Кометы 2023

Когда наблюдать комету C/2022 E3 (ZTF)?

«Зеленая комета» будет наблюдаться в течение всего месяца, однако, начиная с середины февраля, яркость ее будет падать. Поэтому лучший период времени для наблюдения кометы — первая половина февраля.

Лучше всего C/2022 E3 (ZTF) видна вечером и в первую половину ночи.

В первых числах февраля, когда комета максимально яркая, наблюдениям будет мешать Луна. Наш спутник находится на вечернем небе вплоть до 10 – 13 февраля, но в это время уже будет не столь ярким. Засветка от Луны может помешает увидеть комету невооруженным глазом.

Важно! Комету бесполезно искать, если в небе легкая дымка или перистые облака. Они сильно рассеивают свет Луны

Яркие звезды сквозь дымку просвечивают неплохо, но слабая туманная комета может запросто раствориться в ней.

Атмосфера

Из-за слабой гравитации атмосфера на Церере крайне разреженная, которая то исчезает, то появляется вновь. В основном она состоит из водяного пара. Цикличность в появлении атмосферы связаны с интенсивностью солнечного излучения, падающего на Цереру. Когда карликовая планета находится близко к Солнцу, то ее поверхность сильнее разогревается, происходит испарение льда, а точнее говоря – его сублимация, то есть переход вещества из твердого состояния сразу в газообразное, минуя стадию жидкости. В результате появляется атмосфера. Когда же Церера удаляется от Солнца, то она остывает, процесс сублимации останавливается, и атмосфера исчезает.

Как увидеть метеор из потока Дракониды?

Радиант Драконид находится на юго-востоке созвездия Дракона, к западу от астеризма Голова Дракона.

Голова Дракона представляет собой неправильный ромб из четырех звезд, находящийся на продолжении линии Альтаир — Вега. (Это звезды Летнего треугольника.) Самая яркая звезда четырехугольника — оранжевая звезда гамма Дракона. Радиант потока лежит на краю этого астеризма. Рисунок: Stellarium

Чтобы увидеть несколько метеоров вечером 8 октября или ночью 9, нужно:

• Найти темное место вдали от фонарей. Желательно, чтобы вам не мешали далекие огни, фары машин.
• Желательно привыкнуть к темноте. 8 октября этот совет не особенно актуален, поскольку на небе будет яркая Луна в фазе, близкой к полнолунию. Луна, конечно, очень помешает наблюдениям. Тем не менее, поиск Драконид имеет смысл вести, находясь спиной к Луне. Поэтому выключите все гаджеты и проведите хотя бы 15 минут без источника света.
• После того, как ваши глаза адаптируются к темноте, встаньте лицом на север и ищите любые медленные метеоры, летящие со стороны севера вверх, к зениту.

Примерный участок неба, куда желательно смотреть при наблюдении Драконид. (Нажмите на рисунок для увеличения.) Рисунок: Stellarium

Дракониды — очень медленные метеоры красноватого цвета. Их скорость входа в атмосферу Земли составляет всего лишь 20 км/с — втрое меньше, чем у Персеид! Поэтому отличить от любого случайного (спорадического) метеора очень легко.

Обычно в максимуме Дракониды дают от 5 до 20 метеоров в час. Это немного само по себе, а ту еще и яркая Луна. Есть ли шанс на успех? Только для самых терпеливых!

Причина устойчивости Солнечной системы

Итак, согласно модели Большого Взрыва, пространство Вселенной расширяется
на всех масштабах. Это расширение описывается законом Хаббла v=HR. Пространство
поглощается массивными объектами, согласно упрощенной модели
Вечно Молодая Вселенная, предложенной здесь,
или предметы расширяются на координатной сетке, как в модели «Жук на
ниточке».

Так вот, первый процесс глобального расширения координатной сетки
дает отрицательное ускорение планетам, а второй процесс дает локальное
поглощение координатной сетки и положительное ускорение, описанное выше.

Поскольку метрика пространство искривлена у Солнца, координатная
сетка, деформирована, то мы можем указать лишь приближенный результат,
поскольку о сокращении или удлинении радиальных и тангенциальных масштабов
можно говорить лишь с большой долей приближения, тем не менее, полученный
результат оказывается показательным.

Положительное ускорение вынуждает двигаться по воронке пространства-времени,
описывая некоторую расходящуюся спираль, шаг которой дается ускоряющей
силой, а отрицательное ускорение, описываемое законом Хаббла, дает сходящуюся
спираль на воронке пространства-времени, образованной массивным объектом.
Предположим, что эти два процесса компенсируют друг друга, и мы не наблюдаем
ни расширения координатной сетки воронки, ни её втягивания в массивные
объёкты.

Пускай планета массы m вращается по окружности
радиуса r со скоростью v, а Солнце массой М вращается по окружности
R со скоростью V вокруг общего центра масс C.

Силы, ускоряющие Землю и Солнце соответственно
равны:

F_Sun = Fv/c; F_Earth
= FV/c.

Мощность, расходуемая на ускорение, равна произведению
силы на скорость:

P_Sun = FvV/c; P_Earth
= FVv/c.

Подставим в эти формулы выражения для силы и скорости Земли и Солнца,
которые соответственно равны:

v =sqr(rF/m); V=sqr(RF/M); F=GMm/(r+R)2;

и получим для мощности выражение:

P = GMm/(r+R)2 * sqr(rF/m) * sqr(RF/M)
/ c.

P = G2M3/2m3/2/(r+R)4
* sqr(rR)/c.

Рассмотрим два частных случая: когда массы объектов равны, и когда
масса одного значительно больше второго:

1. m=M; r=R,

P=G2M3/(2R)4*R/c=G2M3/(16R3c).

2. Масса планеты m значительно меньше массы звезды M, следовательно,
её радиус обращения r значительно больше радиуса обращения звезды R,
и приближенно равен расстоянию между планетой и звездой, R = r(m/M);
r~R+r.

P = G2M3/2m3/2/(r+R)4
* sqr(rR)/c = G2M3/2m3/2/r4
* sqr(r2m/M)/c = G2Mm2/r3/c.

Итак, каждая планета Солнечной системы потребляет мощность:

P_Laplas =
G2Mm2/(r3c).

Подойдем теперь к этому вопросу с другой стороны.

Пространство Вселенной расширяется повсеместно по закону
n = Hr. При этом должна возрастать потенциальная
энергия системы каждой пары взаимодействующих тел на величину:

dE = GMm/r — GMm/(r+dr).

В этом случае спутник должен «улетать по спирали». Поскольку этого
не наблюдается, будем считать, что воронка пространства времени мобильна,
втягивается в массивный объект, а воображаемый след на воронке как раз
и будет этой спиралью. Разделив dE на dt получим мощность, потребляемую
объектом массы m.

P_Hubble =
dE/dt = GMmdr/r2/dt = GMmdr/r2/dt = GMmn/r2
= GMmHr/r2 = GMmH/r.

Подставив в последнее выражение значение для мощности, мы получим
значение постоянной Хаббла:

P_Hubble =
P_Laplas,

GMmH/r = G2Mm2/(r3c).

H = Gm/(r2c).

Зная постоянную Хаббла и массу планеты, попытаемся найти радиус,
где данная планета находится в состоянии устойчивого равновесия.

r = sqr(Gm/(Hc))

Ниже приведена Таблица наблюдаемых расстояний до Солнца, и отношений
вычисленных к наблюдаемым. Данные по расстояниям и массам планет взяты
из сайта:
.
Другая полезная информация о планетах и их спутниках размещена на сайтах:

История наблюдений

Комета наблюдалась ещё около двух месяцев после своего открытия и окончательно исчезла 16 февраля 1901 года. Хотя комета наблюдалась довольно продолжительное время, орбитальный период, как выяснилось позднее, был определён не точно, что к 1914 году привело к ошибке в определении местоположения кометы в 6 месяцев. Ситуация осложнялась ещё и тем, что условия для наблюдения кометы во время её возвращения 1907 года, оказались неблагоприятными и наблюдения похоже не проводились. Тем не менее, по чистой случайности, 23 октября 1913 года во время наблюдения переменных звёзд, комета всё же была обнаружена немецким астрономом Эрнстом Циннером вблизи β Щита. Он описал её как диффузный объект 10,0 m звёздной величины с комой в 3 угловые минуты и хвостом длинной 30 угловых минут.

Условия наблюдения в 1920 году вновь были неблагоприятными, зато комету удалось обнаружить в 1926 году, во время следующего возвращения. Положение кометы указывало на то, что на этот раз расчёты требовали корректировки всего на 5 дней. В этот раз комета достигла максимальной яркости 11,0 m и длины хвоста в 2 угловые минуты. В дальнейшем комету наблюдали при каждом возвращении, за исключением 1953 года. Особенно примечательным было возвращение 1946 года, когда в конце сентября комета пролетела всего в 0,26 а. е. от Земли, что увеличило её яркость до небывалых 7,0 m звёздных величин. Интересно также и то, что в начале октября на комете произошли вспышки, ещё больше увеличившие её яркость до 6,0 m. Подобные вспышки яркости имели место и при возвращении 1959 года: 31 августа, 23 сентября и 24 октября, каждая из которых увеличивала яркость кометы на 0,5 m. В конечном счёте блеск кометы достиг значения 7,0 m, а длина хвоста превысила один градус.

Вероятно, именно эти вспышки отвечают и за ещё одно интересное явления, связанное с этой кометой — метеорным потоком Дракониды, максимум активности которого приходится примерно на 9 октября. Данный метеорный поток обычно проявляет себя достаточно слабо, но в 1933 и 1946 годах он ознаменовался настоящей метеорной бурей, когда за один час регистрировалось по несколько тысяч метеоров.

В 1985 году комета стала объектом исследования японского космического аппарата International Cometary Explorer, который 11 сентября 1985 года пролетел через хвост кометы. В 1998 году японцы также планировали перенаправить к нему ещё один межпланетный зонд — Сакигакэ, но ему не хватило топлива, чтобы достичь кометы. Впрочем, в тот год комета активно изучалась с Земли. Пройдя перигелий 21 ноября 1998 года, комета начала быстро увеличивать яркость с 15,0 m в начале июня — до 11,0 m к концу августа. Затем скорость увеличения магнитуды несколько замедлилась примерно до одной звёздной величины в месяц, достигнув в середине ноября максимального значения в 8,5 m при коме размеров 6 угловых минут. После этого яркость начала быстро падать по мере удаления кометы от Земли. Этот год ознаменовался и неожиданным увеличением активности метеорного потока, плотность которого увеличилась до 500 метеоров в час.

В 2018 году произошло очередное тесное сближение с Землёй (0,307 а. е.), во время которого блеск кометы достиг 6,0 m звёздных величин. Воспользовавшись столь малым расстоянием астрономы получили подробные оптические спектры кометы, которые показали, что комета обеднена молекулами углеродной цепи и углекислым газом, что, вероятно, указывает на её формирование в относительно тёплой части Солнечной системы.

C/2017 K2 (PanSTARRS)

• Перигелий: 19 декабря 2022 г. (зв. вел. 8,3)
• Максимальное сближение с Землей: 14 июля 2022 г. (зв. вел. 8,7)
• Где наблюдать: Южное полушарие
• Прогноз видимости: Комета максимально приблизится к Солнцу в конце 2022 года, но может стать еще ярче в начале 2023 года и даже достичь 6-й звездной величины. Попробуйте наблюдать комету в середине января 2023 года с помощью небольшого телескопа или большого бинокля.
• Описание: C/2017 K2 (PanSTARRS) — долгопериодическая комета с гиперболической орбитой. Ее источник — облако Оорта. Комета была обнаружена 21 мая 2017 года телескопом Pan-STARRS 1 в обсерватории Халеакала на Гавайях, США. У этой кометы настолько большой орбитальный период, что в следующий раз она окажется во внутренней области Солнечной системы только в 20000 году!

Астрофизические особенности кометы

С греческого языка слово «комета» имеет очень интересный перевод – лохматая, хвостатая. Это обусловлено ее внешнем видом, а именно ярким хвостом, что остается за ее телом.

Основным материалом, из которого состоят кометы – это лед, пыль, замерзшие газы оставшиеся после формирования Солнечной системы.

Период обращение кометы

Галлей предсказал ориентировочный период, с которым комета возвращается к Солнцу. Согласно его исчислениям это 75-76 лет. Но за всю историю наблюдений за яркой полосой света на небосводе, считая от ее первого упоминания в 240 году до н.э. ее период изменялся на незначительную величину от 74 до 79 лет.

Из этих значений, комета Галлея характеризуется как короткопериодическая (период ее обращение менее 200 лет).

На эти значения влияют планеты гиганты, мимо которых держит свой путь комета.

Параметры орбиты

На орбиту кометы так же имеют влияния газовые гиганты, из-за чего траектория орбиты представляет собой очень вытянутый эллипс. Эксцентриситет составляет 0,967, тогда как для окружности он равен 0, а для следующего конического сечения – параболы – 1.

Помимо этого, орбита имеет наклон к плоскости эклиптики под углом 162,5 градуса. Такое значение угла указывает на то, что в отличие от всех других планет, комета Галлея летит на встречу им, а непосредственный угол наклона к эклиптике составляет 180-162,5=17,5 градуса.

Из-за вытянутости орбиты, в точке перигелия комета достигает одной из самых больших скоростей в Солнечной системе — 70,56 км/с.

Ядро кометы

В 1986 году, во время очередного прилета кометы, на ее исследования отправились два космических аппарата(КА) Вега-1 и Вега-2. Скорость, с которой космические аппараты приближались к ядру кометы составила 70 км/с. 6 и 9 марта того же года Веги приблизились на 8890 и 8030 км к ядру кометы и смогли сделать 1500 ее снимков для дальнейшего изучения.

Снимок ядра кометы

Ядро кометы, как оказалось на самом деле, совсем небольшое – 15х8х8 км, масса 2,2*10 14 кг, а плотность около 600 кг/м3 (у воды 1000 кг/м3). Из чего можно сделать вывод, что в составе ядра присутствуют льды, пыль и обломки.

Комета также совершает собственное вращение вокруг оси за время 52 часа.

При приближении к нашей звезде, на поверхности ядра начинается активное испарения льдов, в следствие чего образуется кома – облако испарений, что окружает ядро кометы. Исследования комы показали, что ядро состоит из воды, углерода и метана.

Отражательная способность комета (альбедо) невелика – она отражает лишь 4% света, подающего на нее. Это говорит о том, что поверхность кометы скорее темная и покрыта пылью, чем льдом или снегом (у снега альбедо стремится к 100%).

Вега-1 показал, что температура ядра кометы составляет 300-400 Кельвинов.

96P/Макхольца

• Перигелий: 31 января (зв. вел. 0,7)
• Максимальное сближение с Землей: 31 января (зв. вел. 0,7)
• Где наблюдать: Оба полушария
• Прогноз видимости: К сожалению, в момент максимальной яркости комета будет расположена слишком близко к Солнцу и не будет видна на небе. У наблюдателей вблизи экватора будет шанс увидеть комету Макхольца в конце февраля. Однако к этому времени ее блеск снизится до 10-й звездной величины.
• Описание: 96P/Макхольца — короткопериодическая комета, обнаруженная 12 мая 1986 года астрономом-любителем Дональдом Макхольцем. Это околосолнечная комета — в перигелии она проходит очень близко к поверхности Солнца. Комета Макхольца также имеет уникальный химический состав, который может указывать на ее межзвёздную природу.

Исследования комет и астероидов

В древности люди панически боялись комет, считая их появление в небе предвестником бед и катаклизмов. Но сегодня кометы стали предметом пристального внимания ученых, которые надеются найти в них ответы на загадки формирования Солнечной системы и появления жизни.

В 1985 г. зонд НАСА «Эксплорер-59» впервые в истории приблизился к комете. Он прошел через газовый хвост кометы Джакобини-Циннера.

В следующем году знаменую комету Галлея встретила целая эскадра космических аппаратов, которые всесторонне изучили этот объект и передали данные на Землю. Ученые смогли впервые увидеть твердое ядро кометы и понять, как устроено это небесное тело.

В 2001 г. после встречи с астероидом Брайль космический зонд «Дип спейс 1», запущенный в 1998 г., приблизился к комете Боррелли и передал на Землю ее снимки. Ученые смогли получить четкое изображение ядра кометы и большой объем научных данных. Следом за «Дип спейс 1», в 1999 г. НАСА запустило космическую станцию «Стардаст», перед которой была поставлена амбициозная цель — доставить на землю образцы межзвездной и кометной пыли, чтобы получить более точное представление о том, из чего состоят кометы

Исследователи знали, что кометы, двигающиеся по большим вытянутым орбитам вокруг Солнца, состоят из первичного вещества, из которого 4,5 млрд лет назад была образована наша Солнечная система, поэтому так важно было получить его образец

Космический аппарат «Розетта»

В начале 2004 г. аппарат встретился с кометой Вильда 2 и собрал образцы, которые через 2 года прибыли на Землю. В том же 2004 г. ЕКА запустило станцию «Розетта», которая спустя 10 лет высадила спускаемый аппарат «Филы» на поверхность ядра кометы Чурюмова-Герасименко. В течение 3-х дней зонд передавал научные данные о составе вещества кометы, после чего перешел в спящий режим. В 2015 г. он снова вышел на связь и передал пакет новых данных. Благодаря этой уникальной миссии на сегодняшний день комета Чурюмова-Герасименко является наиболее изученной из всех подобных небесных тел.

Комета Де Чезо

• Официальное название: –
• Дата открытия: 9 декабря 1743 года
• Первооткрыватели: Де Чез (Франция) и Клинберг (США).

Двое открывателей Де Чез из Лозаньи, что во Франции, 13 декабря 1943 года и чуть раньше Клинберг из Гарлема 9 декабря 1743 года открыли эту ярчайшую комету независимого друг от друга.

Ее особенность заключается в том, что она смогла породить аж одиннадцать хвостов. Это комета относится к долгопериодическим гостьям.

В связи с тем, что комета засвидетельствовала свое почтение землянам в 1743 году, а официальная версия астрономических открытий завершена в 1725 году, данное космическое тело не имеет официального номера.

Кометы

Комета Хейла – Боппа , архетипическая комета из облака Оорта

Считается, что кометы имеют две отдельные точки происхождения в Солнечной системе. Принято считать, что короткопериодические кометы (с орбитами до 200 лет) возникли либо из пояса Койпера, либо из рассеянного диска, которые представляют собой два связанных плоских диска из ледяных обломков за орбитой Нептуна на 30 а.е. и совместно простирающиеся за пределы 100 а.е. от Солнца. Считается, что долгопериодические кометы, такие как комета Хейла-Боппа , орбиты которой длятся тысячи лет, происходят из облака Оорта. Кометы, смоделированные как исходящие непосредственно из облака Оорта, включают C / 2010 X1 (Еленин) , Comet ISON , C / 2013 A1 (Siding Spring) и C / 2017 K2 . Орбиты в поясе Койпера относительно стабильны, поэтому считается, что очень мало комет происходит оттуда. Однако рассеянный диск динамически активен и, скорее всего, является местом происхождения комет. Кометы переходят из рассеянного диска в царство внешних планет, становясь так называемыми кентаврами . Затем эти кентавры отправляются дальше внутрь, чтобы стать короткопериодическими кометами.

Есть две основные разновидности короткопериодических комет: кометы семейства Юпитера (те, у которых большая полуось меньше 5 а.е.) и кометы семейства Галлея. Кометы семейства Галлея, названные в честь своего прототипа, кометы Галлея , необычны тем, что, хотя они и являются короткопериодическими кометами, предполагается, что их окончательное происхождение находится в облаке Оорта, а не в рассеянном диске. Основываясь на их орбитах, предполагается, что это были долгопериодические кометы, которые были захвачены гравитацией планет-гигантов и отправлены во внутренние области Солнечной системы. Этот процесс, возможно, также создал нынешние орбиты значительной части комет семейства Юпитера, хотя считается, что большинство таких комет возникло в рассеянном диске.

Оорт отметил, что количество возвращающихся комет было намного меньше, чем предсказывала его модель, и эта проблема, известная как «кометное затухание», еще не решена. Неизвестно ни один динамический процесс, объясняющий меньшее количество наблюдаемых комет, чем оценил Оорт. Гипотезы этого несоответствия включают разрушение комет из-за приливных напряжений, удара или нагрева; потеря всех летучих веществ , что делает некоторые кометы невидимыми, или образование нелетучей корки на поверхности. Динамические исследования гипотетических комет облака Оорта показали, что их появление во внешней области планеты будет в несколько раз выше, чем во внутренней области планеты. Это несоответствие может быть связано с гравитационным притяжением Юпитера , которое действует как своего рода барьер, захватывая входящие кометы и заставляя их сталкиваться с ним, как это было с кометой Шумейкера – Леви 9 в 1994 году. Пример типичного облака Оорта комета могла быть C / 2018 F4.

Комета Хейли – Боппа

• Официальное название: C/1995 O1.
• Дата открытия: 23 июля 1995 года.
• Первооткрыватели: Ален Хейл и Томас Боппом (США).

Эта долгопериодическая комета была открыта 23 июля 1995 года Аленом Хейлом и Томасом Боппом, двумя наблюдателями, независимо друг от друга.

Сверкающее, прекрасно захватывающее чудо можно было наблюдать в течение 18 месяцев. Ядро в поперечнике имеет продолжительность до 90 километров. Хвост кометы простирался на 50 млн километров.

На момент открытия комета находилась на расстоянии 1077,12 млн километров от Солнца. К Земле комета подходила на минимально короткое расстояние, которое равно 196, 7 млн километров.

В настоящее время она стремительно удаляется, находясь очень далеко за орбитой Урана. Ожидается ее возвращение не ранее 4 390 года.