Kreutz circumsolar kometer er en familie af circumsolar kometer opkaldt efter astronomen Heinrich Kreutz , som først viste deres forhold [1] . Det menes, at de alle er dele af en stor komet , som kollapsede for flere århundreder siden.
Nogle af disse er blevet til store kometer , nogle gange endda synlige i nærheden af Solen i løbet af dagen . Den sidste af disse, kometen Ikei-Seki , som dukkede op i 1965 , blev sandsynligvis en af de mest lysstærke kometer i det sidste årtusinde . Der er stor sandsynlighed for, at nye lyse medlemmer af denne familie vil blive opdaget i de kommende årtier [2] .
De første kometer i familien blev opdaget med det blotte øje . Siden opsendelsen af SOHO -satellitten i 1995 er flere hundrede mindre medlemmer af familien blevet opdaget, hvoraf nogle kun er få meter i diameter. Alle kollapsede fuldstændigt, da de nærmede sig Solen [2] . SOHO-satellitbilleder er tilgængelige via internettet , og kometer opdages hovedsageligt af amatørastronomer [2] .
Den første komet, der blev opdaget i kredsløb ekstremt tæt på Solen, var den store komet i 1680 . Den fløj i en afstand på kun 200.000 km (0,0013 AU ) fra Solens overflade, hvilket er omkring halvdelen af afstanden fra Jorden til Månen [3] . Dermed blev det den første kendte circumsolar komet. Dens perihelionafstand (dvs. fra Solens centrum og ikke fra overfladen) var kun 1,3 solradier. For en hypotetisk observatør på kometens overflade ville Solen indtage en 80° vinkel på himlen, ville være 27.000 gange større og lysere end på Jorden og afgive 37 megawatt varme pr . kvadratmeter af kometens overflade.
Datidens astronomer, herunder Edmund Halley , foreslog, at dette var tilbagekomsten af en komet, der var blevet observeret i 1106 også tæt på Solen [3] . 163 år senere, i 1843, dukkede endnu en komet op , der passerede tæt på Solen. Og selvom beregninger af kometens kredsløb viste, at dens periode var adskillige århundreder, spekulerede nogle astronomer på, om dette var tilbagekomsten af kometen fra 1680 [3] . Den lyse rumvandrer i 1880 havde næsten samme kredsløb som kometen i 1843, ligesom den efterfølgende Store Septemberkomet i 1882 . Der er blevet foreslået en forklaring på, at det kan have været den samme komet, men dens omløbsperiode blev på en eller anden måde forkortet med hver passage af perihelium, muligvis på grund af friktion mod noget stof, der omgiver Solen [3] .
En anden hypotese blev også fremsat: alle disse kometer var fragmenter af en gammel circumsolar komet [1] . Denne antagelse blev gjort i 1880, og den blev især plausibel, efter at den store komet i 1882 brød op i flere dele. I 1888 udgav Heinrich Kreutz et papir [4] , hvori han viste, at de lyse kometer i 1843, 1880 og 1882 ser ud til at være fragmenter af en kæmpe komet, der for længst var kollapset [1] . Det er også blevet bevist, at kometen fra 1680 ikke har noget med dem at gøre.
Efter fremkomsten af den næste komet i familien i 1887, blev ingen set før 1945 [5] . To medlemmer af familien dukkede op i 1960'erne : kometerne Pereira (1963) og Ikea-Seki . Sidstnævnte nåede sin maksimale lysstyrke i 1965, og efter at dens perihelion brød op i tre dele [2] . Fremkomsten af disse kometer næsten den ene efter den anden vakte ny interesse for studiet af dynamikken i Kreutz' kometer [5] .
De lyseste kometer i Kreutz-familien var synlige for det blotte øje selv i dagtimerne. De tre mest imponerende er de store kometer fra 1843, 1882 og 1965 (sidstnævnte hedder "Ikea-Seki"). Et andet berømt medlem af familien var formørkelseskometen fra 1882 [1] .
Den store komet fra 1843 blev først set i begyndelsen af februar [6] - mere end tre uger før dens perihelium, som blev passeret den 27. februar. Så var den i en ekstrem lille afstand fra Solen - omkring 0,006 AU, som et resultat af hvilken den var synlig på himlen selv med det blotte øje i dagtimerne, og i rekordkort afstand fra solskiven - omkring nogle få grader [7] [6] [8] .
Efter at have passeret perihelium blev kometen synlig om morgenen, og dens hale steg betydeligt: dens vinkelstørrelse nåede 50° [6] , og dens fysiske længde var 300 millioner km [9] . Det var den længste registrerede hale indtil fremkomsten af kometen Hyakutake i 1997, hvis hale var næsten dobbelt så lang - 570 millioner km, eller 3,8 AU. e [10] .
Kometen forblev meget synlig i begyndelsen af marts: dens størrelse ved perigeum (6. marts) var omkring -3 m [7] . Det bemærkes, at den i lysstyrke overgik alle de kometer, der blev observeret i løbet af de foregående 7 århundreder [9] og var sammenlignelig med Venus og Månen på en fuldmåne [6] [8] . På dage, hvor lysstyrken var størst, var kometen kun synlig på sydlige breddegrader [9] . I april var kometens lysstyrke ude af syne med det blotte øje. Den sidste observation er dateret 19. april [6] .
Den store martskomet i 1843 gjorde et alvorligt indtryk på samtiden, bybefolkningen, og forårsagede adskillige panikstemninger [6] .
En gruppe mennesker, der observerede en solformørkelse i sommeren 1882 i Egypten , blev meget overraskede, da en lys stribe lys blev synlig nær Solen ved begyndelsen af den samlede fase. Ved et interessant tilfælde faldt formørkelsen i tid sammen med passagen af perihelium af en af Kreutz' kometer. Kun på grund af dette blev hun berømt, på grund af kometens lave lysstyrke blev hun ikke længere observeret. Fotografier af formørkelsen viser, at i løbet af de 1 minut og 50 sekunder, som formørkelsen varede, bevægede kometen sig mærkbart, så dens hastighed var næsten 500 km/s. Denne komet kaldes undertiden Tevfiks komet efter Tevfik , Khedive i Egypten på det tidspunkt [3] .
Den store komet fra 1882 er den lyseste komet i det 19. århundrede og en af de lyseste i det sidste årtusinde [2] . Det blev uafhængigt opdaget af flere mennesker i begyndelsen af september samme år. På dagen for perihelion, den 17. september, blev den synlig ved højlys dag. Efter at have passeret perihelion var det lyst i flere uger. Hendes hale steg kraftigt i størrelse og havde en bestemt form, og var også delt i to af en mørk stribe. Kernen fik derimod en stærkt langstrakt form, og i kraftige teleskoper kunne man se, at den var delt i 2 dele, nogle af dem registrerede et større antal fragmenter. Andre usædvanlige effekter blev også observeret: lyspletter nær kometens hoved, en anden hale rettet mod Solen. Observationerne varede indtil juni 1883 [11] [12] [13] . Ifølge moderne beregninger hører denne komet sammen med kometen Ikeya-Seki fra 1965 til den anden undergruppe af fragmenter af stamkometen [2] [14] [7] .
Kometen Ikeya-Seki er den sidste af de mest lysstærke Kreutz-kometer nær-sol. Den blev uafhængigt opdaget af to japanske amatørastronomer den 18. september 1965 med et interval på 15 minutter, og blev straks tildelt denne familie [3] . Da den nærmede sig Solen i de næste 4 uger, steg dens lysstyrke hurtigt og den 15. oktober nåede den en størrelsesorden på 2 m . Kometen passerede perihelium den 21. oktober og var synlig for mennesker over hele verden i dagtimerne [3] . Dens maksimale lysstyrke, ifølge forskellige skøn, varierede fra -10 til -17 m , hvilket oversteg lysstyrken af fuldmånen og nogen af de kometer, der blev observeret efter 1106.
Japanske astronomer, ved hjælp af en koronograf , registrerede, at 30 minutter før dens perihelion delte kometen sig i 3 dele. Da kometen igen dukkede op på morgenhimlen i begyndelsen af november, var to kerner tydeligt synlige, og der var tvivl om den tredje. I løbet af november udviklede kometen en fremtrædende 25° hale. Kometen blev sidst observeret i januar 1966 [15] .
I løbet af de sidste 200 år er ti kometer af familien blevet ret lysstærke og er blevet opdaget fra Jorden [16] :
Det første forsøg på at beskrive historien om den circumsolar familie af kometer og finde dens "stamfader" var en undersøgelse udført af Brian Marsden [3] [5] . Alle kendte medlemmer af familien før 1965 havde næsten samme orbitalhældning (144°) og længdegrad af perihelion (280-282°), med nogle få undtagelser, sandsynligvis på grund af ufuldkomne metoder til at beregne baner. Samtidig er der blevet registreret mange forskellige værdier for argumentet om perihelion og længdegrad af den stigende node [5] .
Marsden fandt ud af, at familien af kometer kan opdeles i to grupper med lidt forskellige orbitale parametre. Dette indikerede, at kometer blev dannet i flere stadier - passager nær Solen [3] . Ved at studere kredsløbene for kometen Ikeya-Seki og kometen fra 1882 fandt Marsden ud af, at uoverensstemmelsen mellem parametrene for deres kredsløb under deres tidligere tilgange til Solen var af samme størrelsesorden som uoverensstemmelserne mellem parametrene for delenes kredsløb. af kometen Ikeya-Seki efter dens ødelæggelse [14] . Dette antydede, at de begge var dele af den samme komet, der var brudt op under en tidligere perihelionpassage. Den mest egnede kandidat til moderkometen var den store komet fra 1106 : den beregnede omløbsperiode for kometen Ikea - Seki gav tidspunktet for den tidligere tilgang til Solen meget tæt på denne dato. Kometens periode i 1882 gav datoen for perihelion flere årtier senere, men denne uoverensstemmelse lå inden for målefejlen [3] .
Kometerne fra 1843 (Den Store Komet 1843) og 1963 ( Kometen Pereira ) virkede meget ens, men da deres vej blev beregnet op til det forrige perihelium, forblev en ret stor uoverensstemmelse mellem parametrene for deres baner. Det betyder formentlig, at de adskilte sig fra hinanden en omdrejning mere før det sidste perihelion [14] . Begge er højst sandsynligt ikke relateret til kometen fra 1106, men snarere til en eller anden komet, der dukkede op 50 år før den [1] . Kometerne fra 1668, 1695, 1880 og 1963 er også i denne undergruppe, kaldet undergruppe I. Dens medlemmer opdeles sandsynligvis i det tidligere eller endnu tidligere perihelion [1] .
Til gengæld lignede cirkumsolkometerne fra 1689, 1702 og 1945 meget kometerne fra 1882 og 1965 [3] , men deres kredsløb blev ikke beregnet med tilstrækkelig nøjagtighed til at fortælle, om de adskilte sig fra moderkometen i 1106 eller i dens. tidligere passage, et sted mellem det 3. og 5. århundrede f.Kr. e. [2] Disse kometer er blevet navngivet undergruppe II . [1] White-Ortiz-Bolelli-kometen fra 1970 tilhører denne undergruppe snarere end den første [17] ; men det ser ud til, at dens adskillelse fra moderkometen fandt sted endnu en omdrejning, før sidstnævnte brød op i fragmenter [1] .
Forskelle mellem den første og anden undergruppe indikerer en oprindelse fra to forskellige forældrekometer, som igen engang var dele af den samme moderkomet og adskilte nogle få omdrejninger tidligere [1] . En af de mulige kandidater til rollen som stamfader er kometen observeret af Aristoteles og Ephor i 371 f.Kr. e. Efor bemærkede, at han så kometen splittes i to dele, men dette er et kontroversielt faktum [2] . Under alle omstændigheder må den primære komet have været meget stor, i størrelsesordenen 100 km på tværs [1] (til sammenligning var kernen af kometen Hale-Bopp omkring 40 km på tværs).
Antallet af kometer, der tilhører den første undergruppe, er fire gange større end kometerne i den anden undergruppe. Mest sandsynligt var den oprindelige komet opdelt i dele af ulige størrelse [1] . Kometens bane fra 1680 passer ikke til beskrivelsen af kredsløbene for kometerne i hverken den første eller den anden undergruppe, men det er muligt, at den er forbundet med Kreutz-kometerne, der har adskilt sig fra den primære komet længe før deres dannelse [2] .
Kreutz-familien af kometer er sandsynligvis ikke enestående. Undersøgelser viser, at for kometer med en høj orbital hældning og en perihelion afstand på mindre end 2 AU. dvs. den samlede effekt af gravitationskræfter fører til, at sådanne kometer bliver circumsolar [18] . For eksempel fandt en undersøgelse, at kometen Hale-Bopp har en 15% chance for at blive circumsolar [19] .
Indtil for nylig var en situation mulig, hvor selv den lyse komet Kreutz kunne passere ubemærket nær Solen, hvis dens perihelion faldt i intervallet fra maj til august [1] . På denne tid af året vil Solen for en observatør fra Jorden dække næsten hele kometens bane, og den kan kun ses tæt på Solen og kun under forhold med høj lysstyrke. Så kun et tilfældigt sammenfald af to astronomiske fænomener gjorde det muligt at opdage Eclipse Comet i 1882 [1] .
Efter 1970 blev de lyse kometer Kreutz ikke set. Men i løbet af 1980'erne, ved hjælp af to satellitter, der udforskede Solen, blev flere nye medlemmer af familien uventet opdaget: 10 blev opdaget af P78-1 (SOLWIND) satellitten fra 1979 til 1984, yderligere 10 af SMM (Solar). Maximum Mission) satellit i 1987-1989 [20] .
Og med opsendelsen af SOHO i 1995 blev det muligt at observere kometer, der flyver nær Solen på et hvilket som helst tidspunkt af året. Denne satellit giver dig mulighed for at overvåge de dele af himlen, der er tæt på stjernen [2] . Med den er hundredvis af nye nær-sol-kometer blevet opdaget, hvoraf nogle har kerner kun få meter på tværs. Cirka 83 % af sådanne kometer opdaget af SOHO tilhører Kreutz-familien [21] . Resten omtales almindeligvis som "ikke-kreuziske" eller "tilfældige" circumsolar kometer. Ikke en eneste komet af Kreutz-familien, opdaget af denne satellit, overlevede sin perihelion og fordampede til sidst [2] .
Den 27. november 2011 blev en lys komet af Kreutz-familien opdaget af den australske amatørastronom Terry Lovejoy. Denne opdagelse var den første opdagelse af den Kreutzianske komet fra Jorden i 40 år. Kometen C/2011 W3 (Lovejoy) passerede perihelium den 16. december 2011 og nåede et maksimum på omkring minus 4. størrelsesorden.
Mere end 75% af circumsolar kometer er blevet opdaget af amatørastronomer baseret på SOHO-billeder tilgængelige på internettet . Desuden har nogle astronomer gjort et ret imponerende antal opdagelser: for eksempel opdagede Rainer Kracht fra Tyskland 211 kometer, Hua Su fra Kina - 185, og Michael Oates fra Storbritannien - 144 kometer [22] . Pr . 30. januar 2009 er mere end 1606 nær-sol Kreutz-kometer blevet opdaget [23] .
SOHO-observationer viser, at circumsolar kometer ofte optræder i par med flere timers mellemrum. Det er usandsynligt, at dette er en tilfældighed; derudover kan sådanne par ikke være resultatet af spaltningen af en komet under det foregående perihelium, da fragmenterne er for langt fra hinanden [2] . Tværtimod peger alt på, at de er ødelagt langt fra perihelium. Der er registreret mange tilfælde af en komet, der bryder op langt fra perihelium; for Kreutz-kometernes tilfælde begynder fragmenteringen sandsynligvis under passagen af perihelium og fortsætter i kaskader under flyvningen langs resten af kredsløbet [2] [18] .
Fra den 26. juni 2010 er 24 Kreutz-kometer desuden blevet opdaget af et par STEREO-rumfartøjer (2008-2010) [24] .
Lidt er kendt om Kreutz-kometernes fysiske karakteristika. Det er blevet fastslået, at størrelsen af kernerne i de fleste nær-sol-kometer er ekstremt lille. Kernediameteren af selv de mest lysstærke kometer registreret af SOHO overstiger ikke flere titusinder af meter [20] . Til sammenligning er solens diameter 1.390.000.000 meter , kometen Hale-Bopps kerne er 40.000 meter, og kometen 103P/Hartley er omkring 1.500.
Der er også meget få undersøgelser af den kemiske sammensætning af Kreutz-kometer. Det skyldes blandt andet, at kometer fra denne familie opdaget i de senere år kun var synlige i et par minutter, hvorefter de forsvandt for altid. Nogle få enheder blev opdaget fra Jorden og blev observeret i flere dage, men nærheden til Solen og ugunstige vejrforhold tillod heller ikke, at de blev analyseret i detaljer. Af hele Kreutz-familien blev de bedste betingelser for at studere præsenteret for to kometer: Big September 1882 [25] og Ikea-Seki i 1965 [26] [27] - selvom de, givet udviklingsniveauet for astronomisk teknologi , kunne ikke være så godt studeret, for eksempel de lyseste kometer i det sidste halvandet årti: Hyakutake (1996), Hale-Bopp (1997) og McNaught (2007).
Ved undersøgelse af kometernes spektre i 1882 og 1965 blev der fundet spor af emissionen af tunge grundstoffer : jern , nikkel , natrium , kalium , calcium , krom , kobolt , mangan , kobber , vanadium , hvilket gjorde det muligt at antage, at i kometer. med en lille perihelion afstand, ikke kun frosne gasser, men også støv. I betragtning af størrelsen på de fleste Kreutz-kometer er det sikkert at sige, at de brænder fuldstændigt op, når de passerer nær Solen [28] .
Atomer af fordampede kometer ioniseres og føres med af solvinden og bliver til de såkaldte fangede ioner ( eng. PUI, pickup ioner ), som føres gennem hele solsystemet . Det antages, at en ret stor del af de fangede ioner netop er de partikler, der er tilbage fra de udbrændte nær-sol-kometer [29] .
Kreutz-kometerne kunne tydeligt observeres som en enkelt familie i mange flere årtusinder. Over tid vil deres baner blive forvrænget på grund af gravitationsforstyrrelser, men at dømme efter disse kometers ødelæggelseshastighed kan de forsvinde fuldstændigt, selv før familien er spredt af tyngdekraften [18] . De kontinuerlige opdagelser af mange små Kreutz-kometer ved hjælp af SOHO-satellitten muliggør en bedre forståelse af dynamikken i dannelsen af kometfamilier [2] .
Den sidste lyse komet i Kreutz-familien var kometen Lovejoy i 2011. Sandsynligheden for, at endnu en lys komet Kreutz dukker op i den nærmeste fremtid er umulig at forudsige, men i betragtning af, at omkring 10 kometer fra denne familie i løbet af de sidste 200 år kunne ses med det blotte øje, kan man være sikker på, at før eller siden endnu en Great Kreutz komet vil dukke op på himlen [17] .
| Kometer | ||
|---|---|---|
| Struktur | ||
| Typer | ||
| Lister | ||
| se også |
| |