý, metan a voda), prachu, horninových částic hornin a nečistoty různých minerálů. Obíhají kolem Slunce po vysoce protáhlých drahách a prudce zvyšují svou jasnost při přiblížení ke Slunci, pod vlivem slunečního záření a slunečního větru na jádro komety [1].

Komety se obvykle pohybují po vysoce excentrických eliptických drahách, jejichž aphelion je často za drahou Pluta. Mají široký rozsah oběžných dob od několika let až po stovky tisíc let. Ty s krátkou periodou pocházejí z Kuiperova pásu nebo souvisejícího tenkého disku, který leží za oběžnou dráhou Neptunu. Ty s delší periodou rotace pocházejí z Oortova oblaku, kulovitého oblaku ledových těles ve vnější sluneční soustavě, kde jsou teploty tak nízké, že voda, metan a oxid uhličitý jsou pevné. Některé komety po opakovaných průletech vnitřní sluneční soustavou ztrácejí svou vnější těkavou vrstvu a jsou v některých ohledech k nerozeznání od asteroidů. Každý rok je amatérským dalekohledem ze Země pozorováno přibližně 10-20 komet [2].

Vzácné komety s hyperbolickými drahami procházejí vnitřní sluneční soustavou jednou, než jsou vyvrženy do mezihvězdného prostoru.

• 1 Fyzikální vlastnosti
• 2 oběžné dráhy
• Klasifikace 3
• Poznámky 4

Fyzikální vlastnosti

Předpokládá se, že většina komet pochází z Oortova oblaku a vstupuje do vnitřní sluneční soustavy po gravitačním vlivu na vnější objekty, jako jsou sousední hvězdy. Když se kometa dostatečně přiblíží ke Slunci, její vnější vrstvy se začnou vlivem jejího záření vypařovat. Proudy plynu a prachu vytvářejí kolem jádra komety gigantickou řídkou atmosféru zvanou koma, která je s jádrem slabě gravitačně vázána. Sluneční záření a sluneční vítr vytvářejí ohon komety. Tento ohon je vždy nasměrován od Slunce. Oddělené plyny a prach se pohybují po různých trajektoriích, protože plyny jsou více ovlivněny slunečním větrem a na rozdíl od prachu, který většinou zůstává na oběžné dráze komety, jsou vyfukovány přímo od Slunce. Jádro komety je zřídkakdy větší než 50 km, ale velikost komy může být srovnatelná s velikostí Slunce. Ohon komety může dosahovat až 1 astronomické jednotky. Kometu a její ohon lze pozorovat ze Země, když se kometa přibližuje a je osvětlena Sluncem. Prach také září díky ionizaci. Většina komet je příliš slabá na to, aby ji bylo možné vidět, ale v průběhu desetiletí se někdy objeví velké a jasné objekty, které lze vidět ze zemského povrchu bez dalekohledu [3].

Jádra komet patří mezi nejméně odrazivá tělesa známá ve sluneční soustavě. Kosmická sonda Giotto v roce 1986 odhalila, že jádro Halleyovy komety odráží jen asi 4 % světla dopadajícího na její povrch. Pro srovnání, asfalt odráží 7 % světla. Sonda Deep Space 1 v roce 1998 zjistila, že jádro komety 19P/Borelli odráží pouze 2,4 % až 3,0 % světla [4].

Velikosti kometárních jader se pohybují od 100 metrů do více než 40 kilometrů v průměru. Skládají se z kamenných prvků, prachu, ledu a zmrzlých plynů, jako je oxid uhelnatý, oxid uhličitý, metan a čpavek. Komety také obsahují různé organické sloučeniny – mezi ně může patřit methanol, kyanovodík, formaldehyd, ethanol a ethan, stejně jako možná složitější molekuly, jako jsou uhlovodíky s dlouhým řetězcem a aminokyseliny. Díky své nízké hmotnosti se vlivem vlastní gravitace nestávají kulovitými, ale mají nepravidelný tvar. Složité organické sloučeniny, jejichž molekuly jsou podle vědců těžké, zůstaly na povrchu komet poté, co se vlivem slunečního záření odpařily lehčí molekuly. Jádro komety tedy připomíná spíše kouli ropy nebo topného oleje. Nízké albedo jádra podporuje odpařování těkavých prvků. V roce 1996 byly objeveny komety vyzařující rentgenové záření, pravděpodobně způsobené ionizací atmosféry komety a slunečním větrem [5].

Orbity

Komety jsou klasifikovány podle jejich oběžné doby na krátkoperiodické a dlouhoperiodické komety. Krátkodobé mají oběžné doby kratší než 200 let, zatímco ty dlouhé mají oběžné doby delší. Jednotlivé komety mají parabolické nebo hyperbolické trajektorie a po určité době opouštějí sluneční soustavu. Krátkoperiodické komety (jako kometa Encke) pravděpodobně pocházejí z Kuiperova pásu, zatímco dlouhoperiodické komety pravděpodobně pocházejí z Oortova oblaku [1].

Byla navržena řada mechanismů, které vysvětlují, jak komety spadají do vnitřní sluneční soustavy po gravitačních srážkách s jinými tělesy, jako jsou hvězdy sousedící se Sluncem, neznámé planety a hnědí trpaslíci. Vzhledem ke své nízké hmotnosti a eliptické dráze jsou blízko plynné, obři, komety často zažívají gravitační vliv, zejména masivní Jupiter. Často jsou jejich afélia ve stejné vzdálenosti od Slunce jako poloměr oběhu jedné z planet v důsledku orbitálních rezonancí. Velké množství komet pozorovaných v minulosti bylo ztraceno. Byly vyvrženy ze Sluneční soustavy během těsného průletu jednoho z plynných obrů, vyčerpaly své těkavé látky a nemají pozorovatelnou kómu ani ocas, nebo jednoduše jejich dráha nebyla stanovena včas s dostatečnou přesností, aby je bylo možné sledovat. Někdy byly některé z nově objevených komet objeveny v minulosti, ale byly dočasně ztraceny, jako například kometa 11P/Tempel-Swift-LINEAR, poprvé pozorovaná v roce 1869, ale kvůli kolizi s Jupiterem ztracena po roce 1908 a znovu objevena LINEAR v roce 2001 [6 ].

Klasifikace

Fotografie komety 67P/Churyumov – Gerasimenko, snímek z kosmické lodi.

Konvence pojmenování komet se za poslední dvě století několikrát změnila. Až do počátku 1680. století byla většina komet známa pod názvem roku, ve kterém byly objeveny, s přídavnými jmény pro ty nejjasnější. Například Isaac Newton popsal „Velkou kometu roku 1531“ ve svém díle „Matematické principy přírodní filozofie“. Edmund Halley ukázal, že pozorované kometární jevy z let 1607, 1682 a 1759 byly stejným tělesem, a úspěšně předpověděl jeho výskyt v roce 7. Tak se tato kometa stala známou jako Halleyova kometa. Po takových pozorováních byly komety Encke a Bjell pojmenovány spíše po astronomech, kteří vypočítali jejich dráhy, než po jejich objevitelích [XNUMX].

Následně se kometám začalo říkat hlavně jména jejich objevitelů, ale jen jednou pozorované komety se nadále nazývaly jménem roku jejich jediného pozorování.

Podle současné dohody se přijímá, že kometa by měla být pojmenována po svých objevitelích (ale ne více než třech lidech). V posledních desetiletích bylo pomocí přístrojů a automatizovaných systémů provozovaných velkými týmy astronomů objeveno mnoho komet. V takových případech jsou komety pojmenovány podle systému nebo nástroje použitého při objevu. Například kometa IRA–Araki–Alcock byla objevena nezávisle satelitem IRAS a amatérskými astronomy Genichi Araki a George Alcock.

V minulosti, když astronom nebo skupina astronomů objevila více než jednu kometu, bylo použito pořadové číslo, jako například Shoemaker-Levyho komety (číslované 1 až 9). Tato norma je však nepraktická kvůli velkému počtu komet objevených v posledních letech automatickými systémy. Například observatoř SOHO v dubnu 2005 objevila více než 940 komet.

Před rokem 1994 dostaly komety předběžná označení, včetně roku objevu, za kterým následovalo malé písmeno označující pořadové číslo objevu v daném roce. Například kometa Bennett 1969i byla devátou kometou objevenou v roce 1969. Po pozorování komety v perihéliu a určení její dráhy s přiměřenou přesností byla kometě přiděleno oficiální označení obsahující rok průchodu perihelem následovaný římskou číslicí označující pořadové číslo odpovídajícího roku tranzitu. Kometa Bennett 1969i byla následně pojmenována Kometa Bennett 1970 II (druhá nedávno objevená kometa, která dosáhla perihélia v roce 1970) [7].

V následujících desetiletích nárůst počtu nově objevených komet tento postup ztěžoval a v roce 1994 Mezinárodní astronomická unie schválila nový systém. Podle ní jsou komety označeny rokem objevu, za nímž následuje latinské písmeno od A do Y (24, dvě pro každý měsíc v roce), označující polovinu měsíce objevu a pořadové číslo. Čtvrtá kometa objevená v druhé polovině února 2006 se tedy bude jmenovat 2006 D4. K určení typu komety lze přidat předpony, například P/ pro periodickou kometu, C/ pro neperiodickou kometu, X/ pro kometu s neznámou dráhou, D/ pro kometu, která se rozpadla nebo byla zničeno. ztracena a A/ je malá planeta, která byla dočasně mylně považována za kometu. Po druhém pozorování komety v perihéliu je periodické kometě přiděleno číslo objevu. Úplné označení Halleyovy komety, první objevené periodické komety, je P/1682 Q1 a úplné označení Hale-Boppovy komety je C/1995 O1 [7].

Poznámky

1. ↑ 1,01,1COMETS • Velká ruská encyklopedie – elektronická verze(nespecifikováno) . old.bigenc.ru. Datum přístupu: 31. března 2023.
2. ↑KOMETY • Velká ruská encyklopedie – elektronická verze(nespecifikováno) . old.bigenc.ru. Datum přístupu: 31. března 2023.
3. ↑Komety a Oortův oblak na webu Igora Garshina. Kometologie(nespecifikováno) . www.garshin.ru. Datum přístupu: 31. března 2023.
4. ↑Kometa 19P/Borelli(Ruština)(nespecifikováno)?. spacegid.com (22. listopadu 2015). Datum přístupu: 31. března 2023.
5. ↑Alexandr Gromov.Úžasná sluneční soustava. — Litry, 2012-05-29. — 458 s. — ISBN 978-5-457-08850-4.
6. ↑N. Yu Emelyanenko, K. S. Zavarukhin.Vliv nekulové postavy Jupitera na nízkorychlostní přiblížení komety // Bulletin of the South Ural State University. Série: Matematika. Mechanika. Fyzika. – 2005. – Vydání. 6. — s. 31–35. – ISSN2075-809X.
7. ↑ 7,07,17,2Pojmenování komet(nespecifikováno) . alphapedia.ru. Datum přístupu: 31. března 2023.

Tento článek má stav „připraveno“. To sice nevypovídá o kvalitě článku, ale hlavní téma už dostatečně pokryl. Pokud chcete článek vylepšit, klidně jej upravte!

– malá tělesa Sluneční soustavy (spolu s asteroidy a meteoroidy), pohybující se po velmi protáhlých drahách a dramaticky měnící svůj vzhled, jak se přibližují ke Slunci. K., které jsou daleko od Slunce, vypadají jako zamlžené, slabě svítící objekty (rozmazané disky s kondenzací ve středu). Když se obloha přibližuje ke Slunci, tvoří „ocas“ nasměrovaný ve směru opačném ke Slunci.

Bright K. může mít několik. ocasy různých délek a barev, v ocase lze pozorovat paralelní pruhy a soustředné pruhy kolem „hlavy“ K. prsteny-galos.

Rýže. 1. Fotografie komety Mrkos 1957 V (negativní): a — plazmový rovný ocas, b – široký plynoprachový ocas.

Titul “K.” pochází z řečtiny. slova kometes, doslova – dlouhovlasý (světlý K. vypadá jako hlava s vlajícími vlasy, obr. 1). Ročně je otevřeno 5-10 K. Každé z nich má přiděleno předběžné označení, včetně jména K., který ji objevil, roku nálezu a písmene latinské abecedy v pořadí nálezu. Poté bude vyměněn a dokončen. označení obsahující rok průchodu periheliem a římskou číslici v pořadí podle dat průchodu periheliem.

K. jsou pozorovány, když se malé těleso – jádro K., připomínající hroudu sněhu, znečištěné jemným prachem a většími pevnými částicemi, přiblíží ke Slunci blíže než 4-6 AU. je zahřátý svými paprsky a začne uvolňovat plyny a prachové částice. Plyny a prach vytvářejí kolem jádra mlžnou slupku (atmosféru C.), zvanou koma, jas roje směrem k periferii rychle klesá. Atmosféra planety se neustále rozptyluje do vesmíru a existuje pouze tehdy, když se z jádra uvolňují plyny a prach. V mnoha komách je ve středu komy viditelné jádro ve tvaru hvězdy, což je hustá část atmosféry, která ukrývá skutečné (pevné) jádro, které je pro pozorování prakticky nepřístupné. Viditelné jádro spolu s komatem tvoří hlavu K. (obr. 2). Ze strany Slunce má hlava oblohy tvar paraboly nebo řetězové čáry, což se vysvětluje neustálým působením světelného tlaku a slunečního větru na atmosféru oblohy Ocasy oblohy se skládají z ionizované plyny a prach unášené směrem od Slunce (prach je hlavně pod vlivem tlaku světla a ionizované plyny – v důsledku interakce se slunečním větrem). Velké pevné částice pod vlivem lehkého tlaku získávají malá zrychlení a mají malé rychlosti vzhledem k jádru (kvůli jejich slabému strhávání plyny) a postupně se šíří po oběžné dráze meteoru a vytvářejí meteorický roj. Neutrální atomy a molekuly zažívají jen malé množství. lehký tlak, a proto se od jádra K rozptylují téměř rovnoměrně všemi směry.

Rýže. 2. Schematické znázornění komety: 1 – hlava, 2 – ocas, 3 – atmosféra.

S přibližováním Měsíce ke Slunci a zvyšováním zahřívání jádra prudce roste intenzita uvolňování plynů a prachu, což se projevuje rychlým nárůstem jasnosti Měsíce a zvýšením jasnosti ohonů. Jak se hvězdy vzdalují od Slunce, jejich jasnost rychle klesá. Přiblížíme-li změnu jasu K. hlavy zákonem 1/r n , r – vzdálenost od Slunce), pak v průměru 4 (jednotliví K. mají výrazné odchylky od tohoto zákona). O hladké změně lesku K. hlavy spojené se změnami r, superponované jsou kolísání jasu a jasné záblesky způsobené „výbušným“ vyvržením hmoty z kometárních jader s prudkým zvýšením toku částic slunečního původu.

Průměry jader K. jsou pravděpodobně 0,5-20 km, a tedy při hustotě ~ 1 g/cm 3 jejich hmotnosti jsou do 10 14 -10 19 in

Občas se však objeví buňky s výrazně většími jádry. Četná jádra menší než 0,5 km generují slabá jádra, která jsou prakticky nepřístupná pro pozorování. Viditelné průměry hlav K. jsou 10 4 -10 6 km, mění se se vzdáleností od Slunce. Některé K. mají max. velikost hlavy přesáhla velikost Slunce. Ještě větší velikosti (nad 10 7 km) mají kolem hlavy obaly atomárního vodíku, jejichž existence byla prokázána pozorováním ve spektru, čáry při mimoatmosférických studiích K. Ocasy jsou zpravidla méně jasné než hlava, a proto nemohou být pozorován ve všech K. Jejich délka viditelná část je 10 6 -10 7 km, tzn. Bývají ponořeny ve vodíkovém obalu (obr. 2). U některých K. bylo možné vysledovat ocas na vzdálenosti větší než 10 8 km od jádra. V hlavách a ocasech K. je látka extrémně vzácná; Přes gigantický objem těchto útvarů je téměř celá hmota krystalu soustředěna v jeho pevném jádru.

K. jádra se skládají převážně z vodního ledu (sníh) a ledu (sníh) CO nebo CO₂ s příměsí ledu a jiných plynů, což také znamená. množství netěkavých (kamenných) látek. Zřejmě důležitou součástí jádra tohoto jevu. klatráty, tzn. led, krystalický jejíž mřížka zahrnuje atomy a molekuly jiných látek. Soudě podle množství chemikálií. prvků v látce K., jádro K. by se mělo skládat (hmotnostně) z cca. 2/3 ledu a 1/3 kamenitých látek. Přítomnost určitého množství radioaktivních prvků v kamenné složce jader K. měla v dávné minulosti vést k zahřátí jejich nitra o několik stupňů. prosinec Kelvin. Zároveň přítomnost vysoce těkavého ledu v jádrech K. ukazuje, že jejich vnitřní. teplota nikdy nepřesáhla ~ 100 K. Jádra sluneční soustavy jsou tedy zjevně nejméně pozměněnými vzorky primární hmoty Sluneční soustavy. V tomto ohledu jsou projednávány a připravovány projekty přímého výzkumu látky a struktury uhlíku pomocí automatické kosmické lodi.

Aktivita K jader na vzdálenosti menší než 2-2,5 a. e. ze Slunce, je spojena se sublimací vodního ledu a na velké vzdálenosti – se sublimací ledu z CO₂ a další těkavější ledy. Ve vzdálenosti 1a. e. ze Slunce je rychlost sublimace vodní složky ~ 10 18 molekul/(cm 2 S). U planety s perihélií blízko oběžné dráhy Země se při jednom přiblížení ke Slunci ztratí vnější vrstva jádra několikanásobně tlustá. m (K., letící sluneční koronou, může ztratit vrstvu stovek m).

Dlouhá existence řady periodik K., která opakovaně létala v blízkosti Slunce, je zřejmě vysvětlena bezvýznamně. ztráta látky při každém letu (vzhledem k vytvoření porézní tepelně izolační vrstvy na povrchu jader nebo přítomnosti žáruvzdorných látek v jádrech).

Předpokládá se, že K. jádra obsahují bloky různého složení (makrobrekciová struktura) s různou těkavostí, což může vést zejména ke vzniku tryskových výronů pozorovaných v blízkosti některých jader.

Při sublimaci ledu se z povrchu ledového jádra oddělují nejen kamenné částice, ale také ledové částice, které se následně odpařují do nitra. části hlavy. Netěkavá prachová zrna zřejmě vznikají i v bezprostřední blízkosti jádra v důsledku kondenzace atomů a molekul netěkavých látek. Prachové částice jednoduše odrážejí a rozptylují sluneční světlo, což dává spojitou složku spekter K. Při malé emisi prachu je pozorováno spojité spektrum pouze ve střední části hlavy K. a při jeho hojném uvolňování – u některých typů téměř v celé hlavě a v ocasech (viz . níže).

Atomy a molekuly umístěné v hlavách a ohonech plynů nebeských molekul absorbují kvanta slunečního světla a poté je znovu vyzařují (rezonanční fluorescence). Neutrální (zřejmě komplexní) molekuly sublimující z jádra se opticky neprojevují. oblasti spektra. Když se vlivem slunečního záření rozpadají (fotodisociace), pak je záření některých jejich fragmentů způsobeno optickým zářením. část spektra. Studium optiky K. spektra ukázala, že hlavy obsahují následující neutrální atomy a molekuly (přesněji chemicky nestabilní radikály): C, C₂C₃, CH, CN, CO, CS, HCN, CH₃CN; H, 0, OH, HN, N₂Oh NH₂; Přítomny jsou také ionty CO + , CH + , KN + , ON + , SEN₂О + a další.Povaha spektra hvězd se mění, jak se přibližují ke Slunci. V K. se nachází ve vzdálenosti od Slunce r> 3-4 a. To znamená, že spektrum je spojité (sluneční záření na takové vzdálenosti nemůže vybudit významný počet molekul). Když K. překročí pás asteroidů (3 AU), objeví se v jeho spektru emisní pás molekuly CN. Ve 2 hod. e. Molekuly C se excitují a začnou emitovat₃ a NH₂, v 1,8 hod. To znamená, že se ve spektru objevují uhlíkové pásy. Ve vzdálenosti oběžných drah Marsu (1,5 AU) jsou ve spektru hlav Marsu pozorovány čáry OH, NH, CH atd. a v ohonech čáry iontů CO + , CO, CH + , ON + H₂O + atd. Při přechodu oběžnou dráhou Venuše (ve vzdálenostech Země od Slunce menší než 0,7 AU) se objevují Na čáry, ze kterých se někdy tvoří samostatný ohon. U vzácných K., které letěly extrémně blízko Slunce (např. K. 1882 II a 1965 VIII), došlo k sublimaci kamenných prachových částic a bylo pozorováno spektrum. čáry kovů Fe, Ni, Cu, Co, Cr, Mn, V. Při pozorování komety Kohoutek 1973 XII a komety Bradfield 1974 III bylo možné detekovat radiové emisní čáry acetylnitrilu (CH₃CN, = 2,7 mm), kyselina kyanovodíková (HCN, = 3,4 mm) a voda (H₂O, = 13,5 mm) – molekuly, které se přímo uvolňují z jádra a představují některé z mateřských molekul (s ohledem na atomy a radikály pozorované v optické oblasti spektra). Rádiové čáry radikálů CH (= 9 cm) a OH (= 18 cm) byly pozorovány v rozsahu centimetrů.

Radiová emise některých těchto molekul je způsobena jejich tepelnou excitací (srážky molekul v perinukleární oblasti), zatímco u jiných (například hydroxyl OH) má zřejmě maserovou povahu (viz Maserův efekt). Ionizované molekuly CO jsou pozorovány ve slunečních ohonech, nasměrovaných téměř přímo ze Slunce. + , CH + , CO, OH + , takže tyto ocasy jsou fenomenální. plazma. Při pozorování spektra ohonu komety Kohoutek 1973 XII bylo možné identifikovat H čáry₂O + . Emise z ionizovaných molekul nastává ve vzdálenosti ~10 3 km od jádra.

Podle klasifikace K. ocasů, navržené ve 2. pol. 19. stol. F. Bredikhin, jsou rozděleni do tří typů: ocasy typu I směřují téměř přímo ze Slunce; Ohony typu II jsou zakřivené a odchylují se od vektoru rozšířeného poloměru dozadu s ohledem na oběžný pohyb hvězdy; Ocasy typu III jsou krátké, téměř rovné a od samého začátku jsou vychylovány ve směru opačném k orbitálnímu pohybu. V určitých vzájemných polohách Země, Země a Slunce se mohou na oblohu ve směru ke Slunci promítat ohony typu II a III, které tvoří ohon zvaný anomální. Pokud se navíc Země v tuto dobu nachází v blízkosti roviny oběžné dráhy komety, pak je patrná vrstva velkých částic opouštějících jádro s nízkou relativní rychlostí a šířících se tedy v blízkosti roviny oběžné dráhy K ve formě tenké vrchol.Výklad fyziky. Důvody vedoucí ke vzniku ocasů různých typů se od doby Bredikhina výrazně změnily. Podle modern Podle údajů jsou ocasy typu I plazma: jsou tvořeny ionizovanými atomy a molekulami, které jsou vlivem slunečního větru unášeny z jádra rychlostí desítek a stovek km/s. Kvůli neizotropnímu uvolňování plazmatu z perinukleární oblasti sluneční soustavy a také kvůli nestabilitě plazmatu a nehomogenitám slunečního větru mají ohony I. typu proudovou strukturu. Jsou téměř válcovité. tvar [průměr km] s koncentrací iontů ~ 10 8 cm -3 . Úhel, pod kterým se ohon typu I odchyluje od linie Slunce-K, závisí na rychlosti v_St. slunečního větru a na rychlosti orbitálního pohybu K. ​​Pozorování kometárních ohonů I. typu umožnilo určit rychlost slunečního větru až na vzdálenosti několika. A. e. daleko od roviny ekliptiky. Teoretický Zkoumání proudění slunečního větru kolem planety nám umožnilo dojít k závěru, že v hlavě planety, na straně obrácené ke Slunci, ve vzdálenosti ~ 10 5 km od jádra by měla být přechodová vrstva oddělující sluneční plazmu od plazmatu slunečního větru a ve vzdálenosti ~ 10 6 km je rázová vlna oddělující oblast nadzvukového proudění slunečního větru od oblasti podzvukového turbulentního proudění přiléhající k hlavě slunečního větru.

Hlušina typu II a III je prašná; Prachová zrna průběžně uvolňovaná z jádra tvoří ohony typu II, ocasy typu III se objevují v případech, kdy se z jádra současně uvolňuje celý oblak prachových částic. Prachová zrna různých velikostí dostávají pod vlivem světelného tlaku různé zrychlení, a proto je takový mrak roztažen do pruhu – konce spektra.Dvou- a triatomové radikály pozorované v hlavě spektra a zodpovědné za rezonanční pásma viditelná oblast spektra spektra (v oblasti maxima slunečního záření), vlivem tlaku světla získávají zrychlení blízké zrychlení malých prachových částic. Proto se tyto radikály začnou pohybovat ve směru ocasu typu II, ale nemají čas se po něm pohybovat daleko, protože jejich životnost (před fotodisociací nebo fotoionizací) je ~ 10 6 s.

K. yavl. členy Sluneční soustavy a zpravidla se pohybují kolem Slunce v protáhlých elipsách. oběžné dráhy různé velikosti, libovolně orientované v prostoru. Rozměry oběžných drah většiny planet jsou tisíckrát větší než průměr planetárního systému. Planety se většinu času nacházejí poblíž afélia svých drah, takže na vzdálených okrajích Sluneční soustavy se nachází oblak planet – tzv. Oortův oblak. Jeho vznik je zřejmě spojen s gravitací. vyvržení ledových těles ze zóny obřích planet při jejich formování (viz Původ Sluneční soustavy). Oortův oblak obsahuje ~10 11 kometární jádra. V K. odstěhování do periferie. části Oortova oblaku (jejich vzdálenosti od Slunce mohou dosáhnout 10 5 A. e. a periody revoluce kolem Slunce jsou 10 6 -10 7 let), oběžné dráhy se mění pod vlivem přitažlivosti blízkých hvězd. Některé K. se přitom stávají parabolickými. rychlost vzhledem ke Slunci (na tak vzdálené vzdálenosti ~ 0,1 km/s) a navždy ztratí kontakt se sluneční soustavou. Jiní (velmi málo) dosahují rychlosti ~ 1 m/s, což vede k jejich pohybu po dráze s perihéliem blízko Slunce, a pak se stávají dostupnými pro pozorování. U všech planet platí, že jak se pohybují v oblasti obsazené planetami, jejich oběžné dráhy se mění pod vlivem přitažlivosti planet. Navíc mezi K., kteří přišli z periferie Oortova oblaku, tzn. pohybující se po kvaziparabolických liniích. oběžných drahách se asi polovina stává hyperbolickou. oběžné dráze a ztrácí se v mezihvězdném prostoru. U jiných se naopak velikost jejich drah zmenšuje a ke Slunci se začínají vracet častěji. Změny na oběžných drahách jsou zvláště skvělé při blízkých setkáních s obřími planetami. Je známo ~100 krátkých období. K., které se ke Slunci přibližují po několika. roky či desítky let a tudíž poměrně rychle plýtvají látkou svého jádra. Většina těchto K. patří do rodiny Jupiterů, tzn. získali svou modernu malé oběžné dráhy v důsledku přiblížení k němu.

Dráhy kosmických lodí se protínají s dráhami planet, takže by občas mělo dojít ke srážkám kosmických lodí s planetami. Některé z kráterů na Měsíci, Merkuru, Marsu a dalších tělesech vznikly v důsledku dopadů jader K. Tunguzský fenomén (výbuch tělesa letícího do atmosféry z vesmíru na Podkamennaja Tunguska v roce 1908) mohl být také způsobené srážkou Země s malým jádrem komety.

lit.:
Orlov S.V., O povaze komet, M., 1960; Dobrovolský O.V. Komety, meteory a zodiakální světlo, v knize. Kurz astrofyziky a hvězdné astronomie díl 3, M., 1964; mu. Comets, M., 1966; Whipple F.L., Komety, v knize: Cosmochemistry of the Moon and Planets, M., 1975; Churyumov K.I., Komety a jejich pozorování, M., 1980; Tomita Koichiro, Rozpravy o kometách, přel. z japonštiny, M., 1982.

Publikace s klíčovými slovy: komety Publikace se slovy: komety
Viz také: