Kuidas komeedid sünnivad. Kus komeet sündis? faktid, mida peate komeetide kohta teadma
Kosmoselaeva Rosetta kogutud andmete üksikasjalik analüüs näitab, et komeedid, need Päikesesüsteemi sünnist alles jäänud kosmoseobjektid, ei moodustu väikestest fragmentidest, mis on tekkinud teiste, suuremate kehade varasemate kokkupõrgete tagajärjel.
Mõistmine, kuidas ja millal tekkisid sellised objektid nagu komeet 67P/Churyumov-Gerasimenko, on nende rolli määramisel päikesesüsteemi varases arengus ülimalt oluline. Kui sellised objektid jääksid puutumata, võiksid need anda materjali sellest protoplanetaarsest udukogust, millest 4,6 miljardit aastat tagasi moodustusid kõik Päikesesüsteemi taevakehad, ning aidata mõista ka protsesse, mis muutsid meie planeedisüsteemi tänapäevaseks vormiks.
Praegune hüpotees komeetide tekke kohta on, et need tekkisid väikestest fragmentidest, mis tekkisid „emaobjektide” varasemate kokkupõrgete tulemusena, nagu näiteks jäised trans-Neptuuni kehad TNO. Sel juhul annavad need aimu nii suurte kehade koostisest, kokkupõrgetest, mis need lahti rebisid, ja uute objektide moodustumise protsessist vanade jäänustest.
Ühel või teisel viisil on komeedid olnud tunnistajaks Päikesesüsteemi arengu olulisematele sündmustele ning Rosetta läbi viidud üksikasjalikud uuringud koos teiste komeetide vaatlustega võimaldavad meil teada, milline stsenaarium on tõenäolisem.
Kaheaastase viibimise ajal 67R/H-H ümbruses andis Rosetta komeedi koostisest järgmise pildi: sellel oli madala tihedusega, suure poorsusega kahelohiline kuju ja ulatuslikud ladestused, mis viitab sellele, et lobud kogusid aja jooksul materjali, enne kui nad kokku sulasid.
Sisemise südamiku ebatavaliselt kõrge poorsus näitab kohe, et kasv ei saa toimuda vägivaldsete kokkupõrgete kaudu, kuna sellise stsenaariumi korral toimuks materjali tugev tihenemine.
Rosetta kaamerate poolt täheldatud erineva suurusega struktuurid ja funktsioonid annavad lisateavet selle kasvu kohta. Varasemad vaatlused näitasid, et "pea ja keha" olid algselt eraldi objektid, kuid kokkupõrge, mis need kokku viis, toimus suhteliselt väikesel kiirusel, mis ei toonud kaasa vastastikust hävingut.
Asjaolu, et mõlemal tükil on samad kihid, räägib meile ka sellest, et nad on läbi teinud sarnaseid evolutsioonilisi muutusi ja et nad pole oma olemasolu jooksul kunagi kogenud katastroofilisi kokkupõrkeid teiste objektidega.
Ühinemisi toimus ka väiksemas mahus. Näiteks kolm Basteti piirkonnast avastatud sfäärilist "kübarat" komeedi väikesel lobal on väikeste objektide jäänused, mis on tänapäeval osaliselt säilinud esialgsel kujul. Niinimetatud hanekarnad, mida on komeedi erinevates kohtades täheldatud arvukates lohkudes ja nõlvade välisseintes, viitavad veelgi väiksematele, mitmemeetrise läbimõõduga objektidele, mis kunagi sellega ühinesid.
Teooria kohaselt muutub objektide kokkupõrke kiirus ja nende hilisem ühinemine kasvuprotsessi käigus ning saavutab haripunkti, kui plokid on mitmemeetrised. Sel põhjusel on arvestite konstruktsioonid kõige kompaktsemad ja stabiilsemad.
Edasised uuringud hõlmasid koostise spektraalanalüüsi, mis näitas, et magevee pinnal ei sulanud ega külmunud, ning sublimeeriva jää gaaside analüüsi, mis viitab sellele, et komeet on rikas ülilenduvate ainete, nagu süsinikmonooksiid, hapnik ja lämmastik. .
Sellised leiud viitavad sellele, et ülikülmades tingimustes tekkinud komeet ei puutunud kogu oma eluea jooksul kokku sisemise kuumusega. Vaid pidevalt madalad temperatuurid seletavad teatud jääde ja lenduvate ainete säilimist algsel kujul, mis kogunesid aeglaselt märkimisväärse aja jooksul.
Kui välise Päikesesüsteemi TNO-sid soojendas lühiajaline, kuid siiski radioaktiivne lagunemine, siis komeedid ei näita sellest mingeid märke. Teadlased usuvad, et suured TNO-d tekkisid esimese miljoni aasta jooksul pärast Päikese udukogu moodustumist gaasidest ja suurenesid kiiresti, ulatudes 400 km läbimõõduni.
Umbes 3 miljonit aastat pärast päikesesüsteemi tekke algust kadus gaas päikese udukogust, jättes alles vaid tahke materjali. Seejärel, umbes 400 miljoni aasta jooksul, kogusid niigi massiivsed TNO-d selle järelejäänud materjali aeglaselt. Mõnel TNO-l on isegi õnnestunud kasvada sellisteks objektideks nagu Pluuto või Triton.
Kuid komeedid valisid teistsuguse tee. Pärast TNO kiiret esialgset kasvufaasi hakkasid Päikese udukogu külmas välisosas allesjäänud väikesed jäise materjali osakesed väikese kiirusega ühinema, mille tulemusena tekkisid selleks ajaks, kui gaas udukogust kadus, 5 km läbimõõduga komeedid. päikese udukogu.
Komeetidele materjali kogunemise madal kiirus põhjustas habraste tuumade, suure poorsuse ja väikese tihedusega objektide moodustumist. See aeglane kasv võimaldas komeetidel säilitada osa Päikese udukogu vanimast lenduvast materjalist. Veelgi enam, kuna neil puudus radioaktiivse lagunemise käigus tekkinud energia, ei lasknud see neil liiga palju kuumeneda ja lenduvaid aineid aurustada.
Komeetsete orbiitide ristumise tõttu kogunes järgmise 25 miljoni aasta jooksul suurema kiirusega lisamaterjal, moodustades väliskihid. Ristmik võimaldas ka mõnel kilomeetri pikkusel objektil üksteisega "pehmelt" kokku põrgata, mille tulemusena tekkisid kaheharulised komeedid nagu 67P/CH-G.
Teadlased jõudsid Rosetta missiooni tulemuste põhjal järeldusele, et seni kehtinud teooria on vale. Komeedid ei näita omadusi, mis tulenevad suurte objektide, nagu TNO, kokkuvarisemisest. Tõenäoliselt kasvasid need aeglaselt, ilma TNO-lt igasuguse sisendita, jäädes puutumatuks 4,6 miljardit aastat.
Tänapäeval on komeedid tõeliselt väärtuslikud päikesesüsteemi aarded. Need annavad meile ainulaadse võimaluse sukelduda protsessidesse, mis neil iidsetel aegadel planeedi ehituses olulist rolli mängisid ja mille tulemusel loodi praegune päikesesüsteem.
INmärtsilminevikustaastaterveflotillruumiseadmeidkohtusimekooskuuluskomeetHalley. TOkahjuks, äärmiseltkõrgesugulanekiirustlaevadJakomeedidpiiratudringülesandeidseekatse. Hallatudmääratledapõhilisedomadusedpesakondtuumad- mõõtmed, mass, värvi, temperatuuripinnad, elementaarneühendkadunudained. Agateadlasedvajaiseaine, misSaabuurimineVlaborid. AinultNiisiisMeieme leiamevastamapealüksalateskõigepõletamineküsimusedkosmogooniaPäikeselinesüsteemid: kustoimuvadkomeedid!
Mõned teadlased usuvad, et komeedid on planeedieelse pilve jäänused ja peavad seetõttu sisaldama Päikesesüsteemi ürgainet. Jupiteri perekonna lühiajaliste komeetide päritolu on selle hüpoteesiga aga raske seletada. Sellest perekonnast on teada vaid 87 esindajat – nad tiirlevad ümber Päikese hiidplaneediga samas suunas. Kuid arvutused näitavad: kui komeedid sündisid tõesti Päikesesüsteemi koidikul ja Jupiteri poolt vangistati, siis vähemalt 30 neist peaks pöörama vastupidises suunas. Ja teised arvutused väidavad, et komeedi püüdmine Jupiteri poolt on ebatõenäoline sündmus.
Alternatiivse hüpoteesi esitas kuulus prantsuse matemaatik ja astronoom J. Lagrange: hiidplaneedid paiskavad oma sügavusest välja komeete. Selle töötasid välja inglise astronoomid R. Proctor ja E. Crommelin. Meie riigis oli selle tulihingeline toetaja Kiievi astronoom S. Vsekhsvyatsky.
Sellel hüpoteesil on aga ka tõsine viga. Jupiterist eraldumiseks peab komeet arendama uskumatult suurt kiirust – umbes 60 kilomeetrit sekundis. Vsekhsvjatski soovitas; Mitte hiidplaneedid, vaid nende satelliidid paiskavad komeete oma sügavusest välja. Siin on heliotsentrilisele orbiidile sisenemiseks vajalikud väljutuskiirused vaid 5-7 kilomeetrit sekundis.
Ameerika kosmoselaev Voyager tuvastas Jupiteri satelliidilt Io mitu aktiivset vulkaani – väike planeet paiskas materjali mitmesaja kilomeetri kõrgusele. Ja see on peaaegu piisav, et pursanud kivid saaksid üle Io ja Jupiteri gravitatsioonist.
Kus siis komeedid sünnivad? Sellele küsimusele vastamiseks on vaja saada komeedi aine. USA riiklik lennundus- ja kosmoseamet ning Euroopa kosmoseagentuur plaanivad juba kosmoselaeva komeedile Wild-2 saata. Start on kavandatud 19. märtsiks 1993, maandumine tuumal - 7. aprill 1997, start tuumast pärast proovivõttu - kaks kuud hiljem. 14. aprillil 2000 toimetab laskumismoodul Maale 10 kilogrammi külmutatud komeedimaterjali. Alles siis saavad teadlased öelda, mis vanuses komeet on, ja võib-olla lahendada selle päritolu küsimuse.
Nõukogude teadlastel on aga võimalus see probleem palju varem lahendada. Kuid nad ei pea kosmoselaevu saatma. Piisab, kui pöörata tähelepanelikumalt kividele, mida võib leida... otse jalge alt. Need on tektiidid: klaasiga sarnase aine tükid.
Veel 1961. aastal jõudsid L. Kvasha ja G. Gorshkov tektiitide ja maapealsete laavade keemilist koostist võrreldes huvitava järelduseni: tektiidid tekkisid taevakehas, millel toimusid maapealse vulkanismi nähtustega sarnased protsessid. Ja nende välimus - tilgad, sferoidid, hantlid - viitab sellele, et need tahkusid lennutingimustes sulast. Paljud teadlased lükkavad selle hüpoteesi aga ümber, arvates, et tektiidid on maapealset päritolu. Nende peamine argument; keegi pole kunagi näinud klaasi taevast alla kukkumas, aga kas see on nii? Ekspeditsioon piirkonda, kus langes Tunguska meteoriit, komeet, mille lendu jälgisid 1908. aastal sajad inimesed, võib lahendada kaua kestnud vaidluse.
Olen juba visandanud oma hüpoteesi Tunguska tektiitide kohta (“SI” 22. detsember 1985 – “Jälle Tunguska mõistatus?”). Sellest ajast alates on mul õnnestunud hankida palju uusi andmeid, mis võimaldavad mul öelda, et enamik Maalt leitud tektiite langes komeetide jäise prahi osana. Jää sulas – tektiidid jäid alles. Seetõttu tuleb Tunguska katastroofi piirkonnas neid otsida kraatrites, mis tõenäoliselt jätsid jääplokke. Ja L. Kulik leidis palju selliseid kraatreid. Kaks aastat kurnavat tööd kulus neist vaid ühe - Suslovskaja - uurimisele. Kuid peale sulatatud klaasitüki ei leidnud teadlased midagi huvitavat.
Kraatrid tekkisid meteoriidi langemise aastal. Kuid sõjajärgsetes väljaannetes seletati nende tekkimist juba looduslike termokarstiprotsessidega ja klaasitükki nimetati... pudeliks, mis L. Kuliku onnis tulekahjus sulas.
NSVL Teaduste Akadeemia aruannetes kirjeldas ta oma leidu järgmiselt: „Meteoriidilossist 200 meetri kaugusel asuva ringikujulise lohu külje pinnalt avastati savist 0,5 kilogrammi sinakat/läbipaistvat mullilist klaasi. , mis andis analüüsi käigus nikli jälgi. Kuid just tektiitide eripäraks on suurenenud niklisisaldus võrreldes maiste kivimite keskmise koostisega. Raske uskuda, et nii kogenud mineraloog nagu L. Kulik ei suutnud oma leiust ära tunda sulanud pudelit ja avaldas selle kirjelduse isegi Teaduste Akadeemia kõrgeimas prioriteedis ajakirjas. Aga kust tuli turba pinnale sattunud savi? Tõenäoliselt visati ta välja jääploki kaevatud kraatrist.
Mis siis lehtrist leiti: tektiiti või sulapudelit? Tõde saab taastada ainult teisi kraatreid uurides. Muide, L. Kuliku ajast pole keegi neist midagi otsinud.
Võrrelgem nüüd neid kahte viisi komeetide päritolu küsimuse lahendamiseks. Komeedimaterjali toimetamine kosmosest Maale on väga kulukas ettevõtmine ja kõige soodsamatel asjaoludel saab see teoks mitte varem kui 2000. aastal. Ja ekspeditsioon piirkonda, kus järgmisel aastal Tunguska meteoriit langes, võib leida komeedi materjali - tektiite. Need võimaldavad lahendada korraga kolm omavahel tihedalt seotud probleemi - Tunguska meteoriit, tektiitide ja komeetide päritolu.
Rosetta kogutud andmete hoolikas analüüs näitas, et komeedid on jäänused algsetest primitiivsetest kehadest, millest päikesesüsteem tekkis, mitte aga suurte Kuiperi vöökehade kokkupõrkest tekkinud praht.
Vladislav Ananjeva
Päikesesüsteemi päritolu ja evolutsiooni mõistmiseks selle arengu varases staadiumis on oluline mõista selliste komeetide tuumade päritolu ja olemust nagu komeet 67P/Churyumov-Gerasenko. Kui komeedituumad on jäänused ürgsetest ürgkehadest, mis kondenseerusid esmalt protoplanetaarses kettas, siis peegeldavad need selle ketta omadusi ja füüsikalis-keemilisi tingimusi selles. Komeetide tuumade tekke kohta on aga veel üks hüpotees. Selle hüpoteesi kohaselt on komeedituumad suhteliselt suurte trans-Neptuuni kehade kokkupõrgete killud, mis praegu asustavad Kuiperi vööd. Viimasel juhul on komeedi aine läbinud tõsiseid muutusi ega suuda peegeldada protosolaarse udukogu omadusi, kuid see peegeldab suurte TNO-de omadusi, millest ta on killud.
Rosetta kosmoseaparaadi kogutud faktide summa sunnib meid eelistama tugevalt esimest hüpoteesi.
Rosetta avastas, et Churyumov-Gerasimenko komeedi tuum on madala tihedusega ja suure poorsusega keha, mis koosneb kahest osast, mida iseloomustab kõrge kontsentriline kihilisus. Südamiku materjali kõrge poorsus viitab sellele, et see ei ole läbi teinud ühtegi võimsat kokkupõrget, mis oleks selle ainet tihendanud. Tuuma kahe osa kontsentriline kihilisus viitab sellele, et need olid kunagi eraldiseisvad komeedituumad ja kleepusid seejärel kokku pärast väikesel kiirusel toimunud kokkupõrget. Tuuma üksikud detailid ja tekstuurid, mis esinevad erinevas mastaabis, aitavad mõista, kuidas komeedituumad tekkisid ja millistel tingimustel see juhtus.
Näiteks Basteti piirkonnas on pinnal täheldatud kolme tassikujulist struktuuri, mis võivad olla kometesimaalide jäänused, millest tekkis Tšurjumov-Gerasimenko komeedi tuum. Veelgi väiksematel mõõtkavadel (paar meetrit) on südamiku pinnal tükiline, hanenahklik tekstuur (see tekstuur on näha kaljude külgedel ja süvendite seintel paljudes kohtades südamiku pinnal). See muster võib olla tuumamaterjali pragunemise tagajärg, kuid paljud teadlased usuvad, et see peegeldab komeedi materjali sisemist heterogeensust, mis koosneb paljudest meetristest "kometesimaalidest". Nende kometsimaalide mittetäielik sulandumine viis komeedituumade moodustumiseni – lahtised, poorsed, kareda tekstuuriga.
Rosetta avastas ka, et komeedi tuum sisaldab märgatavas koguses väga lenduvaid aineid nagu süsinikmonooksiid, lämmastik, hapnik ja argoon. See omakorda tähendab, et südamik tekkis väga madalatel temperatuuridel ja kuni viimase ajani ei kogenud isegi mõõdukat kuumenemist. Vastupidi, suuri trans-Neptuuni objekte kuumutasid lühiajaliste radioaktiivsete elementide lagunemine, mistõttu ei saa Tšuryumov-Gerasimenko komeedi tuum olla ühe neist fragment.
Kuidas komeedid tekkisid? Selle pildi maalib Björn Davidsson Jet Propulsion Laboratory'st.
Esimese miljoni aasta jooksul pärast protosolaarse udukogu tekkimist tekkisid üsna suured Kuiperi vöö objektid suurusega kuni 400 km. Umbes kolme miljoni aasta pärast lahkus gaas protoplanetaarselt kettalt, jättes alles vaid tahke aine. Järgmise ~ 400 miljoni aasta jooksul kogusid suured TNO-d järk-järgult järelejäänud tahket ainet, muutudes samaaegselt tihedamaks, läbides osalise või täieliku gravitatsioonilise diferentseerumise, sulamise ja järgneva külmumise. Suurimad neist kehadest, nagu Pluuto ja Triton, on tegutsenud tänaseni.
Siiski ei kogutud kogu ainet suurtesse TNO-desse. Osa jäätolmust ja kivikestest hakkas aeglasel kiirusel kogunema, kogunedes lahtisteks agregaatideks, mille läbimõõt ulatus gaasi hajumise ajaks ~5 km-ni. Aeglane kasv ja vastastikuste kokkupõrgete madal määr kaitsesid neid agregaate (tulevased komeedituumad) kuumenemise eest ja võimaldasid neil säilitada oma koostises väga lenduvaid aineid.
Järgmise ~25 miljoni aasta jooksul "pööritas" suurte TNO-de gravitatsioon komeedi orbiite ja põhjustas komeedi tuumade kokkupõrke veidi suurema kiirusega. Paljud tuumad põrkasid kokku ja kleepusid kokku, moodustades "kahepoolsed" tuumad nagu 67P/Churyumov-Gerasenko tuum. Ent pärast nende moodustumist jäi enamik komeedituumasid puutumatuks 4,6 miljardiks aastaks – avades seeläbi akna Päikesesüsteemi tekke varaseimasse ajastusse.
Komeet on väike taevakeha, mis koosneb jääst, mis on segatud tolmu ja kivipurudega. Päikesele lähenedes hakkab jää aurustuma, jättes komeedi taha saba, mis mõnikord ulatub miljoneid kilomeetreid. Komeedi saba on valmistatud tolmust ja gaasist.
Komeedi orbiit
Reeglina on enamiku komeetide orbiit ellips. Üsna harva esinevad aga ka ringikujulised ja hüperboolsed trajektoorid, mida mööda jäised kehad avakosmoses liiguvad.
Päikesesüsteemi läbivad komeedid
Paljud komeedid läbivad päikesesüsteemi. Keskendume kuulsamatele kosmoseränduritele.
Komeet Arend-Roland astronoomid avastasid selle esmakordselt 1957. aastal.
Halley komeet möödub meie planeedi lähedalt kord 75,5 aasta jooksul. Nime sai Briti astronoomi Edmund Halley järgi. Esimesed mainimised selle taevakeha kohta on leitud Hiina iidsetest tekstidest. Võib-olla kõige kuulsam komeet tsivilisatsiooni ajaloos.
Komeet Donati avastas 1858. aastal Itaalia astronoom Donati.
Ikeya-Seki komeet Jaapani amatöörastronoomid märkasid seda 1965. aastal. See oli hele.
Komeet Lexel avastas 1770. aastal prantsuse astronoom Charles Messier.
Komeet Morehouse Ameerika teadlased avastasid 1908. aastal. Tähelepanuväärne on see, et selle uuringus kasutati fotograafiat esimest korda. Seda eristas kolme saba olemasolu.
Komeet Hale-Bopp oli 1997. aastal palja silmaga nähtav.
Komeet Hyakutake teadlased täheldasid 1996. aastal Maast lühikese vahemaa tagant.
Komeet Schwassmann-Wachmann Saksa astronoomid märkasid seda esmakordselt 1927. aastal.
"Noortel" komeetidel on sinakas toon. Selle põhjuseks on suure koguse jää olemasolu. Kui komeet tiirleb ümber päikese, sulab jää ja komeet omandab kollaka tooni.
Enamik komeete on pärit Kuiperi vööst, mis on külmunud kehade kogum, mis asub Neptuuni lähedal.
Kui komeedi saba on sinine ja Päikesest eemale pööratud, on see tõend selle kohta, et see koosneb gaasidest. Kui saba on kollakas ja Päikese poole pööratud, siis sisaldab see palju tolmu ja muid lisandeid, mis tähe külge tõmbavad.
Komeetide uurimine
Teadlased saavad teavet komeetide kohta visuaalselt võimsate teleskoopide kaudu. Küll aga on lähiajal (2014. aastal) plaanis ühe komeedi uurimiseks välja saata ESA Rosetta kosmoselaev. Eeldatakse, et seade jääb komeedi lähedusse pikaks ajaks, saates kosmoserändurit tema teekonnal ümber Päikese.
Pange tähele, et NASA käivitas varem kosmoseaparaadi Deep Impact, et põrgata kokku ühe päikesesüsteemi komeediga. Praegu on seade heas korras ja NASA kasutab seda jäiste kosmiliste kehade uurimiseks.
Päikesesüsteemi taevakehade seas pakuvad erilist huvi komeedid. Piklikutel (ellipsikujulistel) orbiitidel ümber Päikese liikudes lähenevad nad Päikesele, seejärel eemalduvad sellest jälle miljardeid kilomeetreid. Newtoni ja Kepleri kunagi avastanud loodusseadused määrasid kummagi jaoks kosmoses kaks punkti, mida tunnustatakse orbitaalfookustena. Päike on alati ühes neist fookustest. Nii liiguvad komeedid, tehes kordamööda oma orbiidi ühe või teise fookuse ümber. Üksikutel komeetidel kulub palju aastaid, et teha üks tiir ümber Päikese. Näiteks Halley komeedi puhul on see periood umbes 75 aastat ja teistel isegi pikem.
Iga kord, kui nad Päikesele lähenevad, ärkavad komeedid ootamatult ellu. Samaaegselt orbiidi kiiruste suurenemisega suureneb proportsionaalselt ka komeedi sabade pikkus. Sel juhul on komeetide sabad alati suunatud Päikesele vastassuunas.
Allpool on foto ühest komeedist, nimega Bennett.
Selle kohta on palju versioone komeedi sabade päritolu, aga kõik need ei anna minu arvates ammendavat vastust. Neist viimastest versioonidest lähtuvalt on komeedisabad komeedi väikseimate osakeste ja ioniseeritud molekulide kaasahaaramine nn päikesetuule poolt (päikesekehad). Me ei saa selle eeldusega nõustuda järgmistel põhjustel.
Esiteks, nagu ülaltoodud fotolt näha, moodustub komeedi saba just seal, kus puudub päikesevalgus ja seetõttu pole laetud päikesekesi. See saba külgneb alati komeedi tuumaga ainult Päikese vastasküljel, see tähendab selle varjutatud osaga. Ja “päikesetuule” puudumisel poleks tohtinud sabagi olla. Kuid kahjuks on see vastupidi - seal on saba.
Teiseks on päikesekehadel oma olemuselt väga suured kiirused (umbes 300 tuhat km sekundis) ja sellest piisaks, et kõik väikseimad osakesed ja ioniseeritud molekulid mõne sekundiga komeedi ümber kanduda. Selle tulemusena jääks komeedist alles vaid tuum. Komeetidega seda aga ei juhtu.
Näiteks olenemata sellest, mitu korda Halley komeet oma apogeelt Päikese poole naaseb, on sellel peaaegu sama kuju, sealhulgas saba pikkus. See tähendab, et mitte “päikesetuul” ei juhi komeetide sabasid, vaid sellel on muud põhjused. Ma peatun sellel üksikasjalikumalt.
Niisiis on “sabaga” või “karvased” taevakehad (komeedid) pälvinud astronoomide tähelepanu juba iidsetest aegadest oma kiire liikumisega tähtede vahel üle taeva. Selle taevakeha saba areneb pidevalt väikesest hägusast udupilvest.
Mis see väike pilv on? Minu meelest on tegu gaasi-tolmu moodustisega, mille sees on väga suure tihedusega südamik, mis hoiab oma isegravitatsiooniga gaasi-tolmu kesta enda ümber. Pilved, nagu kõik tähed, liiguvad galaktikas oma orbiitidel ümber selle keskpunkti. Sageli lähenevad nad Päikesele nii kaugele, et on kergesti tabatavad selle gravitatsioonilise külgetõmbejõuga ja saavad Päikese satelliitideks, nagu kõik Päikesesüsteemi planeedid. Siis tulevad mängu loodusseadused, mille avastas Kepler. Päikese gravitatsiooni poolt kinni püütud pilv hakkab ellipsis ümber Päikese liikuma. Pealegi muutub selle pilve kiirus pidevalt sõltuvalt selle kaugusest Päikesest. Nende maksimaalne väärtus on Päikese lähedal ja minimaalne apogees. Samal ajal tasakaalustab apogees Päikese ja pilve vastastikust gravitatsioonijõudu tsentrifugaaljõud, mille komeet tekitab ümber Päikese tiirledes. Saabub kaaluta olek, kus kogu gaas ja tolm paiknevad ühtlaselt ümber komeedi tuuma. Kui pilv liigub perigee poole, suureneb selle orbiidi kiirus Kepleri teise seaduse kohaselt pidevalt ja seetõttu suureneb ka tsentrifugaaljõud, mis on mitu korda suurem kui gravitatsioonijõud. Liigne tsentrifugaaljõud põhjustab komeedi gaasi-tolmu kesta mõõna nähtusi. Ilmub saba. Sellest hetkest alates muutub taevakeha, mida me nimetame pilveks, komeediks. Liigne tsentrifugaaljõud langeb täielikult kokku saba suunaga ja on võrdeline selle pikkusega. Seetõttu ei teki komeedi saba väikseimate osakeste ja ioniseeritud molekulide kaasahaaramise tagajärjel "päikesetuulega", vaid liigsete tsentrifugaaljõudude mõjul neile ja loodete ilmingutele. komeedi gaasi-tolmu ümbris.
Allpool on toodud komeedi liikumise skeem, mis kajastab saba suunda ja suurust.
Komeet on ainulaadne mitte ainult oma saba, vaid ka selle poolest, et suudab hoida oma tuuma ümber gaasi- ja tolmupilve. Teadupärast on sellised omadused vaid Päikesesüsteemi suurtel planeetidel (Merkuur, Veenus, Maa, Marss, Jupiter, Saturn, Uraan, Neptuun, Pluuto). Kõikidel väikeplaneetidel (asteroididel), sealhulgas Ceresel, mille läbimõõt on umbes 780 km, samuti meteooridel, meteoriitidel ja meie Kuul puuduvad sellised omadused. See tähendab, et komeedil on tugev tuum, mis koosneb suure tihedusega ainest, millel on tugev enesegravitatsioon.
Eelnev oletus, et komeedid koosnesid täielikult väga haruldasest tolmuosakeste massist, on täielikult ümber lükatud. Selle lükkab ümber ka mitu aastat tagasi Päikese lähedal lendava Halley komeedi poole teele saadetud automaatjaamade katse. Leiti, et komeedil on väga suur tuum (läbimõõduga umbes 50 km) ja ka tihe mass. Sellise komeedi kokkupõrge Maaga võib kaasa tuua traagilisi tagajärgi, eriti tihedalt asustatud piirkondades.
Versioon, et komeedid on juba Maale langenud ja nende kukkumistega kaasnes tuline vihm, ei vasta loogikale endale. Kui looduses oli midagi sarnast, siis minu arvates oli see Maa atmosfääri poolt rebitud osakeste kukkumine komeedi sabast. Suurema kiiruse, tiheduse ja massiga komeedi tuum lendas piki oma elliptilist orbiiti kaugemale.
