彗星 -太陽系中的一類小天體

彗星

太陽系中的一類小天體
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彗星(Comet),是進入太陽系內亮度和形狀會隨日距變化而變化的繞日運動的天體,彗星物質蒸發,在冰核周圍形成朦朧的彗發和一條稀薄物質流構成的彗尾。由于太陽風的壓力,彗尾總是指向背離太陽的方向。

2014年2月21日,日本京都產業大學的研究小組發現彗星上有氨的存在。根據最新報道稱:科學家們近日在追蹤"67P/楚留莫夫-格拉希門克"彗星的羅塞塔號飛行器上發現了屬于該彗星的一些化學殘留物。科學家使用探測器對這些化學物質進行分析後,發現其主要成份為氨、甲烷、硫化氫、氰化氫和甲醛。由此,科學家得出結論稱,彗星的氣味聞起來像是臭雞蛋、馬尿、酒精和苦杏仁的氣味綜合。

  • 中文名稱
    彗星-太陽系中的一類小天體
  • 外文名稱
    Comet
  • 分    類
    彗星
  • 軌道傾角
    橢圓、拋物線、雙曲線

基本簡介

彗星是星際間物質,英文是Comet,是由希臘文演變而來的,意思是“尾巴”或“毛發”,也有‘長發星’的含義。而中文的“彗”字,則是“掃帚”的意思。在《天文略論》這本書中寫道:彗星為怪異之星,有首有尾。人們往把戰爭、瘟疫等災難歸罪于彗星的出現,但這是毫無科學根據的。《春秋》記載,公元前613年,“有星孛入于北鬥”,這是世界上公認的首次關于哈雷彗星的確切記錄,比歐洲早630多年。雖然彗星威力巨大,但撞擊地球的可能性是微乎其微的。

彗星彗星

彗星的軌道周期範圍很大,可以從幾年到幾十萬年。短周期彗星來自超越至海王星軌道之外的柯伊伯帶,或是與離散盤有所關聯。長周期彗星被認為起源于太陽系外緣,迄今仍是虛擬的球殼狀的奧爾特雲。長周期彗星可能是受到太陽系外側的大質量行星(木星、土星、天王星、和海王星),或是恆星經過時的引力攝動,而朝向太陽前進。罕見的以雙曲線軌跡進入內太陽系的彗星,是之前被拋入星際空間的,則隻會穿越太陽系一次。來自太陽系外,在銀河系內可能是常見的系外彗星也曾經被檢測到。

彗星和小行星的區別隻是有無彗發或彗尾的存在。然而,熄火彗星已經經過太陽許多次,幾乎失去了它們所有的可揮發的冰和塵埃,因而可能就變得和小的小行星一樣。小行星的起源被認為和彗星不同,是在木星軌道內側,而不是在外太陽系形成的。主帶彗星和活躍的半人馬小行星的發現,已經使得彗星和小行星之間的區別變得模糊不清(參見小行星名詞學)。

截至2011年1月已經有4185顆已知的彗星,其中大約有1,500顆是克魯茲族彗星和大約484顆短周期彗星,而且這個數量還在穩定的增加中。然而,這隻是潛在彗星族群中微不足道的數量:估計在外太陽系的儲藏所內類似的彗星體數量可能達到一兆。盡管絕大多數的彗星都是晦暗不明,但平均大約每年可以看見一顆肉眼彗星,特別明亮或顯著的彗星會被稱為大彗星。

主要結構

彗星沒有固定的體積,它在遠離太陽時,體積很小;接近太陽時,彗發變得越來越大,彗尾變長,體積變得十分巨大。彗尾最長竟可達2億多千米。彗星的質量非常小,彗核的平均密度為每立方釐米1克。彗發和彗尾的物質極為稀薄,其質量隻佔總質量的1%~5%,甚至更小。彗星物質主要由水、氨、甲烷、氮、二氧化碳等組成,而彗核則由凝結成凍的水、二氧化碳(幹冰)、氨和塵埃微粒混雜組成,是個“髒雪球”。

一般彗星是由彗頭和彗尾兩大部分組成。

彗頭又包括彗核和彗發兩部分。後來自1920年探空火箭、人造衛星宇宙飛船對彗星近距離的探測,又發現有的彗星在彗發的外面被一層由氫原子組成的巨雲所包圍,人們稱為“彗雲”或“氫雲”。這樣我們就可以說彗頭實際是由彗核、彗發和彗雲組成的。

彗星基本結構彗星基本結構

彗核是彗星最中心、最本質、最主要的部分。一般認為是固體,由石塊、鐵、塵埃及氨、甲烷、冰塊組成。彗核直徑很小,有幾公裏至十幾公裏,最小的隻有幾百米。

彗發是彗核周圍由氣體和塵埃組成星球狀的霧狀物。半徑可達幾十萬公裏,平均密度小于地球大氣密度的十億億分之一(約1克/立方釐米)。通過光譜和射電觀測發現,彗發中氣體的主要成份是中性分子和原子,其中有氫、羥基、氧、硫、碳、一氧化碳、氨基、氰、納等,還發現有比較復雜的氰化氫(HCN)和甲基氰(CH3CN)等化合物。這些氣體以平均1—3千米/秒的速度從中心向外流出。

彗雲:在彗發外由氫原子組成的雲,人們又稱為氫雲。直徑可達100萬—1000萬公裏,但是有的彗星就沒有彗雲。
  根據彗頭的形狀和組成特點,可分為“無發彗頭”、球莖形彗頭、錨狀彗頭等等。

彗尾是在彗星接近太陽大約3億公裏(2個天文單位)開始出現,逐漸由小變大變長。當彗星過近日點(即彗星走到距太陽最近的一點)後遠離太陽時,彗尾又逐漸變小,直至沒有。彗尾的方向一般總是背著太陽延伸的,當彗星接近太陽時,彗尾是拖在後邊,當彗星離開太陽遠走時,彗尾又成為前導。彗尾的體積很大,但物質卻很稀薄。彗尾的長度、寬度也有很大差別,一般彗尾長在1000萬至1.5億千米之間,有的長得讓人吃驚,可以橫過半個天空,如1842Ⅰ彗星的彗尾長達3.2億千米,可以從太陽伸到火星軌道。一般彗尾寬在6000至8000千米之間,最寬達2400萬千米,最窄隻有2000千米。

根據彗尾的形狀和受太陽斥力的大小,彗尾分為二大類。一類為“離子彗尾”由離子氣體組成,如一氧化碳、氫、二氧化碳、碳、氫基和其他電離的分子。這類彗尾比較直,細而長,因此又稱為“氣體彗尾”或Ⅰ型彗尾。另一類為“塵埃彗尾”,是由微塵組成,呈黃色,是在太陽光子的輻射壓力下推斥微塵而形成。彗尾是彎曲的,彎曲較大,較寬的又稱為Ⅱ型彗尾;彎曲程式最大,又短又寬的又稱為Ⅲ型彗尾。此外還有一種叫“反常彗尾”,彗尾是朝向太陽系方向延伸的扇狀或長釘狀。一般一顆彗有兩條以上的不同類型彗尾。

彗尾介紹

當彗星逐漸接近太陽時,冷凍的表面開始蒸發,形成一個巨大的彗頭或彗發。彗星在環繞太陽時,太陽風迫使氣體和被蒸汽吹走的塵埃粒子形成兩條彗尾。太陽風的平均速度是每秒300—500千米,對彗星造成一強大的推斥力,因而造成了彗尾的高加速度。太陽輻射太陽風就是促成彗尾形成的兩股原動力,故此彗尾要接近太陽時才出現且太陽愈壯觀,但卻永遠背向太陽。塵埃彗尾隨著彗星軌道略呈彎曲,為黃色,它是由太陽輻射的斥力產生的;氣體彗尾是筆直的,呈藍色,它是被太陽風的荷電粒子往後推出的,可長達1億公裏或更長。當彗星遠離太陽而去時,彗尾又開始縮短。彗星通過火星時,它的彗尾便開始逐漸形成。接近太陽時,彗星所產生的氣體最多,彗尾也最長。

彗尾產生

彗尾被認為是由氣體和塵埃組成;4個聯合的效應將它從彗星上吹出:

(1)當氣體和伴生的塵埃從彗核上蒸發時所得到的初始動量

(2)陽光的輻射壓將塵埃推離太陽。

(3)太陽風將帶電粒子吹離太陽。

(4)朝向太陽的萬有引力吸力。

這些效應的相互作用使每個彗尾看上去都不一樣。當然,物質蒸發到彗發和彗尾中去,消耗了彗核的物質。有時以爆發的方式出現,比拉彗星就是那樣;1846年它通過太陽時破裂成兩個,1852年那次通過以後就全部消失。

彗尾起源

除了一些周期性的彗星外,不斷有開放式或封閉式軌道的新彗星造訪內太陽系。新彗星來自何處?這個問題就要從太陽系的形成談起了。

太陽系的起源

太陽系的前身,是氣體與塵埃所組成的一大團雲氣,在46億年前,

這團雲氣或許受到超新星爆炸震波的壓縮,開始緩慢旋轉與陷縮成盤狀,圓盤的中心是年輕的太陽。盤面的雲氣顆粒相互碰撞,有相當比率的物質凝結成為行星與它們的衛星,另有部份殘存的雲氣物質凝結成彗星。
  當太陽系還很年輕時,彗星可能隨處可見,這些彗星常與初形成的行星相撞,對年輕行星的成長與演化,有很深遠的影響。地球上大量的水,可能是與年輕地球相撞的許多彗星之遺產,而這些水,後來更孕育了地球上各式各樣的生命。
  太陽系形成後的四十多億年中,靠近太陽系中心區域的彗星,或與太陽、行星和衛星相撞,或受太陽輻射的蒸發,己消失迨盡,我們現在所見的彗星應來自太陽系的邊緣。如假設殘存在太陽系外圍的彗星物質,歷經數十億年未變,則研究這些彗星,有助于了解太陽系的原始化學組成與狀態。

彗星

彗星起源

彗星的起源是個未解之謎。有人提出,在太陽系外圍有一個特大彗星區,那裏約有1000億顆彗星,叫奧爾特雲,由于受到其它恆星引力的影響,一部分彗星進入太陽系內部,又由于木星的影響,一部分彗星逃出太陽系,另一些被“捕獲”成為短周期彗星;也有人認為彗星是在木星或其它行星附近形成的;還有人認為彗星是在太陽系的邊遠地區形成的;甚至有人認為彗星是太陽系外的來客。因為周期彗星一直在瓦解著,必然有某種產生新彗星以代替老彗星的方式。可能發生的一種方式是在離太陽105天文單位的半徑上儲藏有幾十億顆以各種可能方向繞太陽作軌道運動的彗星群。這個概念得到觀測的支持,觀測到非周期彗星以隨機的方向沿著非常長的橢圓形軌道接近太陽。隨著時間的推移,由于過路的恆星給予的輕微引力,可以擾亂遙遠彗星的軌道,直至它的近日點的距離變成小于幾個天文單位。當彗星隨後進入太陽系時,太陽系內的各行星的萬有引力的吸力能把這個非周期彗星轉變成新的周期彗星(它瓦解前將存在幾千年)。另一方面,這些力可將它完全從彗星雲裏拋出。如果這說法正確,過去幾個世紀以來一千顆左右的彗星記錄隻不過是巨大彗星雲中很少一部分樣本,這種雲迄今尚未直接觀察到。與個別恆星相聯系的這種彗星雲可能遍及我們所處的銀河系內。迄今還沒有找到一種方法來探測可能與太陽結成一套的大量彗星,更不用說那些與其他恆星結成一套的彗星雲了。彗星雲的總質量還不清楚,不隻是彗星總數很難確定,即使單個彗星的質量也很不確定。估計彗星雲的質量在10-13至10-3地球質量之間。

現在廣為天文學家所接受的理論認為,太陽系大家族包括八大行星與外圍的柯伊伯帶與歐特雲。長周期彗星可能來至歐特雲(Oort cloud)而短周期彗星可能來自柯伊伯帶(Kuiper Belt;凱伯帶)。

歐特雲理論(Oort cloud theory):在1950年,荷蘭的天文學家Jan Oort提出在距離太陽30,000 AU到一光年之間的球殼狀地帶,有數以萬億計的彗星存在,這些彗星是太陽系形成時的殘留物。有些歐特彗星偶爾受到"路過"的星體的影響,或彼此間的碰撞,離開了原來的軌道。大多數的離軌彗星,從未進入用大型望遠鏡可偵測的距離。隻有少數彗星,以各式各樣的軌道進入內太陽系。不過到目前為止,歐特雲理論僅是假設,尚無直接的觀測證據。

彗星

柯伊伯帶(Kuiper Belt):歐特雲理論可以合理的解釋,長周期彗星的來源和這些彗星與黃道面夾角的隨意性。但短周彗星的軌道在太陽系行星的軌道面上,歐特雲理論無法合理解答短周期彗星的起源。
  1951年,美國天文學家Gerard Kuiper提議在距離太陽30到100 AU之間有一柯伊伯帶(或稱為凱伯帶) ,帶上有許多繞行太陽的冰體,這些冰體的軌道面與行星相似,偶而有些柯伊伯帶物體受到外行星的重力擾動與牽引,而向太陽的方向運行,在越過海王星的軌道時,更進一步受海王星重力的影響,而進入內太陽系成為短周期彗星。
  天文學家David Jewitt與Jane Luu自1988年起,以能偵測極昏暗物體的高靈敏度電子攝影機,尋找柯伊伯帶物體。他們在1992年找到第一個這類物體(1992 QB1),1992 QB1距太陽的平均距離為43AU,而公轉的周期為291年。柯伊伯帶天體又常被稱為是海王星外天體(List Of Transneptunian Objects)。自1992年至2002年10月為止,陸續又發現了600多個柯伊伯帶天體(最新的列表可參見MPC的List Of Transneptunian Objects)。在現階段,天文學家認為冥王星、冥衛一和海衛一,可能都是進入太陽系內部的柯伊伯帶天體,而最近發現的瓜奧瓦(Quaoar),其大小約有冥王星的一半。

軌道特徵

彗星的軌道有橢圓、拋物線雙曲線三種。

橢圓軌道的彗星又叫周期彗星,另兩種軌道的又叫非周期彗星。周期彗星又分為短周期彗星和長周期彗星。一般彗星由彗頭和彗尾組成。彗頭包括彗核和彗發兩部分,有的還有彗雲。並不是所有的彗星都有彗核、彗發、彗尾等結構。我國古代對于彗星的形態已很有研究,在長沙馬王堆西漢古墓出土的帛書上就畫有29幅彗星圖。在晉書“天文志”上清楚地說明彗星不會發光,系因反射太陽光而為我們所見,且彗尾的方向背向太陽。彗星的體形龐大,但其質量卻小得可憐,就連大彗星的質量也不到地球的萬分之一。由于彗星是由冰凍著的各種雜質、塵埃組成的,在遠離太陽時,它隻是個雲霧狀的小斑點;而在靠近太陽時,因凝固體的蒸發、氣化、膨脹、噴發,它就產生了彗尾。彗尾體積極大,可長達上億千米。它形狀各異,有的還不止一條,一般總向背離太陽的方向延伸,且越靠近太陽彗尾就越長。宇宙中彗星的數量極大,但目前觀測到的僅約有1600顆。彗星的軌道與行星的軌道很不相同,它是極扁的橢圓,有些甚至是拋物線或雙曲線軌道。軌道為橢圓的彗星能定期回到太陽身邊,稱為周期彗星;軌道為拋物線或雙曲線的彗星,終生隻能接近太陽一次,而一旦離去,就會永不復返,稱為非周期彗星,這類彗星或許原本就不是太陽系成員,它們隻是來自太陽系之外的過客,無意中闖進了太陽系,而後又義無反顧地回到茫茫的宇宙深處。周期彗星又分為短周期(繞太陽公轉周期短于200年)和長周期(繞太陽公轉周期超過200年)彗星。

目前,已經計算出600多顆彗星的軌道。彗星的軌道可能會受到行星的影響,產生變化。當彗星受行星影響而加速時,它的軌道將變扁,甚至成為拋物線或雙曲線,從而使這顆彗星脫離太陽系;當彗星減速時,軌道的偏心率將變小,從而使長周期彗星變為短周期彗星,甚至從非周期彗星變成了周期彗星以致被“捕獲”。

彗尾性質

彗星的性質還不能確切知道,因為它藏在彗發內,不能直接觀察到,但我們可由彗星的光譜猜測它的一些性質。通常,這些譜線表明存在有OH、NH和NH2基團的氣體,這很容易解釋為最普通的元素C、N和O的穩定氫化合物,即CH4,NH3和H2O分解的結果,這些化合物凍結的冰可能是彗核的主要成分。科學家相信各種冰和矽酸鹽粒子以松散的結構散布在彗核中,有些象髒雪球那樣,具有約為0.1克/立方釐米的密度。當冰受熱蒸發時它們遺留下松散的岩石物質,所含單個粒子其大小從104釐米到大約105釐米之間。當地球穿過彗星的軌道時,我們將觀察到的這些粒子看作是流星。有理由相信彗星可能是聚集形成了太陽和行星的星雲中物質的一部分。因此,人們很想設法獲得一塊彗星物質的樣本來作分析以便對太陽系的起源知道得更多。這一計畫理論上可以作到,如設法與周期彗星在空間做一次會合。目前這樣的計畫正在研究中。

彗星

觀測彗星

除了離太陽很遠時以外,彗星的長長的明亮稀疏的彗尾,在過去給人們這樣的印象,即認為彗星很靠近地球,甚至就在我們的大氣範圍之內。1577年第谷指出當從地球上不同地點觀察時,彗星並沒有顯出方位不同:因此他正確地得出它們必定很遠的結論。彗星屬于太陽系小天體。每當彗星接近太陽時,它的亮度迅速地增強。對離太陽相當遠的彗星的觀察表明它們沿著被高度拉長的橢圓運動,而且太陽是在這橢圓的一個焦點上,與開普勒第一定律一致。彗星大部分的時間運行在離太陽很遠的地方,在那裏它們是看不見的。隻有當它們接近太陽時才能見到。大約有40顆彗星公轉周期相當短(小于100年),因此它們作為同一顆天體會相繼出現。

歷史上第一個被觀測到相繼出現的同一天體是哈雷彗星,牛頓的朋友和捐助人哈雷(1656一1742年)在1705年認識到它是周期性的。它的周期平均為76.1年。歷史記錄表明自從公元前240年也可能自公元前466年來,它每次通過太陽時都被觀測到了。離太陽很遠時彗星的亮度很低,而且它的光譜單純是反射陽光的光譜。當彗星進入離太陽8個天文單位以內時,它的亮度開始迅速成長並且光譜急劇地變化。科學家看到若幹屬于已知分子的明亮譜線。發生這種變化是因為組成彗星的固體物質(彗核)突然變熱到足以蒸發並以叫做彗發的氣體雲包圍彗核。太陽的紫外光引起這種氣體發光。彗發的直徑通常約為105千米,但彗尾常常很長,達108千米或1天文單位。

科學家估計一般接近太陽距離隻有幾個天文單位的彗星將在幾千年內瓦解。公元1066年,諾曼人入侵英國前夕,正逢哈雷彗星回歸。當時,人們懷有復雜的心情,註視著夜空中這顆拖著長尾  來,諾曼人征服了英國,諾曼統帥的妻子把當時哈雷彗星回歸的景象綉在一塊掛毯上以示紀念。中國民間把彗星貶稱為“掃帚星”、“災星”。像這種把彗星的出現和人間的戰爭、飢荒、洪水、瘟疫等災難聯系在一起的事情,在中外歷史上有很多。彗星是在扁長軌道(極少數在近圓軌道)上繞太陽運行的一種質量較小的雲霧狀小天體。

哈雷彗星

除了離太陽很遠時以外,彗星的長長的明亮稀疏的彗尾,在過去給人們這樣的印象,即認為彗星很靠近地球,甚至就在我們的大氣範圍之內。1577年第谷指出當從地球上不同地點觀察時,彗星並沒有顯出方位不同:因此他正確地得出它們必定很遠的結論。彗星屬于太陽系小天體。每當彗星接近太陽時,它的亮度迅速地增強。對離太陽相當遠的彗星的觀察表明它們沿著被高度拉長的橢圓運動,而且太陽是在這橢圓的一個焦點上,與開普勒第一定律一致。彗星大部分的時間運行在離太陽很遠的地方,在那裏它們是看不見的。隻有當它們接近太陽時才能見到。大約有40顆彗星公轉周期相當短(小于100年),因此它們作為同一顆天體會相繼出現。

歷史上第一個被觀測到相繼出現的同一天體是哈雷彗星,牛頓的朋友和捐助人哈雷(1656一1742年)在1705年認識到它是周期性的。它的周期是76年。歷史記錄表明自從公元前240年也可能自公元前466年來,它每次通過太陽時都被觀測到了。它最近一次是在1986年通過的。離太陽很遠時彗星的亮度很低,而且它的光譜單純是反射陽光的光譜。當彗星進入離太陽8個天文單位以內時,它的亮度開始迅速成長並且光譜急劇地變化。科學家看到若幹屬于已知分子的明亮譜線。發生這種變化是因為組成彗星的固體物質(彗核)突然變熱到足以蒸發並以叫做彗發的氣體雲包圍彗核。太陽的紫外光引起這種氣體發光。彗發的直徑通常約為105千米,但彗尾常常很長,達108千米或1天文單位。

科學家估計一般接近太陽距離隻有幾個天文單位的彗星將在幾千年內瓦解。公元1066年,諾曼人入侵英國前夕,正逢哈雷彗星回歸。當時,人們懷有復雜的心情,註視著夜空中這顆拖著長尾巴的古怪天體,認為是上帝給予的一種戰爭警告和預示。後來,諾曼人征服了英國,諾曼統帥的妻子把當時哈雷彗星回歸的景象綉在一塊掛毯上以示紀念。中國民間把彗星貶稱為“掃帚星”、“災星”。像這種把彗星的出現和人間的戰爭、飢荒、洪水、瘟疫等災難聯系在一起的事情,在中外歷史上有很多。彗星是在扁長軌道(極少數在近圓軌道)上繞太陽運行的一種質量較小的雲霧狀小天體。

彗星的亮度估計

彗星需要測光的有三個部分:核、彗頭和彗尾。由于彗尾稀薄、反差小,呈纖維狀,對它測光是十分困難的,因此彗尾測光不作為常規觀測項目。通常所謂彗星測光是測量彗星頭部(即總星等M1)和核(即核星等M2)的亮度。彗核常常是看不到的,或者彗頭中心部分凝結度很高,彗核分辨不清等等原因,彗核的測光相對來說要困難些。另外,我們所指的彗星測光不僅是測量它的光度,記錄測量時刻,而且要密切監視彗星亮度變化,記下突變時刻,所有這些資料對核性質的分析是十分有用的。
  估計彗星亮度的幾種方法:
  1.博勃羅尼科夫方法(B法)
  使用這個方法時,觀測者先要選擇幾個鄰近彗星的比較星(有一些比彗星亮,有些比彗裏暗)。然後按下面步驟:
  (A)調節望遠鏡的焦距,使恆星和彗星有類似的視大小(即恆星不在望遠鏡的焦平面上,成焦外像,稱散焦)。
  (B)來回調節焦距,在一對較亮和較暗恆星之間內插彗星星等(內插方法見莫裏斯方法)。
  (C)在幾對比較星之間,重復第二步。
  (D)取第二和第三步測量的平均值,記錄到0.1星等。
  2.西奇威克方法(S法)
  當彗星太暗,用散焦方法不能解決問題時,可使用此法。
  (A)熟記在焦平面上彗發的“平均”亮度(需要經常實踐,這個“平均”亮度可能對不同觀測者是不完全一樣的)。
  (B)對一個比較星進行散焦,使其視大小同于對焦的彗星。
  (C)比較散焦恆星的表面亮度和記住的對焦的彗發的平均亮度。
  (D)重復第二和第三步,一直到一顆相配的比較星找到,或對彗發講,一種合理的內插能進行。
  3.莫裏斯方法(M法)這個方法主要是把適中的散焦彗量直徑同一個散焦的恆星相比較。它是前面兩種方法的綜合。
  (A)散焦彗星頭部,使其近似有均勻的表面亮度。
  (B)記住第一步得到的彗星星像。
  (C)把彗星星像大小同在焦距外的比較星進行比較,這些比較星比起彗星更為散焦。
  (D)比較散焦恆星和記住的彗星星像表面亮度,估計彗星星等。
  (E)重復第一步至第四步,直到能估計出一個近似到0.1星等的彗星亮度。
  另外,還有拜爾(Bayer)方法,由于利用這個方法很困難,以及此法對天空背景亮度非常靈敏,目前一般不使用它來估計彗星的亮度了。
  當一個彗星的目視星等是在兩比較星之間時,可用如下的內插方法。估計彗星亮度同較亮恆星亮度之差數,以兩比較量的星等差的1/10級差來表示。用比較星星等之差乘上這個差數,再把這個乘積加上較亮星的星等,四舍五人,就可得到彗星的目視星等。例如,比較星A和B的星等分別是7.5和8.2,其星等差8.2-7.5=0.7。若彗星亮度在A和B之間,差數約為6X1/10,于是估計的彗星星等為:0.6X0.7+7.5=0.42+7.5=7.92,約等于7.9。
  套用上面三種方法估計彗星星等時,應參考標註大量恆星星等的星圖,如AAVSO星圖(美國變星觀測者協會專用星圖)。該星圖的標註極限為9.5等,作為彗星亮度的比較星圖是合適的。,那些明顯是紅色的恆星,不用作比較星。使用該星圖時,應註意到星等數值是不帶小數位的,如88,就是 8.8等。另外,星等數值分為劃線和不劃線兩種,劃線的表示光電星等。如33,表示光電星等3.3等,在記錄報告上應說明。
  另外,SAO星表或其它有準確亮度標識的電子星圖中的恆星也可作為估計彗星亮度的依據。細心的觀測者,還可以進行“核星等”的估計。使用一架15釐米或口徑再大一些的望遠鏡,要具有較高放大率。進行觀測時,觀測者的視力要十分穩定,而且在高倍放大情況下,核仍要保持恆星狀才行。把彗核同在焦點上的比較星進行比較,比較星圖還是用上述星圖。利用幾個比較星,估計的星等精確度可達到0.1等。彗星的核星等對研究彗核的自轉、彗核的大小等有一定的參考價值。

彗星

命名規則

在1995年前,彗星是依照每年的發現先後順序以英文小楷排列。如1994年發現第一顆彗星就是1994a,按此類推,經過一段時間觀測,確定該彗星的軌道並修正後,就以該彗星過近日點的先後次序,以羅馬數位Ⅰ、Ⅱ等排在年之後(這編號通常是該年結束後二年才能編好)。如舒梅克?利維九號彗星的編號為1993e和1994Ⅹ。
  除了編號外,彗星通常都是以發現者姓氏來命名。一顆彗星最多隻能冠以三個發現者的名字,舒梅克·利維九號彗星的英文名稱為Shoemaker-Levy 9。
  由1995年起,國際天文聯合會參考小行星的命名法則,採用以半個月為單位,按英文字母順序排列的新彗星編號法。以英文全部字母去掉I和Z不用將剩下的24個字母的順序,如1月份上半月為A、1月份下半月為B、按此類推至12月下半月為Y。
  其後再以1、2、3..等數位序號編排同一個半月內所發現的彗星。此外為方便識別彗星的狀況,于編號前加上標記:
  A/ 可能為小行星
  P/ 確認回歸1次以上的短周期彗星,P前面再加上周期彗星總表編號(如哈雷彗星為1P/1982 U1或簡稱1P亦可)
  C/ 長周期彗星(200年周期以上,如海爾·波普彗星為C/1995 O1)
  X/ 尚未算出軌道根數的彗星
  D/ 不再回歸或可能已消失了的彗星(如舒梅克?利維九號彗星為D/ 1993 F2)
  附 S/ 新發現的行星之衛星
  如果彗星破碎,分裂成個以上的彗核,則在編號後加上-A、-B..以區分每個彗核。回歸彗星方面,如彗星再次被觀測到回歸時,則在P/(或可能是D/)前加上一個由IAU小行星中心給定的序號,以避免該彗星回歸時重新標記。例如哈雷彗星有以下標記:1P/1682 Q1=1P/1910 A2=1P/1982 U1=1P/Halley=哈雷彗星。

彗星

彗星死亡

從太陽系排出

如果一顆彗星有足夠快的速度運行,那麽它可以離開太陽系;這就是雙曲線情況的彗星。到目前為止,已知會彈出太陽系的彗星都是曾和太陽系的其它天體,像是木星,發生過互動作用(參見攝動)。所有已知的彗星都起源于太陽系內,而不是以高速度的雙曲線軌道進入太陽系。

從1995年開始,哈柏太空望遠鏡就觀測到彗星73P/Schwassmann–Wachmann拋出了一些物質:73P/Schwassmann–Wachmann-B。這段動畫涵蓋了三天的時間。

耗盡揮發物質

木星族彗星(JFC)和長周期彗星 (LPC,參見前述的"軌道特徵")似乎遵循非常不同的衰退法則。木星族彗星的活動大約是10,000年,或是1,000次的公轉,而長周期彗星消失得更快。隻有10%的長周期彗星能夠通過短距離的近日點50次依然存活著,而隻有1%能超過2,000次。最終,大部分彗星的揮發性材料都會蒸發掉,使得彗星成為小而黑的惰性岩石,或是類似于小行星的廢墟。

瓦解 (分裂)

彗星也會碎裂成為碎片,例如:比拉彗星(3D/Biela)于1846年發生分裂,1872年彗核完全分開,結果在1872、1885、1892年都引起非常壯觀的流星暴,每小時流星數達3000∼15000顆左右。73P/Schwassmann–Wachmann從1995年也開始發生這樣的現象。

這些分裂可能是太陽或大行星引力導致的潮汐力造成的,或是由于揮發性物質的"爆炸",還是其他尚未完全明了的原因。

失蹤

許多在數十年前或前個世紀發現的彗星現在已經成為失蹤者了。它們或因為軌道不明確而難以預測未來的出現,或是已經瓦解了。然而,偶爾會發現一顆"新"彗星,但它們的軌道計算顯示,這是舊有的"失蹤"彗星。一個例子是11P/Tempel–Swift–LINEAR,在1869年發現,但在1908年受到木星的攝動就失蹤了,直到2001年才意外的被LIEAR再度發現。

碰撞

在木星南半球上的棕色斑點是舒梅克·利維九號彗星撞擊殘留的痕跡。

有些彗星有著更壯觀的結束 - 要麽落入太陽,或是粉碎後進入另一顆行星或天體。在太陽系的早期,彗星和行星或衛星之間的碰撞是很常見的:例如,地球的衛星表面有許多的撞擊坑,有些可能就是彗星造成的。最近一次彗星與行星的撞擊發生在1994年7月,粉碎了的舒梅克·利維九號彗星與木星相撞。

在早期的階段,有許多彗星和小行星因相撞而進入地球。許多科學家認為彗星的轟擊為年輕的地球(40億年前)帶來了大量的水,形成了目前鋪滿地球的海洋,即使不是全部也是很大的一部分。但也有其它的研究人員對這個理論產生質疑。在彗星上檢測到一些有機分子,使得有人推論彗星或隕石可能為地球帶來了生命的前身 - 甚至就是生物本身。依然有許多彗星是近地彗星,但是地球與小行星撞擊的機率還是高于彗星。

人們懷疑彗星的撞擊,在長時間的尺度上,也能運送大量的水給地球的衛星,所以可能有一些月球冰會留存下來。

彗星和隕石的撞擊被認為是玻璃隕石和澳洲玻璃隕體的成因。

相關區別

流星和彗星沒有必然聯系,但大都是彗星尾跡產生的。流星是行星際空間的塵粒和固體塊(流星體)闖入地球大氣圈同大氣摩擦燃燒產生的光跡。若它們在大氣中未燃燒盡,落到地面後就稱為“隕星”或“隕石”。流星體原是圍繞太陽運動的,在經過地球附近時,受地球引力的作用,改變軌道,從而進入地球大氣圈。許多流星從星空中某一點(輻射點)向外輻射散開,這就是流星雨
隕石是太陽系中較大的流星體闖入地球大氣後未完全燃燒盡的剩餘部分,它給我們帶來豐富的太陽系天體形成演化的信息,是受人歡迎的不速之客。每天都約有數十億、上百億流星體進入地球大氣,它們總質量可達20噸。
  隕石:地球會經常遭遇外來小天體。這些小天體進入地球大氣層後會和地球大氣劇烈摩擦並燃燒。這就是流星。如果流星還沒有燃燒完就落到了地面上,那就是隕石。隕石按照其主要化學成分分為石隕石鐵隕石和石鐵隕石三種。
  它們的半徑和質量彼此相差很大,不能一概而論。如果撞擊地球的小天體直徑在10公裏以上,那麽其造成的破壞將和當年恐龍那次一樣。

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彗星與生命

彗星是一種很特殊的星體,與生命的起源可能有著重要的聯系。彗星中含有很多氣體和揮發成分。根據光譜分析,主要是C2、CN、C3、另外還有OH、NH、NH2、CH、Na、C、O等原子和原子團。這說明彗星中富含有機分子。許多科學家註意到了這個現象:也許,生命起源于彗星!1990年,NASA的Kevin. J. Zahule和Daid Grinspoon對白堊紀——第三紀界線附近地層的有機塵埃作了這樣的解釋:一顆或幾顆彗星掠過地球,留下的氨基酸形成了這種有機塵埃;並由此指出,在地球形成早期,彗星也能以這種方式將有機物質像下小雨一樣灑落在地球上——這就是地球上的生命之源。不過,有生成就有結束。倒酶的我們如果遇到顆夠大的彗星,我們可能有與恐龍一樣的命運。

永久編號周期彗星

在給予周期彗星一個永久編號之前,該彗星被發現後需要再通過一次近日點,或得到曾經通過的證明,方能得到編號。例如編號“153P”的池谷·張彗星,其公轉周期為360多年,因證明與1661年出現的彗星為同一顆,因而獲得編號。其他未有編號的周期彗星請參閱網站。

彗星通常是以發現者來命名,但有少數則以其軌道計算者來命名,例如編號為“1P”的哈雷彗星,“2P”的恩克彗星和“27P”的克倫梅林彗星。同時彗星的軌道及公轉周期會因受到木星等大型天體影響而改變,它們也有因某種原因而消失,無法再被人們找到,包括在空中解體碎裂、行星引力、物質通過彗尾耗盡等。

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