彗星是如何形成的
彗星是如何形成的
彗星，是進(jìn)入太陽系內(nèi)亮度和形狀會隨日距變化而變化的繞日運(yùn)動的天體，呈云霧狀的獨(dú)特外貌。彗星分為彗核、彗發(fā)、彗尾三部分。下面由學(xué)習(xí)啦小編為你詳細(xì)介紹彗星的相關(guān)知識。
彗星是如何形成的：
彗尾被認(rèn)為是由氣體和塵埃組成;4個聯(lián)合的效應(yīng)將它從彗星上吹出：
(1)當(dāng)氣體和伴生的塵埃從彗核上蒸發(fā)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(fēng)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(yīng)的相互作用使每個彗尾看上去都不一樣。當(dāng)然，物質(zhì)蒸發(fā)到彗發(fā)和彗尾中去，消耗了彗核的物質(zhì)。有時以爆發(fā)的方式出現(xiàn)，比拉彗星就是那樣;1846年它通過太陽時破裂成兩個，1852年那次通過以后就全部消失。
(彗尾往往不止一條)
彗星的起源：
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(nèi)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(tuán)云氣，在46億年前，這團(tuán)云氣或許受到超新星爆炸震波的壓縮，開始緩慢旋轉(zhuǎn)與陷縮成盤狀，圓盤的中心是年輕的太陽。盤面的云氣顆粒相互碰撞，有相當(dāng)比率的物質(zhì)凝結(jié)成為行星與它們的衛(wèi)星，另有部份殘存的云氣物質(zhì)凝結(jié)成彗星。
當(dāng)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(yuǎn)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(chǎn)，而這些水，后來更孕育了地球上各式各樣的生命。
太陽系形成后的四十多億年中，靠近太陽系中心區(qū)域的彗星，或與太陽、行星和衛(wèi)星相撞，或受太陽輻射的蒸發(fā)，己消失迨盡，我們所見的彗星應(yīng)來自太陽系的邊緣。如假設(shè)殘存在太陽系外圍的彗星物質(zhì)，歷經(jīng)數(shù)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(xué)組成與狀態(tài)。
彗星的起源
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(qū)，那里約有1000億顆彗星，叫奧爾特云，由于受到其它恒星引力的影響，一部分彗星進(jìn)入太陽系內(nèi)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(rèn)為彗星是在木星或其它行星附近形成的;還有人認(rèn)為彗星是在太陽系的邊遠(yuǎn)地區(qū)形成的;甚至有人認(rèn)為彗星是太陽系外的來客。
因?yàn)橹芷阱缧且恢痹谕呓庵?，必然有某種產(chǎn)生新彗星以代替老彗星的方式?？赡馨l(fā)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(yùn)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(jī)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，由于過路的恒星給予的輕微引力，可以擾亂遙遠(yuǎn)彗星的軌道，直至它的近日點(diǎn)的距離變成小于幾個天文單位。當(dāng)彗星隨后進(jìn)入太陽系時，太陽系內(nèi)的各行星的萬有引力的吸力能把這個非周期彗星轉(zhuǎn)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云里拋出。如果這說法正確，過去幾個世紀(jì)以來一千顆左右的彗星記錄只不過是巨大彗星云中很少一部分樣本，這種云迄今尚未直接觀察到。
與個別恒星相聯(lián)系的這種彗星云可能遍及我們所處的銀河系內(nèi)。迄今還沒有找到一種方法來探測可能與太陽結(jié)成一套的大量彗星，更不用說那些與其他恒星結(jié)成一套的彗星云了。彗星云的總質(zhì)量還不清楚，不只是彗星總數(shù)很難確定，即使單個彗星的質(zhì)量也很不確定。估計(jì)彗星云的質(zhì)量在10⁻¹³至10⁻³地球質(zhì)量之間。
彗星的故鄉(xiāng)
歐特云。長周期彗星可能來至歐特云(Oort cloud)而短周期彗星可能來自柯伊伯帶(Kuiper Belt;凱伯帶)。
歐特云理論(Oort cloud theory)：在1950年，荷蘭的天文學(xué)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(shù)以萬億計(jì)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(shù)的離軌彗星，從未進(jìn)入用大型望遠(yuǎn)鏡可偵測的距離。只有少數(shù)彗星，以各式各樣的軌道進(jìn)入內(nèi)太陽系。不過到目前為止，歐特云理論僅是假設(shè)，尚無直接的觀測證據(jù)。
柯伊伯帶(Kuiper Belt)：歐特云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，歐特云理論無法合理解答短周期彗星的起源。
1951年，美國天文學(xué)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，偶爾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(yùn)行，在越過海王星的軌道時，更進(jìn)一步受海王星重力的影響，而進(jìn)入內(nèi)太陽系成為短周期彗星。
天文學(xué)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(jī)，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(zhuǎn)的周期為291年?？乱敛畮祗w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(xù)又發(fā)現(xiàn)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(xiàn)階段，天文學(xué)家認(rèn)為冥王星、冥衛(wèi)一和海衛(wèi)一，可能都是進(jìn)入太陽系內(nèi)部的柯伊伯帶天體，而發(fā)現(xiàn)的瓜奧瓦(Quaoar)，其大小約有冥王星的一半。
彗星的觀測方法：
彗星的目視觀測是青少年業(yè)余愛好者的主要觀測項(xiàng)目，其方法筒單易做，經(jīng)費(fèi)少，大多數(shù)的業(yè)余觀測者都能進(jìn)行，而且也為部分專業(yè)觀測者所運(yùn)用。盡管照相觀測已較普遍，但由于歷史上保留有大量多顆彗星目視觀測資料，因此，目視觀測資料可同以前的聯(lián)系起來，保持目視觀測的連續(xù)性，并能很直觀地反映彗星所在的狀態(tài)，這對研究彗星演化有重要意義，一直受到國際彗星界的重視。
目視觀測有彗星的亮度估計(jì)、彗發(fā)的大小和強(qiáng)度測定，以及彗尾的研究和描繪等幾方面的內(nèi)容。
彗星的亮度估計(jì)
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(guī)觀測項(xiàng)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(jié)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(jiān)視彗星亮度變化，記下突變時刻，所有這些資料對核性質(zhì)的分析是十分有用的。
估計(jì)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，有些比彗里暗)。然后按下面步驟：
(A)調(diào)節(jié)望遠(yuǎn)鏡的焦距，使恒星和彗星有類似的視大小(即恒星不在望遠(yuǎn)鏡的焦平面上，成焦外像，稱散焦)。
(B)來回調(diào)節(jié)焦距，在一對較亮和較暗恒星之間內(nèi)插彗星星等(內(nèi)插方法見莫里斯方法)。
(C)在幾對比較星之間，重復(fù)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(dāng)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(fā)的“平均”亮度(需要經(jīng)常實(shí)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(jìn)行散焦，使其視大小同于對焦的彗星。
(C)比較散焦恒星的表面亮度和記住的對焦的彗發(fā)的平均亮度。
(D)重復(fù)第二和第三步，一直到一顆相配的比較星找到，或?qū)﹀绨l(fā)講，一種合理的內(nèi)插能進(jìn)行。
3.莫里斯方法(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恒星相比較。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(jìn)行比較，這些比較星比起彗星更為散焦。
(D)比較散焦恒星和記住的彗星星像表面亮度，估計(jì)彗星星等。
(E)重復(fù)第一步至第四步，直到能估計(jì)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，一般不使用它來估計(jì)彗星的亮度了。
當(dāng)一個彗星的目視星等是在兩比較星之間時，可用如下的內(nèi)插方法。估計(jì)彗星亮度同較亮恒星亮度之差數(shù)，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(shù)，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(shù)約為6X1/10，于是估計(jì)的彗星星等為：0.6X0.7+7.5=0.42+7.5=7.92，約等于7.9。
應(yīng)用上面三種方法估計(jì)彗星星等時，應(yīng)參考標(biāo)注大量恒星星等的星圖，如AAVSO星圖(美國變星觀測者協(xié)會專用星圖)。該星圖的標(biāo)注極限為9.5等，作為彗星亮度的比較星圖是合適的。，那些明顯是紅色的恒星，不用作比較星。使用該星圖時，應(yīng)注意到星等數(shù)值是不帶小數(shù)位的，如88，就是 8.8等。另外，星等數(shù)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(bào)告上應(yīng)說明。
另外，SAO星表或其它有準(zhǔn)確亮度標(biāo)識的電子星圖中的恒星也可作為估計(jì)彗星亮度的依據(jù)。細(xì)心的觀測者，還可以進(jìn)行“核星等”的估計(jì)。使用一架15厘米或口徑再大一些的望遠(yuǎn)鏡，要具有較高放大率。進(jìn)行觀測時，觀測者的視力要十分穩(wěn)定，而且在高倍放大情況下，核仍要保持恒星狀才行。把彗核同在焦點(diǎn)上的比較星進(jìn)行比較，比較星圖還是用上述星圖。利用幾個比較星，估計(jì)的星等精確度可達(dá)到0.1等。彗星的核星等對研究彗核的自轉(zhuǎn)、彗核的大小等有一定的參考價值。