Хвіст комети: відмінності між версіями

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Інтерактивний перегляд історії
[неперевірена версія][неперевірена версія]
← Попереднє редагуванняНаступне редагування →
Вилучено вміст Додано вміст
ВізуальнийВікірозмітка
C messier (обговорення | внесок)
40 редагувань
м high res version
Немає опису редагування
Рядок 1: Рядок 1:
[[Файл:Cometorbit01.svg|праворуч|міні|250x250пкс|Орбіта комети, що показує різні напрямки газових і пилових хвостів при проходженні комети повз Сонце]]
[[Файл:Cometorbit-ru.png|thumb|350px|Схема утворення двох типів хвостів комети]]
[[Файл:Comet Hale-Bopp Phot-mar14-hbs-2.jpg|thumb|250px|Хвости [[C/1995 O1 (Гейла — Боппа)|комети Гейла — Боппа]] (1997): жовтуватий складається з пилу, а блакитний — з [[йонізація|йонізованого]] газу]]
[[Файл:Comet Hale-Bopp Phot-mar14-hbs-2.jpg|thumb|250px|Хвости [[C/1995 O1 (Гейла — Боппа)|комети Гейла — Боппа]] (1997): жовтуватий складається з пилу, а блакитний — з [[йонізація|йонізованого]] газу]]
'''Хвіст комети''' — витягнутий шлейф з кометного пилу або газу. Утворюється при наближенні [[комета|комети]] до [[Сонце|Сонця]] і видимий завдяки розсіюванню на ньому [[Сонячне світло|сонячного світла]]. Газовий ([[йон]]ний) хвіст направлений від Сонця (за напрямком [[Сонячний вітер|сонячного вітру]]), а пиловий відхиляється від нього, бо на рух пилу сонячний вітер та світло впливають значно слабше.
'''Хвіст комети''' — витягнутий шлейф з кометного пилу або газу. Утворюється при наближенні [[комета|комети]] до [[Сонце|Сонця]] і видимий завдяки розсіюванню на ньому [[Сонячне світло|сонячного світла]]. Коли комета наближається до внутрішньої частини Сонячної системи, сонячне випромінювання змушує леткі матеріали всередині комети випаровуватися і витікати з [[Ядро комети|ядра]], несучи з собою пил.

Під дією [[Сонячний вітер|сонячного вітру]] утворюються два окремі хвости: один складається з пилу, а інший — з газів. Вони стають видимими завдяки різним явищам: пил безпосередньо відбиває сонячне світло, а гази світяться від [[Іонізація|іонізації]]. Більшість комет занадто слабкі, щоб їх можна було побачити без допомоги [[Телескоп з рідким дзеркалом|телескопа]], але кілька з них кожне десятиліття стають достатньо яскравими, щоб їх можна було побачити неозброєним оком.

== Формування хвоста ==
У зовнішньому просторі [[Сонячна система|Сонячної системи]] комети залишаються замороженими, і їх надзвичайно важко або неможливо виявити з Землі через їхній малий розмір. Статистичні виявлення неактивних кометних ядер у [[Пояс Койпера|поясі Койпера]] були зафіксовані за допомогою спостережень [[Габбл (телескоп)|космічного телескопа "Габбл "]]<ref name="Cochran1995">{{Cite journal|last=Cochran|first=A. L.|last2=Levison|first2=H. F.|last3=Stern|first3=S. A.|last4=Duncan|first4=J.|year=1995|title=The Discovery of Halley-sized Kuiper Belt Objects Using the Hubble Space Telescope|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=455|page=342|arxiv=astro-ph/9509100|bibcode=1995ApJ...455..342C|doi=10.1086/176581}}</ref><ref name="Cochran1998">{{Cite journal|last=Cochran|first=A. L.|last2=Levison|first2=H. F.|last3=Tamblyn|first3=P.|last4=Stern|first4=S. A.|last5=Duncan|first5=J.|year=1998|title=The Calibration of the Hubble Space Telescope Kuiper Belt Object Search: Setting the Record Straight|journal=[[Astrophysical Journal Letters]]|volume=503|issue=1|page=L89|arxiv=astro-ph/9806210|bibcode=1998ApJ...503L..89C|doi=10.1086/311515}}</ref>, але ці виявлення були піддані сумніву<ref name="Brown1997">{{Cite journal|last=Brown|first=Michael E.|last2=Kulkarni|first2=S. R.|last3=Liggett|first3=T. J.|year=1997|title=An Analysis of the Statistics of the Hubble Space Telescope Kuiper Belt Object Search|journal=[[Astrophysical Journal Letters]]|volume=490|issue=1|page=L119|bibcode=1997ApJ...490L.119B|doi=10.1086/311009|doi-access=free}}</ref><ref name="Jewitt1996">{{Cite journal|last=Jewitt|first=David C.|author-link=David C. Jewitt|last2=Luu|first2=Jane|last3=Chen|first3=J.|year=1996|title=The Mauna Kea-Cerro-Tololo (MKCT) Kuiper Belt and Centaur Survey|journal=[[The Astronomical Journal]]|volume=112|issue=3|page=1225|bibcode=1996AJ....112.1225J|doi=10.1086/118093}}</ref> і досі не отримали незалежного підтвердження. Коли комета наближається до внутрішньої частини Сонячної системи, сонячне випромінювання змушує леткі матеріали всередині комети випаровуватися і витікати з ядра, несучи з собою пил. Потоки [[Космічний пил|пилу]] і газу, що вивільняються таким чином, утворюють навколо комети величезну, надзвичайно розріджену атмосферу, яка називається ''[[Кома (астрономія)|кома]]'', а сила, що діє на комету під [[Світловий тиск|тиском сонячного випромінювання]] і [[Сонячний вітер|сонячного вітру]], призводить до утворення величезного ''хвоста'', який спрямований у бік від Сонця.

Потоки пилу і газу формують кожен свій власний хвіст, спрямований у дещо різних напрямках. Пиловий хвіст залишається на орбіті комети таким чином, що часто утворює вигнутий хвіст, який називається [[антихвіст]], тільки тоді, коли здається, що він спрямований до Сонця. У той же час, іонний хвіст, що складається з газів, завжди спрямований вздовж потоків сонячного вітру, оскільки на нього сильно впливає магнітне поле плазми сонячного вітру. Іонний хвіст рухається вздовж силових ліній магнітного поля, а не по орбітальній траєкторії. [[Паралакс]]не спостереження з Землі може іноді означати, що хвости здаються спрямованими в протилежні сторони<ref>{{Cite web|url=http://www.asod.info/?p=1019|title=Chasing an Anti-Tail|last=McKenna|first=M.|date=May 20, 2008|publisher=Astronomy Sketch of the Day|access-date=February 25, 2009}}</ref>.

== Розмір ==
Хоча тверде ядро комети зазвичай не перевищує 30&nbsp;км у поперечнику, кома може бути більшою за Сонце, а її іонні хвости можуть сягати 3,8 астрономічних одиниць (570 Гм; 350×10^6 світлових років)<ref name="Yeoman">{{Cite web|url=http://www.nasa.gov/worldbook/comet_worldbook.html|title=Comet|last=Yeomans|first=Donald K.|year=2005|website=World Book Online Reference Center|publisher=[[World Book]]|archive-url=https://web.archive.org/web/20050429084558/http://www.nasa.gov/worldbook/comet_worldbook.html|archive-date=April 29, 2005|url-status=dead|access-date=December 27, 2008}}</ref>.

[[Улісс (космічний апарат)|Космічний апарат «''Улісс''»]] здійснив несподіваний проліт через хвіст комети C/2006 P1 (комета Макнота) 3 лютого 2007 р<ref name="chance encounter">{{Cite news|url=http://www.astronomy.com/asy/default.aspx?c=a&id=6065|title=A chance encounter with a comet|date=October 2, 2007|publisher=Astronomy}}</ref>. Докази зустрічі були опубліковані у випуску «''[[Astrophysical Journal|The Astrophysical Journal]]''» від 1 жовтня 2007&nbsp;р.<ref>{{Cite journal|last=Neugebauer|displayauthors=etal|year=2007|title=Encounter of the Ulysses Spacecraft with the Ion Tail of Comet MCNaught|url=http://www.iop.org/EJ/article/0004-637X/667/2/1262/72016.html|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=667|issue=2|pages=1262–1266|bibcode=2007ApJ...667.1262N|doi=10.1086/521019|doi-access=free}}</ref>.

== Магнітосфера ==
Спостереження антихвостів зробило значний внесок у відкриття сонячного вітру<ref>{{Cite journal|last=Biermann|first=L.|year=1963|title=The plasma tails of comets and the interplanetary plasma|journal=[[Space Science Reviews]]|volume=1|issue=3|page=553|bibcode=1963SSRv....1..553B|doi=10.1007/BF00225271}}</ref>. Іонний хвіст є результатом [[Ультрафіолетове випромінювання|ультрафіолетового випромінювання]], що виштовхує електрони з частинок у комі. Після іонізації частинки утворюють плазму, яка, в свою чергу, індукує [[Магнітосфера|магнітосферу]] навколо комети. Комета та її індуковане магнітне поле утворюють перешкоду для частинок сонячного вітру, що витікають назовні. Комета має надзвукову швидкість по відношенню до сонячного вітру, тому перед кометою (тобто обличчям до Сонця), в напрямку потоку сонячного вітру, формується ударна хвиля. У цьому ударному потоці скупчуються великі концентрації кометних іонів (так званих «іонів-пікаперів»), які «навантажують» [[Плазма (агрегатний стан)|плазмою]] сонячне магнітне поле. Силові лінії «драпіруються» навколо комети, утворюючи іонний хвіст<ref name="pp 864">{{Cite book
|title=An Introduction to Modern Astrophysics
|last=Carroll
|first=B. W.
|last2=Ostlie
|first2=D. A.
|year=1996
|publisher=[[Addison-Wesley]]
|pages=864–874
|isbn=978-0-201-54730-6
}}</ref> (це схоже на формування планетарних магнітосфер).

== Втрата хвоста ==
[[Файл:Encke_tail_rip_off.ogg|праворуч|міні|Комета Енке втрачає хвіст]]
Якщо навантаження на іонний хвіст достатнє, то силові лінії магнітного поля стискаються настільки, що на деякій відстані вздовж іонного хвоста відбувається повторне [[магнітне перез'єднання]]. Це призводить до «події від'єднання хвоста<sup>»</sup><ref name="pp 8642">{{Cite book
|title=An Introduction to Modern Astrophysics
|last=Carroll
|first=B. W.
|last2=Ostlie
|first2=D. A.
|year=1996
|publisher=[[Addison-Wesley]]
|pages=864–874
|isbn=978-0-201-54730-6
}}</ref>. Таке явище спостерігалося неодноразово, зокрема 20 квітня 2007 року, коли іонний хвіст [[Комета Енке|комети Енке]] був повністю відірваний, коли комета проходила через [[Корональні викиди маси]]<ref name="CME2007">{{Cite web|url=https://science.nasa.gov/headlines/y2007/01oct_encke.htm|title=The Sun Rips Off a Comet's Tail|date=October 1, 2007|publisher=Science@NASA|archive-url=https://web.archive.org/web/20091104041757/http://science.nasa.gov/headlines/y2007/01oct_encke.htm|archive-date=November 4, 2009|url-status=dead|access-date=October 20, 2009}}</ref>. Цю подію спостерігав [[STEREO (обсерваторія)|космічний апарат STEREO]]<ref>{{Cite journal|last=Eyles|first=C. J.|last2=Harrison|first2=R. A.|last3=Davis|first3=C. J.|last4=Waltham|first4=N. R.|last5=Shaughnessy|first5=B. M.|last6=Mapson-Menard|first6=H. C. A.|last7=Bewsher|first7=D.|last8=Crothers|first8=S. R.|last9=Davies|first9=J. A.|year=2009|title=The Heliospheric Imagers Onboard the STEREO Mission|url=http://orbi.ulg.ac.be/handle/2268/15675|journal=[[Solar Physics (journal)|Solar Physics]]|volume=254|issue=2|pages=387–445|bibcode=2009SoPh..254..387E|doi=10.1007/s11207-008-9299-0}}</ref>. Подія від'єднання також спостерігалася 26 травня 2010 року з [[C/2009 R1 (Макнота)]]<ref name="C2009R1-DE">{{Cite web|url=http://remanzacco.blogspot.com/2010/05/comet-c2009-r1-mcnaught-animation.html|title=Comet C/2009 R1 (McNaught) - Animation & Images|date=May 30, 2010|publisher=Remanzacco Observatory|access-date=June 7, 2011}}</ref>.

== Аналоги ==
[[Меркурій (планета)|Меркурій]] і [[Венера (планета)|Венера]] мають схожі хвости, спричинені взаємодією сонячного вітру з їхніми атмосферами. 29 січня 2013 року вчені [[Європейське космічне агентство|ЄКА]] повідомили, що [[іоносфера]] планети Венера витікає назовні подібно до «іонного хвоста, що витікає з комети за схожих умов»<ref name="ESA-20130129">{{Cite web|url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/When_a_planet_behaves_like_a_comet|title=When A Planet Behaves Like A Comet|last=Staff|date=January 29, 2013|publisher=[[ESA]]|access-date=January 31, 2013}}</ref><ref name="Space-20130130">{{Cite web|url=http://www.space.com/19537-venus-comet-atmosphere.html|title=Venus Can Have 'Comet-Like' Atmosphere|last=Kramer|first=Miriam|date=January 30, 2013|publisher=[[Space.com]]|access-date=January 31, 2013}}</ref>. Місія [[MESSENGER]] виявила, що основними компонентами хвоста Меркурія є магній і натрій<ref name="McClintock2009-610">[[Comet tail#McClintock2009|McClintock]] 2009, p. 610—611</ref>.


== Див. також ==
== Див. також ==

Версія за 00:25, 8 квітня 2024

Орбіта комети, що показує різні напрямки газових і пилових хвостів при проходженні комети повз Сонце
Хвости комети Гейла — Боппа (1997): жовтуватий складається з пилу, а блакитний — з йонізованого газу

Хвіст комети — витягнутий шлейф з кометного пилу або газу. Утворюється при наближенні комети до Сонця і видимий завдяки розсіюванню на ньому сонячного світла. Коли комета наближається до внутрішньої частини Сонячної системи, сонячне випромінювання змушує леткі матеріали всередині комети випаровуватися і витікати з ядра, несучи з собою пил.

Під дією сонячного вітру утворюються два окремі хвости: один складається з пилу, а інший — з газів. Вони стають видимими завдяки різним явищам: пил безпосередньо відбиває сонячне світло, а гази світяться від іонізації. Більшість комет занадто слабкі, щоб їх можна було побачити без допомоги телескопа, але кілька з них кожне десятиліття стають достатньо яскравими, щоб їх можна було побачити неозброєним оком.

Формування хвоста

У зовнішньому просторі Сонячної системи комети залишаються замороженими, і їх надзвичайно важко або неможливо виявити з Землі через їхній малий розмір. Статистичні виявлення неактивних кометних ядер у поясі Койпера були зафіксовані за допомогою спостережень космічного телескопа "Габбл "[1][2], але ці виявлення були піддані сумніву[3][4] і досі не отримали незалежного підтвердження. Коли комета наближається до внутрішньої частини Сонячної системи, сонячне випромінювання змушує леткі матеріали всередині комети випаровуватися і витікати з ядра, несучи з собою пил. Потоки пилу і газу, що вивільняються таким чином, утворюють навколо комети величезну, надзвичайно розріджену атмосферу, яка називається кома, а сила, що діє на комету під тиском сонячного випромінювання і сонячного вітру, призводить до утворення величезного хвоста, який спрямований у бік від Сонця.

Потоки пилу і газу формують кожен свій власний хвіст, спрямований у дещо різних напрямках. Пиловий хвіст залишається на орбіті комети таким чином, що часто утворює вигнутий хвіст, який називається антихвіст, тільки тоді, коли здається, що він спрямований до Сонця. У той же час, іонний хвіст, що складається з газів, завжди спрямований вздовж потоків сонячного вітру, оскільки на нього сильно впливає магнітне поле плазми сонячного вітру. Іонний хвіст рухається вздовж силових ліній магнітного поля, а не по орбітальній траєкторії. Паралаксне спостереження з Землі може іноді означати, що хвости здаються спрямованими в протилежні сторони[5].

Розмір

Хоча тверде ядро комети зазвичай не перевищує 30 км у поперечнику, кома може бути більшою за Сонце, а її іонні хвости можуть сягати 3,8 астрономічних одиниць (570 Гм; 350×10^6 світлових років)[6].

Космічний апарат «Улісс» здійснив несподіваний проліт через хвіст комети C/2006 P1 (комета Макнота) 3 лютого 2007 р[7]. Докази зустрічі були опубліковані у випуску «The Astrophysical Journal» від 1 жовтня 2007 р.[8].

Магнітосфера

Спостереження антихвостів зробило значний внесок у відкриття сонячного вітру[9]. Іонний хвіст є результатом ультрафіолетового випромінювання, що виштовхує електрони з частинок у комі. Після іонізації частинки утворюють плазму, яка, в свою чергу, індукує магнітосферу навколо комети. Комета та її індуковане магнітне поле утворюють перешкоду для частинок сонячного вітру, що витікають назовні. Комета має надзвукову швидкість по відношенню до сонячного вітру, тому перед кометою (тобто обличчям до Сонця), в напрямку потоку сонячного вітру, формується ударна хвиля. У цьому ударному потоці скупчуються великі концентрації кометних іонів (так званих «іонів-пікаперів»), які «навантажують» плазмою сонячне магнітне поле. Силові лінії «драпіруються» навколо комети, утворюючи іонний хвіст[10] (це схоже на формування планетарних магнітосфер).

Втрата хвоста

Комета Енке втрачає хвіст

Якщо навантаження на іонний хвіст достатнє, то силові лінії магнітного поля стискаються настільки, що на деякій відстані вздовж іонного хвоста відбувається повторне магнітне перез'єднання. Це призводить до «події від'єднання хвоста»[11]. Таке явище спостерігалося неодноразово, зокрема 20 квітня 2007 року, коли іонний хвіст комети Енке був повністю відірваний, коли комета проходила через Корональні викиди маси[12]. Цю подію спостерігав космічний апарат STEREO[13]. Подія від'єднання також спостерігалася 26 травня 2010 року з C/2009 R1 (Макнота)[14].

Аналоги

Меркурій і Венера мають схожі хвости, спричинені взаємодією сонячного вітру з їхніми атмосферами. 29 січня 2013 року вчені ЄКА повідомили, що іоносфера планети Венера витікає назовні подібно до «іонного хвоста, що витікає з комети за схожих умов»[15][16]. Місія MESSENGER виявила, що основними компонентами хвоста Меркурія є магній і натрій[17].

Див. також

Посилання

Вікісховище має мультимедійні дані за темою: комети


Сатурн Це незавершена стаття з астрономії.
Ви можете допомогти проєкту, виправивши або дописавши її.
  1. ↑ Cochran, A. L.; Levison, H. F.; Stern, S. A.; Duncan, J. (1995). The Discovery of Halley-sized Kuiper Belt Objects Using the Hubble Space Telescope. The Astrophysical Journal. 455: 342. arXiv:astro-ph/9509100. Bibcode:1995ApJ...455..342C. doi:10.1086/176581.
  2. ↑ Cochran, A. L.; Levison, H. F.; Tamblyn, P.; Stern, S. A.; Duncan, J. (1998). The Calibration of the Hubble Space Telescope Kuiper Belt Object Search: Setting the Record Straight. Astrophysical Journal Letters. 503 (1): L89. arXiv:astro-ph/9806210. Bibcode:1998ApJ...503L..89C. doi:10.1086/311515.
  3. ↑ Brown, Michael E.; Kulkarni, S. R.; Liggett, T. J. (1997). An Analysis of the Statistics of the Hubble Space Telescope Kuiper Belt Object Search. Astrophysical Journal Letters. 490 (1): L119. Bibcode:1997ApJ...490L.119B. doi:10.1086/311009.
  4. ↑ Jewitt, David C.; Luu, Jane; Chen, J. (1996). The Mauna Kea-Cerro-Tololo (MKCT) Kuiper Belt and Centaur Survey. The Astronomical Journal. 112 (3): 1225. Bibcode:1996AJ....112.1225J. doi:10.1086/118093.
  5. ↑ McKenna, M. (20 травня 2008). Chasing an Anti-Tail. Astronomy Sketch of the Day. Процитовано 25 лютого 2009.
  6. ↑ Yeomans, Donald K. (2005). Comet. World Book Online Reference Center. World Book. Архів оригіналу за 29 квітня 2005. Процитовано 27 грудня 2008.
  7. ↑ A chance encounter with a comet. Astronomy. 2 жовтня 2007.
  8. ↑ Neugebauer та ін. (2007). Encounter of the Ulysses Spacecraft with the Ion Tail of Comet MCNaught. The Astrophysical Journal. 667 (2): 1262—1266. Bibcode:2007ApJ...667.1262N. doi:10.1086/521019.
  9. ↑ Biermann, L. (1963). The plasma tails of comets and the interplanetary plasma. Space Science Reviews. 1 (3): 553. Bibcode:1963SSRv....1..553B. doi:10.1007/BF00225271.
  10. ↑ Carroll, B. W.; Ostlie, D. A. (1996). An Introduction to Modern Astrophysics. Addison-Wesley. с. 864—874. ISBN 978-0-201-54730-6.
  11. ↑ Carroll, B. W.; Ostlie, D. A. (1996). An Introduction to Modern Astrophysics. Addison-Wesley. с. 864—874. ISBN 978-0-201-54730-6.
  12. ↑ The Sun Rips Off a Comet's Tail. Science@NASA. 1 жовтня 2007. Архів оригіналу за 4 листопада 2009. Процитовано 20 жовтня 2009.
  13. ↑ Eyles, C. J.; Harrison, R. A.; Davis, C. J.; Waltham, N. R.; Shaughnessy, B. M.; Mapson-Menard, H. C. A.; Bewsher, D.; Crothers, S. R.; Davies, J. A. (2009). The Heliospheric Imagers Onboard the STEREO Mission. Solar Physics. 254 (2): 387—445. Bibcode:2009SoPh..254..387E. doi:10.1007/s11207-008-9299-0.
  14. ↑ Comet C/2009 R1 (McNaught) - Animation & Images. Remanzacco Observatory. 30 травня 2010. Процитовано 7 червня 2011.
  15. ↑ Staff (29 січня 2013). When A Planet Behaves Like A Comet. ESA. Процитовано 31 січня 2013.
  16. ↑ Kramer, Miriam (30 січня 2013). Venus Can Have 'Comet-Like' Atmosphere. Space.com. Процитовано 31 січня 2013.
  17. ↑ McClintock 2009, p. 610—611
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Хвіст_комети&oldid=42281646