苏梅克-列维九号彗星

苏梅克-列维九号彗星(Shoemaker-Levy 9, SL9, D/1993 F2)是一颗于1994年与木星撞击的彗星,也是人们能首次直接观测太阳系的天体撞击事件。它引起了全球不少主流媒体的关注,也吸引了全世界的天文学家观测。

  

  苏梅克-列维9号彗星(Shoemaker-Levy 9, SL9, D/1993 F2,又名休梅克-列维9号彗星)是一颗于1994年7月中下旬与木星撞击的彗星,也是人们能首次直接观测太阳系的天体撞击事件。它引起了全球不少主流媒体的关注,也吸引了全世界的天文学家观测。透过这次事件,人们能知道更多木星及其大气的资料,以及木星扮演着内太阳系的“清道夫”角色,以强大的引力来清理“太空垃圾”。

  

  这颗彗星是由美国天文学家尤金和卡罗琳·苏梅克夫妇(Eugene and Carolyn Shoemaker)及天文爱好者大卫·利维(David H. Levy)三人于1993年3月24日在美国加州帕洛玛天文台共同发现的,那是他们发现的第九个彗星,因此依据国际星体命名规则依照三位的姓氏命名。

  

  原本此彗星脱离位于太阳系外侧的小行星带进入太阳系成为周期性彗星,根据电脑推算运行轨道的结果显示出在1992年7月8日距木星表面4万公里时因受到强大的引力而分裂为21个小碎块,并于格林尼治标准时间1994年7月16日20时15分开始以每小时21万公里的速度陆续墬入木星大气层,撞向木星的南半球,形成了彗星撞木星的天文奇观。

  

  多块碎片的撞击威力中,以碎片G的威力最大。它于7月18日07时32分 (UTC)撞向木星,威力达六兆吨TNT炸药(其当量相当于全球核武器储备总合的750倍),所造成的疤痕比地球直径长。因发生地点十分遥远,对地球并无任何影响。

  

  

  影响

  透过这次事件,人们能知道更多木星及其大气的资料,以及木星扮演著内太阳系的“清道夫”角色,以强大的引力来清理太空垃圾。

  

  

  发现经过

  这颗彗星是由美国天文学家尤金和卡罗琳·舒梅克夫妇(Eugene and Carolyn Shoemaker)及天文爱好者大卫·列维(David H. Levy)三人于1993年3月24日在美国加州帕洛玛天文台共同发现的,那是他们发现的第九个彗星,因此依据国际星体命名规则依照三位的姓氏命名。

  

   撞击木星过程原本此彗星脱离位于太阳系外侧的小行星带进入太阳系成为周期性彗星,根据电脑推算运行轨道的结果显示出在1992年7月8日距木星表面4万公里时因受到强大的引力而分裂为21个小碎块,并于格林尼治标准时间1994年7月16日20时15分开始以每小时21万公里的速度陆续进入木星大气层,撞向木星的南半球,形成了彗星撞木星的天文奇观。多块碎片的撞击威力中,以碎片G的威力最大。它于7月18日07时32分 (UTC)撞向木星,威力达六百万吨TNT炸药(其当量相当于全球核武器储备总合的750倍),所造成的疤痕比地球直径长。因发生地点十分遥远,对地球并无任何影响。

  

  

  绕木星公转

  经过计算这颗彗星的轨道资料,SL9与其他彗星不同,它并非围绕太阳,而是绕木星公转,其远木点为0.33天文单位,公转周期为2年,轨道形状也极为椭圆,离心率达0.9986。

  

  及后再追溯它以前的轨道活动,SL9绕木星公转已有一段时间。它原是一颗绕日公转的短周期彗星,其近远日点分别位于小行星带内部及木星轨道附近,有可能是于1970年代或更早期被木星的引力掳获。不过,人们并没有任何于1993年3月以前拍到的SL9彗星照片。

  

  该彗星于1992年7月7日极度接近木星,距离其云层顶部仅40,000公里,比木星的半径(70,000公里)还要短,并在行星的洛希极限以内,其潮汐力足可把物体撕碎。比起以往的多次接近木星记录,7月7日那次看来是历来最接近的,人们多认为这次靠近木星使SL9彗星碎裂。它分裂成多块碎片,并以英文字母 “A” 至 “W” 表示。

  

  令行星天文学家更兴奋的是,SL9彗星会通过距离木星中心45,000公里处,比木星半径还短,意味着SL9会有很大机会将于1994年7月撞向木星,并认为这串彗核穿越木星大气的时间将持续五天。

  

  

  撞击预测

   分裂后的“太空项链”由于当时天文学家从未见证过太阳系的天体撞击,因此SL9彗星将撞击木星的发现,引起了全球天文学界的振奋。人们对该彗星作更深入研究,以更准确计算它的撞击时间及机会。又因为在彗星撞击时会把木星内部的大气及其他物质释出,这起撞击又为天文学家提供难得的机会,去窥探木星内部的大气。

  

  天文学家预计该彗星的碎片长度介乎数百米至数公里之间,并提出彗星在未分裂时,曾拥有达5公里长的彗核,比后来出现的百武彗星内核还大,它在1996 年接近地球时变得明亮。而引起最多争论的地方是其天体撞击对木星的影响如何,有说法指,碎片有可能继续被撕碎,成为大型流星。

  

  除此之外,人们又认为该彗星撞击木星后,其产生的地震震波会横扫整个木星,而撞击产生的尘埃会使木星平流层的薄雾更浓密,其行星环系统的质量也随之增加。更多的预测有木星可能会增加数个大红斑,或是其大红斑将消失。天文学家密切留意这起天体撞击,去揭晓哪些预测将会正确。

  

  

  撞击频率

  木卫三表面的连续环形山在SL9彗星撞击木星之后,人们又找到两颗较小的彗星(编号82P及111P)一度绕木星公转。据研究结果显示,由于木星的质量位居太阳系行星之冠,凭其强大引力可抓获不少彗星,成为它的“卫星”。

  

   撞击时的木星这些被木星掳获的彗星多拥有不稳定的绕木轨道,其路径极为椭圆,通过远木点时又容易被太阳的引力所影响。研究指出彗星撞木星的次数,平均每个世纪会发生一两次,但像SL9般较大型的彗星撞击则更少见,平均每一千年发生不多于一次。

  

  此外人们又找到不少证据,指出木星及其卫星以往也曾发生连串彗星碎块撞击。在伽利略号及两艘航行者太空船飞经木星时,它们拍得木卫三和木卫四的表面有一些连续的环形山,当中前者有三串,后者更多达13串。虽然月球表面也有连续的环形山,但那些环形山多是由大至小来排列,这是陨石撞击月球并经多次反弹所造成的,因此环形山也一个比一个小。而木卫的情况则不同,每串环形山的陨石坑大小均差不多,陨石反弹决不能做出这样的景观,在SL9彗星被发现前,这些环形山串的由来仍是一个谜,彗星撞木星这个天文奇观,为木卫的环形山串的由来提供了重要线索,它们有可能是多块碎片同一时间撞击木卫而造成的。

  

  

  太空吸尘机

  SL9彗星撞木星这个天文奇观,突显了木星为内太阳系扮演着“太空吸尘机”的角色。研究指出它的强大引力可吸掉不少彗星和小行星,木星发生彗星撞击的机会率是地球的2至80,000倍。

  

  科学家一般相信,距今6,500万年前的恐龙灭绝事件,是因为天体撞击而造成的,并形成了位于墨西哥境内的希克苏鲁伯陨石坑,说明了一旦地球发生这样的天体撞击,造成的后果是灾难性的。他们又认为如果没有了木星这部“太空吸尘机”,这些小型天体将会撞向内太阳系的类地行星,撞击地球的机会也会随之增加,使得地球出现生物灭绝的次数更多,在这样的环境下,地球或会难以孕育出复杂的生命。

彗星百科

彗星介绍
  
[彗星]
彗星
彗星是星际间物质,英文是Comet,是由希腊文演变而来的,意思是“尾巴”或“毛发”,也有‘长发星’的含义。而中文的“彗”字,则是“扫帚”的意思。在《天文略论》这本书中写道:彗星为怪异之星,有首有尾,俗象其形而名之曰扫把星。《春秋》记载,公元前613年,“有星孛入于北斗”,这是世界上公认的首次关于哈雷彗星的确切记录,比欧洲早600多年。

观测彗星
  除了离太阳很远时以外,彗星的长长的明亮稀疏的彗尾,在过去给人们这样的印象,即认为彗星很靠近地球,甚至就在我们的大气范围之内。1577年第谷指出当从地球上不同地点观察时,彗星并没有显出方位不同:因此他正确地得出它们必定很远的结论。彗星属于太阳系 小天体。 每当彗星接近太阳时,它的亮度迅速地增强。对离太阳相当远的彗星的观察表明它们沿着被高度拉长的椭圆运动,而且太阳是在这椭圆的一个焦点上,与开普勒第一定律一致。彗星大部分的时间运行在离太阳很远的地方,在那里它们是看不见的。只有当它们接近太阳时才能见到。大约有40颗彗星公转周期相当短(小于100 年),因此它们作为同一颗天体会相继出现。
  历史上第一个被观测到相继出现的同一天体是哈雷彗星[1],牛顿的朋友和捐助人哈雷(1656一1742年)在1705年认识到它是周期性的。它的周期是76年。历史记录表明自从公元前240年也可能自公元前466年来,它每次通过太阳时都被观测到了。它最近一次是在1986年通过的。离太阳很远时彗星的亮度很低,而且它的光谱单纯是反射阳光的光谱。当彗星进入离太阳8个天文单位以内时,它的亮度开始迅速增长并且光谱急剧地变化。科学家看到若干属于已知分子的明亮谱线。发生这种变化是因为组成彗星的固体物质(彗核)突然变热到足以蒸发并以叫做彗发的气体云包围彗核。太阳的紫外光引起这种气体发光。彗发的直径通常约为105千米,但彗尾常常很长,达108千米或1天文单位。
  科学家估计一般接近太阳距离只有几个天文单位的彗星将在几千年内瓦解。公元1066年,诺曼人入侵英国前夕,正逢哈雷彗星回归。当时,人们怀有复杂的心情,注视着夜空中这颗拖着长尾巴的古怪天体,认为是上帝给予的一种战争警告和预示。后来,诺曼人征服了英国,诺曼统帅的妻子把当时哈雷彗星回归的景象绣在一块挂毯上以示纪念。中国民间把彗星贬称为“扫帚星”、“灾星”。像这种把彗星的出现和人间的战争、饥荒、洪水、瘟疫等灾难联系在一起的事情,在中外历史上有很多。彗星是在扁长轨道(极少数在近圆轨道)上绕太阳运行的一种质量较小的云雾状小天体。

彗星的轨道
  彗星的轨道有椭圆、抛物线、双曲线三种。
  
[彗星]
彗星
椭圆轨道的彗星又叫周期彗星,另两种轨道的又叫非周期彗星。周期彗星又分为短周期彗星和长周期彗星。一般彗星由彗头和彗尾组成。彗头包括彗核和彗发两部分,有的还有彗云。并不是所有的彗星都有彗核、彗发、彗尾等结构。我国古代对于彗星的形态已很有研究,在长沙马王堆西汉古墓出土的帛书上就画有29幅彗星图。在晋书“天文志”上清楚地说明彗星不会发光,系因反射太阳光而为我们所见,且彗尾的方向背向太阳。彗星的体形庞大,但其质量却小得可怜,就连大彗星的质量也不到地球的万分之一。由于彗星是由冰冻着的各种杂质、尘埃组成的,在远离太阳时,它只是个云雾状的小斑点;而在靠近太阳时,因凝固体的蒸发、气化、膨胀、喷发,它就产生了彗尾。彗尾体积极大,可长达上亿千米。它形状各异,有的还不止一条,一般总向背离太阳的方向延伸,且越靠近太阳彗尾就越长。宇宙中彗星的数量极大,但目前观测到的仅约有1600颗。 彗星的轨道与行星的轨道很不相同,它是极扁的椭圆,有些甚至是抛物线或双曲线轨道。轨道为椭圆的彗星能定期回到太阳身边,称为周期彗星;轨道为抛物线或双曲线的彗星,终生只能接近太阳一次,而一旦离去,就会永不复返,称为非周期彗星,这类彗星或许原本就不是太阳系成员,它们只是来自太阳系之外的过客,无意中闯进了太阳系,而后又义无反顾地回到茫茫的宇宙深处。周期彗星又分为短周期(绕太阳公转周期短于200年)和长周期(绕太阳公转周期超过200年)彗星。
  目前,已经计算出600多颗彗星的轨道。彗星的轨道可能会受到行星的影响,产生变化。当彗星受行星影响而加速时,它的轨道将变扁,甚至成为抛物线或双曲线,从而使这颗彗星脱离太阳系;当彗星减速时,轨道的偏心率将变小,从而使长周期彗星变为短周期彗星,甚至从非周期彗星变成了周期彗星以致被“捕获”。

彗星的结构
  彗星没有固定的体积,它在远离太阳时,体积很小;接近太阳时,彗发变得越来越大,彗尾变长,体积变得十分巨大。彗尾最长竟可达2亿多千米。彗星的质量非常小,绝大部分集中在彗核部分。彗核的平均密度每立方厘米约1克。彗发和彗尾的物质极为稀薄,其质量只占总质量的1%~5%,甚至更小。彗星物质主要由水、氨、甲烷、氰、氮、二氧化碳等组成,而彗核则由凝结成冰的水、二氧化碳(干冰)、氨和尘埃微粒混杂组成,是个 “脏雪球”。

彗尾的产生
  彗尾被认为是由气体和尘埃组成;4个联合的效应将它从彗星上吹出:
  (1)当气体和伴生的尘埃从彗核上蒸发时所得到的初始动量。
  (2)阳光的辐射压将尘埃推离太阳。
  (3)太阳风将带电粒子吹离太阳。
  (4)朝向太阳的万有引力吸力。
  这些效应的相互作用使每个彗尾看上去都不一样。当然,物质蒸发到彗发和彗尾中去,消耗了彗核的物质。有时以爆发的方式出现,比拉彗星就是那样;1846年它通过太阳时破裂成两个,1852年那次通过以后就全部消失。

彗星的起源
  彗星的起源是个未解之谜。有人提出,在太阳系外围有一个特大彗星区,那里约有1000亿颗彗星,叫奥尔特云,由于受到其它恒星引力的影响,一部分彗星进入太阳系内部,又由于木星的影响,一部分彗星逃出太阳系,另一些被“捕获”成为短周期彗星;也有人认为彗星是在木星或其它行星附近形成的;还有人认为彗星是在太阳系的边远地区形成的;甚至有人认为彗星是太阳系外的来客。因为周期彗星一直在瓦解着,必然有某种产生新彗星以代替老彗星的方式。可能发生的一种方式是在离太阳105天文单位的半径上储藏有几十亿颗以各种可能方向绕太阳作轨道运动的彗星群。这个概念得到观测的支持,观测到非周期彗星以随机的方向沿着非常长的椭圆形轨道接近太阳。随着时间的推移,由于过路的恒星给予的轻微引力,可以扰乱遥远彗星的轨道,直至它的近日点的距离变成小于几个天文单位。当彗星随后进入太阳系时,太阳系内的各行星的万有引力的吸力能把这个非周期彗星转变成新的周期彗星(它瓦解前将存在几千年)。另一方面,这些力可将它完全从彗星云里抛出。如果这说法正确,过去几个世纪以来一千颗左右的彗星记录只不过是巨大彗星云中很少一部分样本,这种云迄今尚未直接观察到。与个别恒星相联系的这种彗星云可能遍及我们所处的银河系内。迄今还没有找到一种方法来探测可能与太阳结成一套的大量彗星,更不用说那些与其他恒星结成一套的彗星云了。彗星云的总质量还不清楚,不只是彗星总数很难确定,即使单个彗星的质量也很不确定。估计彗星云的质量在10-13至10-3地球质量之间。

彗星的性质
  彗星的性质还不能确切知道,因为它藏在彗发内,不能直接观察到,但我们可由彗星的光谱猜测它的一些性质。通常,这些谱线表明存在有OH、NH和NH2基团的气体,这很容易解释为最普通的元素C、N和O的稳定氢化合物,即CH4,NH3和H2O分解的结果,这些化合物冻结的冰可能是彗核的主要成分。科学家相信各种冰和硅酸盐粒子以松散的结构散布在彗核中,有些象脏雪球那样,具有约为0.1克/立方厘米的密度。当冰受热蒸发时它们遗留下松散的岩石物质,所含单个粒子其大小从104厘米到大约105厘米之间。当地球穿过彗星的轨道时,我们将观察到的这些粒子看作是流星。有理由相信彗星可能是聚集形成了太阳和行星的星云中物质的一部分。因此,人们很想设法获得一块彗星物质的样本来作分析以便对太阳系的起源知道得更多。这一计划理论上可以作到,如设法与周期彗星在空间做一次会合。目前这样的计划正在研究中。
[彗星]
彗星

彗星与生命
  彗星是一种很特殊的星体,与生命的起源可能有着重要的联系。彗星中含有很多气体和挥发成分。根据光谱分析,主要是C2、CN、C3、另外还有OH、NH、NH2、CH、Na、C、O等原子和原子团。这说明彗星中富含有机分子。许多科学家注意到了这个现象:也许,生命起源于彗星!1990年,NASA的Kevin. J. Zahule和Daid [3]Grinspoon 对白垩纪——第三纪界线附近地层的有机尘埃作了这样的解释:一颗或几颗彗星掠过地球,留下的氨基酸形成了这种有机尘埃;并由此指出,在地球形成早期,彗星也能以这种方式将有机物质像下小雨一样洒落在地球上——这就是地球上的生命之源。

彗星的命名规则
  在1995年前,彗星是依照每年的发现先后顺序以英文小楷排列。如1994年发现第一颗彗星就是1994a,按此类推,经过一段时间观测,确定该彗星的轨道并修正后,就以该彗星过近日点的先后次序,以罗马数字Ⅰ、Ⅱ等排在年之后(这编号通常是该年结束后二年才能编好)。如舒梅克‧利维九号彗星的编号为1993e和1994Ⅹ。
  除了编号外,彗星通常都是以发现者姓氏来命名。一颗彗星最多只能冠以三个发现者的名字,舒梅克·利维九号彗星的英文名称为Shoemaker-Levy 9。
  由1995年起,国际天文联合会参考小行星的命名法则,采用以半个月为单位,按英文字母顺序排列的新彗星编号法。以英文全部字母去掉I和Z不用将剩下的24个字母的顺序,如1月份上半月为A、1月份下半月为B、按此类推至12月下半月为Y。
  其后再以1、2、3..等数字序号编排同一个半月内所发现的彗星。此外为方便识别彗星的状况,于编号前加上标记:
  A/ 可能为小行星
  P/ 确认回归1次以上的短周期彗星,P前面再加上周期彗星总表编号(如哈雷彗星为 1P/1982 U1或简称1P亦可)
  C/ 长周期彗星(200年周期以上,如海尔·波普彗星为C/1995 O1)
  X/ 尚未算出轨道根数的彗星
  D/ 不再回归或可能已消失了的彗星(如舒梅克‧利维九号彗星为D/ 1993 F2)
  附 S/ 新发现的行星之卫星
  如果彗星破碎,分裂成个以上的彗核,则在编号后加上-A、-B..以区分每个彗核。回归彗星方面,如彗星再次被观测到回归时,则在P/(或可能是D/)前加上一个由IAU小行星中心给定的序号,以避免该彗星回归时重新标记。例如哈雷彗星有以下标记:1P/1682 Q1=1P/1910 A2=1P/1982 U1=1P/Halley=哈雷彗星。

经国际天文联合会给予永久编号的周期彗星
  在给予周期彗星一个永久编号之前,该彗星被发现后需要再通过一次近日点,或得到曾
  经通过的证明,方能得到编号。例如编号“153P”的池谷•张彗星,其公转周期为360多
  年,因证明与1661年出现的彗星为同一颗,因而获得编号。其他未有编号的周期彗星请
  参阅Cometography.com网站。
  彗星通常是以发现者来命名,但有少数则以其轨道计算者来命名,例如编号为“1P”的
  哈雷彗星,“2P”的恩克彗星和“27P”的克伦梅林彗星。同时彗星的轨道及公转周期
  会因受到木星等大型天体影响而改变,它们也有因某种原因而消失,无法再被人们找到,
  包括在空中解体碎裂、行星引力、物质通过彗尾耗尽等。
   编号 /命名 中文名称 发现者/再发现者 周期(年)
  1P/Halley 哈雷彗星 哈雷 76.01
  2P/Encke 恩克彗星 Johann Franz Encke 3.30
  3D/Biela 比拉彗星 Biela 6.62
  4P/Faye 法叶彗星 Faye 7.34
  5D/Brorsen 布罗森彗星 Brorsen 5.46
  6P/d’Arrest 达雷斯特彗星 d’Arrest 6.51
  7P/Pons-Winnecke 庞斯•温尼克彗星 Pons & Winnecke 6.38
  8P/Tuttle 塔特尔彗星 塔特尔 13.51
  9P/Tempel 1 坦普尔1号彗星 坦普尔 5.52
  10P/Tempel 2 坦普尔2号彗星 坦普尔 5.38
  11P/Tempel-Swift-LINEAR 坦普尔•斯威夫特•林尼尔彗星
  坦普尔、斯威夫特、LINEAR小组 6.37
  12P/Pons-Brooks 庞斯•布鲁克斯彗星 Pons & Brooks 70.92
  13P/Olbers 奥伯斯彗星 Olbers 69.56
  14P/Wolf 沃尔夫彗星 Wolf 8.21
  15P/Finlay 芬利彗星 Finlay 6.76
  16P/Brooks 2 布鲁克斯2号彗星 Brooks 6.89
  17P/Holmes 霍尔姆斯彗星 Holmes 7.07
  18D/Perrine-Mrkos 佩伦•马尔科斯彗星 Perrine & Mrkos 6.72
  19P/Borrelly 博雷林彗星 Borrelly 6.88
  20D/Westphal 威斯特普哈尔彗星 Westphal 61.86
  21P/Giacobini-Zinner 贾科比尼-津纳彗星 Giacobini & Zinner 6.62
  22P/Kopff 科普夫彗星 Kopff 6.46
  23P/Brorsen-Metcalf 布罗森-梅特卡夫彗星 布罗森 & 梅特卡夫 70.54
  24P/Schaumasse 肖马斯彗星 Schaumasse 8.22
  25D/Neujmin 2 诺伊明2号彗星 Neujmin 5.43
  26P/Grigg-Skjellerup 格里格-斯克杰利厄普彗星 Grigg & Skjellerup 5.31
  27P/Crommelin 克伦梅林彗星 Crommelin 27.41
  28P/Neujmin 1 诺伊明1号彗星 Neujmin 18.19
  29P/Schwassmann-Wachmann 1 施瓦斯曼•瓦茨曼1号彗星 施瓦斯曼、瓦茨曼 14.70
  30P/Reinmuth 1 莱马斯1号彗星 Reinmuth 7.32
  31P/Schwassmann-Wachmann 2 施瓦斯曼•瓦茨曼2号彗星 施瓦斯曼、瓦茨曼 8.72
  32P/Comas Sola 科马斯-索拉彗星 Comas Sola 8.78
  33P/Daniel 丹尼尔彗星 Daniel 7.06
  34D/Gale 盖尔彗星 Gale 11.17
  35P/Herschel-Rigollet Herschel & Rigollet 赫歇尔-里高莱特彗星 155.91
  36P/Whipple 惠普尔彗星 Whipple 8.51
  37P/Forbes 福布斯彗星 Forbes 6.35
  38P/Stephan-Oterma 史蒂芬•奥特玛彗星 Stephan & Oterma 37.71
  39P/Oterma 奥特玛彗星 Oterma 19.5
  40P/Vaisala 1 维萨拉1号彗星 Vaisala 10.8
  41P/Tuttle-Giacobini-Kresak 塔特尔-贾科比尼-克雷萨克彗星 塔特尔 & Giacobini & Kresak 5.46
  42P/Neujmin 3 诺伊明3号彗星 Neujmin 10.7
  43P/Wolf-Harrington 沃尔夫•哈灵顿彗星 Wolf & Harrington 6.45
  44P/Reinmuth 2 莱马斯2号彗星 Reinmuth 6.64
  45P/Honda-Mrkos-Pajdusakova 本田-马尔克斯-帕贾德萨科维彗星
  本田实& Mrkos & Pajdusakova 5.27
  46P/Wirtanen 沃塔南彗星 Wirtanen 5.46
  47P/Ashbrook-Jackson 阿什布鲁克-杰克逊彗星 Ashbrook & Jackson 8.16
  48P/Johnson 约翰逊彗星 Johnson 6.96
  49P/Arend-Rigaux 阿伦-里高克斯彗星 Arend & Rigaux 6.62
  50P/Arend 阿伦彗星 Arend 8.24
  51P/Harrington 哈灵顿彗星 Harrington 6.78
  52P/Harrington-Abell 哈灵顿•阿贝尔彗星 Harrington & Abell 7.53
  53P/Van Biesbroeck 范比斯布莱特彗星 Van Biesbroeck 12.5
  54P/de Vico-Swift-NEAT 德威科-斯威夫特-尼特彗星 de Vico & 斯威夫特 & NEAT 7.31
  55P/Tempel-Tuttle 坦普尔•塔特尔彗星 坦普尔、塔特尔 33.22
  56P/Slaughter-Burnham 斯劳特-伯纳姆彗星 Slaughter & Burnham 11.59
  57P/du Toit-Neujmin-Delporte 杜托伊特-诺伊明-德尔波特彗星
  du Toit & Neujmin & Delporte 6.41
  58P/Jackson-Neujmin 杰克森- 诺伊明彗星 Jackson & Neujmin 8.27
  59P/Kearns-Kwee 基恩斯-克威彗星 Kearns & Kwee 9.47
  60P/Tsuchinshan 2 紫金山2号彗星 紫金山天文台 6.95
  61P/Shajn-Schaldach 沙因-沙尔达奇彗星 Shajn & Schaldach 7.49
  62P/Tsuchinshan 1 紫金山1号彗星 紫金山天文台 6.64
  63P/Wild 1 怀尔德1号彗星 怀尔德 13.24
  64P/Swift-Gehrels 斯威夫特•格雷尔斯彗星 斯威夫特 & 格雷尔斯 9.21
  65P/Gunn 冈恩彗星 Gunn 6.80
  66P/du Toit 杜托伊特彗星 du Toit 14.7
  67P/Churyumov-Gerasimenko 丘尤穆夫-杰拉西门科彗星 Churyumov & Gerasimenko 6.57
  68P/Klemola 凯莫拉彗星 Klemola 10.82
  69P/Taylor 泰勒彗星 Taylor 6.95
  70P/Kojima 小岛彗星 小岛信久 7.04
  71P/Clark 克拉克彗星 Clark 5.52
  72P/Denning-Fujikawa 丹宁-藤川彗星 Denning & 藤川繁久 9.01
  73P/Schwassmann-Wachmann 3 施瓦斯曼•瓦茨曼3号彗星 施瓦斯曼、瓦茨曼 5.34
  74P/Smirnova-Chernykh 斯默诺瓦-切尔尼克彗星 Smirnova & 切尔尼克 8.52
  75D/Kohoutek 科胡特克彗星 Kohoutek 6.67
  76P/West-Kohoutek-Ikemura 威斯特-科胡特克-池村彗星 West & Kohoutek & Ikemura 6.41
  77P/Longmore 隆莫彗星 Longmore 6.83
  78P/Gehrels 2 格雷尔斯2号彗星 Gehrels 7.22
  79P/du Toit-Hartley 杜托伊特-哈特雷彗星 du Toit & Hartley 5.21
  80P/Peters-Hartley 彼得斯-哈特雷彗星 Peters & Hartley 8.12
  81P/Wild 2 怀尔德2号彗星 怀尔德 6.40
  82P/Gehrels 3 格雷尔斯3号彗星 Gehrels 8.11
  83P/Russell 1 拉塞尔1号彗星 拉塞尔 6.10
  84P/Giclas 吉克拉斯彗星 Giclas 6.95
  85P/Boethin 波辛彗星 利奥波辛 11.23
  86P/Wild 3 怀尔德3号彗星 怀尔德 6.91
  87P/Bus 巴斯彗星 Bus 6.52
  88P/Howell 霍威尔彗星 Howell 5.50
  89P/Russell 2 拉塞尔2号彗星 拉塞尔 7.42
  90P/Gehrels 1 格雷尔斯1号彗星 Gehrels 14.8
  91P/Russell 3 拉塞尔3号彗星 拉塞尔 7.67
  92P/Sanguin 桑吉恩彗星 Sanguin 12.4
  93P/Lovas 1 洛瓦斯1号彗星 Lovas 9.15
  94P/Russell 4 拉塞尔4号彗星 拉塞尔 6.58
  95P/Chiron 奇龙彗星 Kowal 50.78
  96P/Machholz 1 麦克霍尔兹1号彗星 Machholz 5.24
  97P/Metcalf-Brewington 梅特卡夫-布鲁英顿彗星 Metcalf & Brewington 7.76
  98P/Takamizawa 高见泽彗星 高见泽今朝雄 7.21
  99P/Kowal 1 科瓦尔彗星 Kowal 15.1
  100P/Hartley 1 哈特雷1号彗星 哈特雷 6.29
  101P/Chernykh 切尔尼克彗星 切尔尼克 13.90
  102P/Shoemaker 1 舒梅克1号彗星 C. Shoemaker & E. Shoemaker 7.26
  103P/Hartley 2 哈特雷2号彗星 哈特雷 6.41
  104P/Kowal 2 科瓦尔2号彗星 Kowal 6.18
  105P/Singer Brewster 辛格-布鲁斯特彗星 Singer Brewster 6.44
  106P/Schuster 舒斯特彗星 Schuster 7.29
  107P/Wilson-Harrington 威尔逊-哈灵顿彗星 Helin & Wilson & Harrington 4.30
  108P/Ciffreo 西弗里奥彗星 Ciffreo 7.25
  109P/Swift-Tuttle 斯威夫特•塔特尔彗星 斯威夫特、塔特尔 135.00
  110P/Hartley 3 哈特雷3号彗星 哈特雷 6.88
  111P/Helin-Roman-Crockett 赫林-罗曼-克罗克特彗星 Helin & Roman & Crockett 8.12
  112P/Urata-Niijima 浦田•新岛彗星 浦田武、新岛恒男 6.65
  113P/Spitaler 斯皮塔勒彗星 Spitaler 7.10
  114P/Wiseman-Skiff 怀斯曼-斯基夫彗星 Wiseman & Skiff 6.66
  115P/Maury 莫里彗星 Maury 8.79
  116P/Wild 4 怀尔德4号彗星 怀尔德 6.48
  117P/Helin-Roman-Alu 1 赫琳-罗曼-阿勒1号彗星 Helin & Roman & Alu 8.25
  118P/Shoemaker-Levy 4 舒梅克•利维4号彗星 C. Shoemaker, E. Shoemaker & Levy 6.49
  119P/Parker-Hartley 帕克尔-哈特雷彗星 Parker & Hartley 8.89
  120P/Mueller 1 米勒1号彗星 Mueller 8.43
  121P/Shoemaker-Holt 2 舒梅克-霍尔特2号彗星 C.Shoemaker, E.Shoemaker & Holt 8.01
  122P/de Vico 德威科彗星 de Vico 74.41
  123P/West-Hartley 威斯特-哈特雷彗星 West & Hartley 7.58
  124P/Mrkos 马尔科斯彗星 Mrkos 5.74
  125P/Spacewatch 太空观察彗星 Spacewatch 5.54
  126P/IRAS 艾拉斯彗星 IRAS卫星 13.29
  127P/Holt-Olmstead 霍尔特-奥尔斯特德彗星 Holt & Olmstead 6.34
  128P/Shoemaker-Holt 1 舒梅克-霍尔特1号彗星 C. Shoemaker, E. Shoemaker & Holt 6.34
  129P/Shoemaker-Levy 3 舒梅克•利维3号彗星 C. Shoemaker, E. Shoemaker & Levy 7.24
  130P/McNaught-Hughes 麦克诺特-哈根斯彗星 McNaught & Hughes 6.67
  131P/Mueller 2 米勒2号彗星 Mueller 7.08
  132P/Helin-Roman-Alu 2 赫琳-罗曼-阿勒2号彗星 Helin & Roman & Alu 8.24
  133P/Elst-Pizarro 厄斯特-匹兹阿罗彗星 Elst & Pizarro 5.61
  134P/Kowal-Vávrová 科瓦尔-瓦洛瓦彗星 Kowal & Vávrová 15.58
  135P/Shoemaker-Levy 8 舒梅克•利维8号彗星 C. Shoemaker, E. Shoemaker & Levy 7.49
  136P/Mueller 3 米勒三号彗星 Mueller 8.71
  137P/Shoemaker-Levy 2 舒梅克•利维2号彗星 C. Shoemaker, E. Shoemaker & Levy 9.37
  138P/Shoemaker-Levy 7 舒梅克•利维7号彗星 C. Shoemaker, E. Shoemaker & Levy 6.89
  139P/Vaisala-Oterma 维萨拉-奥特马彗星 Vaisala & Oterma 9.57
  140P/Bowell-Skiff 鲍威尔-斯基夫彗星 Bowell & Skiff 16.18
  141P/Machholz 2 麦克霍尔兹2号彗星 Machholz 5.23
  142P/Ge-Wang 葛•汪彗星 葛永良、汪琦 11.17
  143P/Kowal-Mrkos 科瓦尔-马尔科斯彗星 Kowal & Mrkos 8.94
  144P/Kushida 串田彗星 串田嘉男 7.58
  145P/Shoemaker-Levy 5 舒梅克•利维5号彗星 C. Shoemaker, E. Shoemaker & Levy 8.69
  146P/Shoemaker-LINEAR 舒梅克•林尼尔彗星 C. Shoemaker, E. Shoemaker & LINEAR 7.88
  147P/Kushida-Muramatsu 串田•村松彗星 串田嘉男、村松修 7.44
  148P/Anderson-LINEAR 安德逊•林尼尔彗星 Anderson & LINEAR 7.04
  149P/Mueller 4 米勒4号彗星 Mueller 9.01
  150P/LONEOS 罗尼斯彗星 LONEOS小组 7.67
  151P/Helin 赫琳彗星 Helin 14.1
  152P/Helin-Lawrence 赫琳-劳伦斯彗星 Helin & Lawrence 9.52
  153P/Ikeya-Zhang 池谷•张彗星 池谷薰、张大庆 367.17
  154P/Brewington 布鲁英顿彗星 Brewington 10.7
  155P/Shoemaker 3 舒梅克3号彗星 C. Shoemaker & E. Shoemaker 17.1
  156P/Russell-LINEAR 罗素•林尼尔彗星 罗素、LINEAR小组 6.84
  157P/Tritton 特里顿彗星 Tritton 6.45
  158P/Kowal-LINEAR 科瓦尔-林尼尔彗星 Kowal、LINEAR小组 10.3
  159P/LONEOS 罗尼斯彗星 LONEOS小组 14.3
  160P/LINEAR 林尼尔彗星 LINEAR小组 7.95
  161P/Hartley-IRAS 哈特雷•艾拉斯彗星 哈特雷、IRAS卫星 21.5
  162P/Siding Spring 塞丁泉彗星 Siding Spring
  163P/NEAT 尼特彗星 NEAT小组
  164P/Christensen 克里斯坦森彗星 克里斯坦森
  165P/LINEAR 林尼尔彗星 LINEAR小组
  166P/NEAT 尼特彗星 NEAT小组
  167P/CINEOS 西尼奥彗星 CINEOS小组
  168P/Hergenrother 赫詹若斯彗星 Carl W. Hergenrother
  169P/NEAT 尼特彗星 NEAT小组
  170P/Christensen 2 克里斯坦森2号彗星 克里斯坦森
  171P/Spahr 斯帕尔彗星 Timophy B. Spahr
  172P/Yeung 杨彗星 杨光宇
  173P/Mueller 5 米勒5号彗星 Jean Mueller
  174P/Echeclus 太空监测
  175P/Hergenrother 赫詹若斯彗星 Carl W. Hergenrother
  176P/LINEAR 林尼尔彗星 LINEAR小组
  177P/Barnard 2 巴纳德2号彗星 巴纳德
  178P/Hug-Bell 胡格•贝尔彗星 胡格、贝尔
  179P/Jedicke 詹迪克彗星
  180P/NEAT 尼特彗星 NEAT小组
  181P/Shoemaker-Levy 6 舒梅克•利维6号彗星
  182P/LONEOS 罗尼斯彗星 LONEOS小组
  183P/Korlevic-Juric 科莱维克-尤里奇彗星
  184P/Lovas 2 洛瓦斯2号彗星
  185P/Petriew 帕特雷彗星
  186P/Garradd 杰拉德彗星
  187P/LINEAR 林尼尔彗星
  188P/LINEAR-Mueller 林尼尔-米勒彗星
  189P/NEAT 尼特彗星 NEAT小组
  190P/Mueller 米勒彗星
  191P/McNaught 麦克诺特彗星
  192P/Shoemaker-Levy 1 舒梅克-利维1号彗星
  193P/LINEAR-NEAT 林尼尔-尼特彗星
  194P/LINEAR 林尼尔彗星
  195P/Hill 希尔彗星
  196P/Tichy 迪奇彗星
  197P/LINEAR 林尼尔彗星
  198P/ODAS 奥达斯彗星
  199p/Shoemaker 舒梅克彗星
  200P/Larsen 拉森彗星
  201P/LONEOS 罗尼斯彗星
  202P/Scotti 斯科特彗星
  203P/Korlevic (P/1999 WJ7 = P/2008 R4) 科莱维克彗星
  204P/LINEAR-NEAT (P/2001 TU80 = P/2008 R5) 林尼尔-尼特彗星
  205P/Giacobini (P/1896 R2 = P/2008 R6) 贾科比尼彗星
  206P/ Barnard-Boattini 巴纳德-博阿蒂尼彗星
  207P/ NEAT 尼特彗星
  208P/ McMillan 麦克米尔兰彗星
  209P/ LINEAR 林尼尔彗星
  210P/ Christensen 克里斯坦森彗星
  211P/ Hill 希尔彗星
  212P/NEAT 尼特彗星
  213P Van Ness
  214P LINEAR 林尼尔彗星
  215P NEAT 尼特彗星
  216P LINEAR 林尼尔彗星
  217P LINEAR 林尼尔彗星
  218P LINEAR 林尼尔彗星
  219P LINEAR 林尼尔彗星
  220P McNaught 麦克诺特彗星
  221P LINEAR 林尼尔彗星
  222P LINEAR 林尼尔彗星
  已分裂的彗星
  * 51P/ 哈灵顿彗星
  * 57P/杜托伊特-诺伊明-德尔波特彗星
  * 73P/ 施瓦斯曼•瓦茨曼3号彗星
  * 101P/ 切尔尼克彗星
  * 128P/舒梅克-霍尔特彗星
  * 141P/麦克霍尔兹2号彗星
  已消失的彗星
  * 3D/ 比拉彗星
  * 5D /布罗森彗星
  * 18D/ 佩伦•马尔科斯彗星
  * 20D/威斯特普哈尔彗星
  * 25D/ 诺伊明2号彗星
  * 34D/ 盖尔彗星
  * 75D/科胡特克彗星
   http://www.cfa.harvard.edu/iau/lists/PeriodicCodes.html
  以下是国际天文联合会列出的1935年以来出现的明亮彗星亮度排行榜
  总星等 彗星编号/命名 中文名称
  (-10) C/1965 S1 (Ikeya-Seki) 池谷-关彗星
  (-5.5) C/2006 P1 (McNaught) 麦克诺特彗星
  -3.0 C/1975 V1 (West) 威斯特彗星
  (-3) C/1947 X1 (Southern comet) 南天彗星
  -0.8 C/1995 O1 (Hale-Bopp) 海尔-波普彗星
  (-0.5) C/1956 R1 (Arend-Roland) 阿伦-罗兰彗星
  (-0.5) C/2002 V1 (NEAT) 尼特彗星
  0.0 C/1996 B2 (Hyakutake) 百武彗星
  0.0 C/1969 Y1 (Bennett) 贝内特彗星
  (0) C/1973 E1 (Kohoutek) 科胡特克彗星
  (0) C/1948 V1 (Eclipse comet)
  (0) C/1962 C1 (Seki-Lines) 关-林恩斯彗星
  0.5 C/1998 J1 (SOHO) 索霍彗星
  1.0 C/1957 P1 (Mrkos) 马尔科斯彗星
  (1) C/1970 K1 (White-Ortiz-Bolelli)
  1.7 C/1983 H1 (IRAS-Araki-Alcock) 艾拉斯-荒贵-阿尔科克彗星
  (2) C/1941 B2 (de Kock-Paraskevopoulos)
  (2.2) C/2002 T7 (LINEAR) 林尼尔彗星
  2.4 1P/1982 U1 (Halley) 哈雷彗星
  (2.4) 17P (Holmes) [Oct. 2007] 霍尔姆斯彗星
  2.5 C/2000 WM_1 (LINEAR) 林尼尔彗星
  2.7 C/1964 N1 (Ikeya) 池谷彗星
  2.8 C/2001 Q4 (NEAT) 尼特彗星
  2.8 C/1989 W1 (Aarseth-Brewington) 阿塞斯-布鲁英顿彗星
  2.8 C/1963 A1 (Ikeya) 池谷彗星
  2.9 153P/2002 C1 (Ikeya-Zhang) 池谷-张彗星
  3.0 C/2001 A2 (LINEAR) 林尼尔彗星
  3.3 C/1936 K1 (Peltier) 佩尔提尔彗星
  (3.3) C/2004 F4 (Bradfield) 布雷得菲尔德彗星
  3.5 C/2004 Q2 (Machholz) 麦克霍尔兹彗星
  3.5 C/1942 X1 (Whipple-Fedtke-Tevzadze)
  3.5 C/1940 R2 (Cunningham) 坎宁安彗星
  3.5 C/1939 H1 (Jurlof-Achmarof-Hassel)
  3.5 C/1959 Y1 (Burnham)
  3.5 C/1969 T1 (Tago-Sato-Kosaka) 多胡-佐藤-小坂彗星
  3.5 C/1980 Y1 (Bradfield) 布雷得菲尔德彗星
  (3.5) C/1961 O1 (Wilson-Hubbard) 威尔逊-哈巴德彗星
  (3.5) C/1955 L1 (Mrkos) 马尔科斯彗星
  3.6 C/1990 K1 (Levy) 利维彗星
  3.7 C/1975 N1 (Kobayashi-Berger-Milon) 小林-博尔格尔-米伦彗星
  3.9 C/1974 C1 (Bradfield) 布雷得菲尔德彗星
  3.9 C/1937 N1 (Finsler)
   http://cfa-www.harvard.edu/icq/brightest.html
  
[哈雷彗星]
哈雷彗星

哈雷彗星
  大部分彗星都不停地围绕太阳沿着很扁长的轨道运行。循椭圆形轨道运行的彗星,叫“周期彗星”。公转周期一般在3年至几世纪之间。周期只有几年的彗星多数是小彗星,直接用肉眼很难看到。不循椭圆形轨道运行的彗星,只能算是太阳系的过客,一旦离去就不见踪影。大多数彗星在天空中都是由西向东运行。但也有例外,哈雷彗星就从东向西运行的。
  哈雷彗星的平均公转周期为76年, 但是你不能用1986年加上几个76年得到它的精确回归日期。主行星的引力作用使它周期变更,陷入一个又一个循环。非重力效果(靠近太阳时大量蒸发)也扮演了使它周期变化的重要角色。在公元前239年到公元1986年,公转周期在76.0(1986年)年到79.3年(451和1066年)之间变化。最近的近日点为公元前11年和公元66元。
  哈雷彗星的公转轨道是逆向的,与黄道面呈18度倾斜。另外,像其他彗星一样,偏心率较大。哈雷彗星的彗核大约为16x8x8 千米。与先前预计的相反,哈雷彗星的彗核非常暗:它的反射率仅为0.03,使它比煤还暗,成为太阳系中最暗物体之一。哈雷彗星彗核的密度很低:大约0.1 克/立方厘米,说明它多孔,可能是因为在冰升华后,大部分尘埃都留了下来所致。
  哈雷彗星在众多彗星中几乎是独一无二的,又大又活跃,且轨道明确规律。这使得Giotto飞行器瞄准起来比较容易。但是它无法代表其他彗星所具有的公性。
  彗星本身是不会发光的。早在我国晋代,我国天文学家就认识到这一点。《晋书●天文志》中记载, “彗本无光,反日而为光”。彗星是靠反射太阳光而发光的。一般彗星的发光都是很暗的,它们的出现只有天文学家用天文仪器才可观测到。只有极少数彗星,被太阳照得很明亮拖着长长的尾巴,才被我们所看见。
  (Halley’s comet)第一颗经推算预言必将重新出现而得到证实的著名大彗星。当它在1682年出现后,英国天文学家哈雷注意到它的轨道与1607年和1531年出现的彗星轨道相似,认为是同一颗彗星的三次出现,并预言它将在1758年底或1759年初再度出现。虽然哈雷死于1742年,没能看到它的重新出现,但在 1759年它果然又回来,这是天文学史上一个惊人成就。这颗彗星因而命名为哈雷彗星。它的公转周期为76年,近日距为8,800万公里(0.59天文单位),远日距为53亿公里(35.31天文单位),轨道偏心率为0.967。中国史书上对哈雷彗星的出现有详细记载。论记录时间之早,首推《春秋》。《春秋》说:鲁文公十四年(公元前613年)“秋七月,有星孛入于北斗。”这是世界上第一次关于哈雷彗星的确切记录。论所记内容之早,则首推西汉的《淮南子》。《淮南子·兵略训》说:“武王伐纣,东面而迎岁,至汜而水,至共头而坠,彗星出,而授殷人其柄。”据中国天文学家张钰哲推算,这是公元前1057年哈雷彗星回归的记录。从公元前240年起,哈雷彗星每次出现,中国都有记载,其次数之多和记录之详,是其他国家所没有的。哈雷彗星的原始质量估计小于10万亿吨。如取近似值,彗核平均密度为每立方厘米1克,则彗核半径应小于15公里。估计它每公转一圈,质量减少约20亿吨,这只是其总质量的很小一部分,因此它还会存在很久。

彗星 剧本
  话剧剧本,作者秋旭
  改革开放初期,人们的生活中充满了禁忌,工作中到处是禁区,一位工程师因为帮助一家企业进行技术革新收了酬劳,就被认作贪污,坐了三年牢。当他走出监狱后发现,世界在变。
  彗星要来了,它会不会撞上地球?人类会不会因此而毁灭。人们对未来充满了恐惧与疑惑,各种猜测和流言都在流行。每个人都在盘算着,都在权衡利害关系,维护自己的利益。可是当彗星真的来临后,人们发现一切都很自然,世界还是那个世界,生活还在延续。于是,人们不再关心恐惧的传言,继续各自的奋斗了。

人物
  程世杰
  罗建功
  顾守仁
  胡易言
  阎导演
  马助理
  顾妙云
  沈宝华
  王老师
  商贩甲、乙、丙、丁,报贩、女招待等数人
  时间和地点 改革开放初期的天津
  同名电影《彗星》1999年
  
外文名称 Cometa, El
  更多外文片名:
  The Comet…..Mexico / USA
  Année de la comète, L’…..France
  Cometa, O…..Brazil (cable TV title)
  导演:
  José Buil
  Marisa Sistach
  编剧:
  José Buil ….writer
  Marisa Sistach ….writer
  主演:
  迭戈·鲁纳 Diego Luna ….Victor
  安娜·克劳迪亚·塔兰康 Ana Claudia Talancón ….Valentina
  卡门·毛拉 Carmen Maura ….Lupe
  影片类型: 剧情 / 歌舞 / 冒险
  片长:Colombia:92 min
  国家/地区: 墨西哥 / 法国 / 西班牙
  对白语言: 西班牙语
  色彩: 彩色
  幅面: 35毫米遮幅宽银幕系统
  混音: 杜比数码环绕声
  摄制格式: 35 mm
  洗印格式: 35 mm
  制作人 Produced by:
  Chris Bolzli ….co-producer
  Fernando Cámara ….producer
  Fernando Cámara ….producer
  José María Cunillés ….co-producer
  Salvador de la Fuente ….producer
  Isabel Mulá ….co-producer (uncredited)
  原创音乐 Original Music:Eduardo Gamboa
  摄影 Cinematography:Gabriel Beristain
  剪辑 Film Editing:Guillermo S. Maldonado
  布景师 Set Decoration by:Fernando Sotelo
  服装设计 Costume Design by:Guadalupe Sánchez
  副导演/助理导演 Assistant Director:Martín Torres ….first assistant director
  制作公司:
  Alhena Films[法国]
  Fondo Nacional para la Cultura y las Artes (FONCA)
  Fonds Sud
  Instituto Mexicano de Cinematografía (IMCINE)[墨西哥]
  Multivideo[西班牙]
  Producciones Tragaluz[墨西哥]
  Resonancia Productora
  Tabasco Films[墨西哥]
  发行公司:
  Columbia TriStar Films de España S.A.[西班牙](Spain)
  Instituto Mexicano de Cinematografía (IMCINE)[墨西哥]
  Swift Distribution[法国](France)

最亮的彗星列表
  目视亮度 近日点(AU)绝对亮度 年份 名称
  -18 0.006 +4.0 1680 (Kirch)
  -10 0.008 +0.8 1882 九月大彗星
  -10 0.008 +6.0 1965 池谷-关彗星
  -8 0.177 -1.8 1577 第谷彗星
  -8 0.026 +3.8 1865 南天大彗星 (Abbott)
  -7 0.585 +0.0 66 哈雷彗星 此次回归近地点只有0.033AU
  -7 0.091 +3.4 1821 Nicollet-Pons
  -7 0.006 +4.9 1843 三月大彗星
  -6 0.222 +0.5 1744 歇索彗星 有6-7条彗尾
  -6 0.123 +3.2 1769 梅西耶彗星
  -6 0.005 +7.1 1880 南天大彗星 (Gould)
  -5? 0.38 +0.5 1402
  -5 0.067 +6.0 1668 (Gottignies)
  -5 0.042 +6.0 1695 (Jacob)
  -5 0.043 +6.8 1847 Hind
  -5 0.061 +7.0 1882 Wells
  -4 0.486 +2.0 1472 (Regiomontanus)
  -4 0.089 +6.0 1593 (Ripensis)
  -4 0.106 +4.9 1665 (Hevelius)
  -4 0.005 +6.3 1887 南天大彗星 (Thome)
  -4 0.129 +5.0 1910 白日彗星
  -3 0.169 +4.8 1582 第谷彗星
  -3 0.215 +4.0 1758 (De la Nux)
  -3 0.126 +6.2 1830 (Herapath)
  -3 0.176 +5.2 1927 斯基勒鲁普-马里斯塔尼彗星
  -3 0.110 +6.0 1947 南天彗星
  -3 0.135 +5.5 1948 日食彗星
  -3 0.142 +5.2 1973 科胡特克彗星
  -3 0.197 +4.6 1976 威斯特彗星
  -2 0.77 +3.5 1092
  -2 0.255 +3.0 1533 (Apian)
  -2 0.223 +4.0 1737 (Bradley)
  -2 0.342 +4.0 1819 (Tralles)
  -2 0.227 +4.2 1823 (De Breaute-Pons)
  -2 0.192 +5.2 1895 Perrine
  -2 0.031 +6.6 1962 关-莱恩斯彗星
  -1 0.825 +3.5 1264
  -1 0.493 +1.2 1433
  -1 0.519 +1.8 1532 (Fracastor)
  -1 0.281 +4.5 1558 (Hesse-Gemma)
  -1 1.026 +2.4 1664 (Hevelius)
  -1 0.281 +4.4 1677 (Hevelius)
  -1 0.674 +7.7 1770 梅西耶彗星 近地点仅0.0015AU 历史第二
  -1 0.250 +4.9 1844 (Wilmot)
  -1 0.909 +6.0 1853 Schweizer 近地点仅0.089AU
  -1 0.307 +4.8 1853 Klinkerfues
  -1 0.822 +3.9 1861 Tebbutt
  -0.7 0.914 -0.8 1997 海尔波普彗星
  -0.5 0.316 +5.1 1957 阿仑德-罗兰彗星
  0.0 0.230 +5.5 1996 百武彗星 近地点仅0.1AU
  历史上绝对亮度最大的彗星近日点远达4.1AU,所以并不算亮

彗星资料

一、彗星的发现和命名
彗星,俗称扫帚星,”彗”字即扫帚之意。外文中的彗星一comet一词来自希腊文,意思是有”尾巴”或”毛发”的星。天文学中形象地以符号代表彗星。古代人偶然看到形貌奇怪的彗星出现,感到恐惧,看作灾祸的征兆,其实彗星出现只是一种自然现象,天文观测研究逐步揭开了彗星之谜。
历史上有很多彗星出现的记录,以我国古书上的记录为最早和最多,有时记为孛星、星孛、妖星、异星、蓬星、长星等。《淮南子》中有”武王伐纣··· ···彗星出”,据我国著名天文学家张钰哲推算,这是哈雷彗星在公元前1056年的回归,这是天文学对历史年代考证的重要贡献。
西方人长期受亚里士多德的错误看法的影响,认为彗星是地球大气中的一种燃烧现象,甚至哥白尼也认为”希腊人所谓的彗星,诞生在高层大气”。直到 16世纪末,第谷才首次观测证明1577年大彗星比月球远得多,我国早在《晋书天文志》就有”彗星无光,傅日而为光。故夕见则东指,晨见则西指。在日南北皆随日光而指,顿挫其芒,或长或短。”古代只把彗星作为偶然出现的,直到17世纪,英国天文学家哈雷才计算彗星轨道,他发现1682、1607、1531 年出现的彗星有相似的轨道,断言这是同一颗彗星的三次回归,并预言它在1758年底或1759年初会再次出现,虽然他逝世于1742年而未亲自见到,但这颗彗星果然在1759年出现了,为了纪念他,这颗彗星称为”哈雷彗星”。哈雷一生计算出24个彗星轨道。
哈雷预言的应验激起人们去搜寻发现新彗星。按照国际惯例,新发现的彗星以最先发现者(至多三人,1994年后改为最多两人)命名。
虽然肉眼见到的亮彗星很少,但现代望远镜每年平均可看到20一25颗彗星,其中约1/3是新发现的,业余目视发现2至3颗。已有观测记载的彗星有 1800多颗,去掉重复回归的,仅有1600多颗。实际上,彗星只有运行到离我们较近时才被观测到,而它们远离太阳时就观测不到了,据统计估算太阳系有 1012(万亿)1013(十万亿)颗彗星,它们绝大部分在太阳系外部。

二、彗星的轨道特性
1、彗星轨道
通过多次观测的资料,可以推求出彗星的绕太阳公转轨道要素,即近日距、过近日点时刻、偏心率、轨道面对黄道面的倾角、升交点(在轨道上由南向北经黄道面上的点)黄经、近日点与升交点的角距,进而可以推算出彗星的历表,即不同时刻在天球上的视位置(赤经与赤纬)。很多彗星的轨道是扁长椭圆形、抛物线乃至双曲线。显然,沿抛物线或双曲线轨道运动的彗星是非周期彗星,它们会一去不返、逃离太阳系,那么它们是否真正属于太阳系成员呢?实际上,这些彗星是在过近日点前后被观测的,算出的是其吻切轨道,而且在这段时间里三种轨道差别较小,观测精度不够可导致算出的轨道误差,更重要的是彗星运行中受大行星的引力摄动等影响而发生轨道变化,大多数彗星在改正这些影响后算出的轨道仍是偏心率略小于1的扁长椭圆,因而它们是太阳系成员,也有少数彗星会一去不返。既使很扁长椭圆轨道的彗星,其公转周期也很长,要几百年乃至几万年才回归太阳系一次,在人类文明史中只有短周期的彗星(公转周期小于200年)才被多次观测到,绝大多数短周期彗星是顺向公转达的(即跟行星公转方向相同),它们的轨道面相对黄道面的倾角小于45度,有少数(如哈雷彗星)逆向公转,而长周期彗星和非周期彗星的轨道面倾角是随机分布的,顺向公转和逆向公转的都很多。
2、彗星族
约2/3的短同期彗星的远日距小于7天文单位,即它们在远日点时临近木星轨道,称它们为”木星族彗星”。一般认为,近抛物线(偏心率e约等于1)轨道的彗星接近木星时,因受木星引力摄动大,其轨道改变而被俘获为短周期彗星。典型例子是Brooks(1889V)彗星,它接近木星后,公转周期从约 29年变为7年。此外,还有些彗星的远日距靠近土星、天王星、海王星轨道,分别称作”土星族彗星”、”天王星族彗星”、”海王星族彗星”,但数目少,是否来自”俘获”尚有疑问。
3、彗星群
除了过近日点时刻不同之外,其余五个轨道要素都很接近的一些彗星称为”彗星群”。已确认出10个彗星群,各群的彗星数目有多有少。有一种看法认为,同群的彗星是由一颗大彗星分裂出来的。确实观测到一些彗星分裂的事例。最著名的是”掠日彗星群”,至少有16颗彗星,其近日距小于0.01天文单位,可以穿越日冕,其中池谷一关彗星(1965VIII)在1965年10月20日过近日点后两星期内分裂为三颗。1993由休梅克夫妇(E.Shoemaker,C.Shoemaker)和(D.Levy)发现的Shoemaker一Levy9彗星在1992年7月接近木星时可能发生多次分裂,1993年先观测到5个子彗核,后增至11、17直到21个子彗核,在照片上排列成一串,成为”天空中的项链”。
4、奥尔特云与柯伊伯带
1950年,荷兰天文学家奥尔特(J.H.Oort)作了彗星轨道的统计研究,发现轨道半径为3万至10万天文单位的彗星数目很多,他推算那里有个大致球层状的彗星储库,有上千亿颗彗星。早在1932年欧匹克(E.Opiek)也曾提出过类似看法,因而这个彗星储库称为”奥尔特云”或”奥尔特一欧匹克云”,那里的彗星绕太阳公转的周期长达几百万年。按照近年的更仔细研究,奥尔特云中有上万亿至十万亿颗彗星。当然,这些遥远的彗星绝大多数尚不能直接观测到,只有在恒星的引力摄影动下或彗星相互碰撞时,有的彗星发生很大的轨道变化,当它沿扁长轨道进入内太阳系时,才成?quot;新”彗星被观测发现。
1951年,美国天文学家柯伊伯(G.Kuiper)研究彗星性质与彗星形成,认为在太阳系原始星云很冷的外部区里的挥发物凝聚为冰体一彗星,当外行星在冰体群中长大时,外行星的引力弥散作用使一些彗星驱入奥尔特云,但是冥王星之外没有行星形成,他提出冥王星之外有个彗星带一即柯伊伯带,那里有很多彗星,它们的轨道近于圆形,轨道面对黄道面倾角不大。1964年,惠普尔(F.Whipple)等提出,冥外彗星带会引起外行星及彗星引力摄动,若此带在40天文单位处,则彗星总质量约为地球质量的80%;若在50天文单位处,则总质量为地球的1.3倍。1988年邓肯(M.Duncan)证明,柯伊伯带是短周期彗星的主要源,而奥尔特云不是它们的源区。(右图:据说是柯伊伯带星体)
正如前面所述的,近年新发现的冥外天体1992QB1(Smiley)和1993FW应是柯伊伯带内边界区的彗星(尽管现在以小行星方式命名),而离太阳32至35天文单位的1993RO、1993RP、1993SB、1993SC可能是从柯伊伯带摄动出来、处在向短周期演变的天体。柯伊伯带从离太阳40天文单位外延到几百天文单位(其外界尚不知道),估计此带中的彗星有上万颗,它们是太阳系形成时期的原始冰体残留下来的,这些彗星保存着太阳系原始物质的信息。欧洲空间局将在2003年发射罗赛达(Rosetta)飞船会合由柯伊伯带来的短周期彗星,揭示彗星性质及太阳系形成的奥秘。

三、彗星的形态变化
1、亮彗星的形态
肉眼看见的亮彗星,可从形态特征上分为三部分:彗核、彗发、彗尾(如左图)。彗星头部(彗头)中央的亮点称为彗核。彗发是彗核周围延展相当大范围的朦胧大气。彗尾是从彗头往背向太阳方向延伸很长的淡淡光带。彗尾又可从形态上分为I、II、III三类。I类彗尾长而直,略带兰色,主要由气体离子组成,现在常称作”等离子体彗尾”(等离子体是正、负离子混合体,在大尺度上平均呈电中性)。II类彗尾较弯曲而亮,III类彗尾更弯曲,这两类彗尾略带黄色,都由尘埃粒子组成,只是III类彗尾的尘粒比II类的大些,现在常一起称作”尘埃彗尾”。
等离子体彗尾并非总是长而直的,而常出现一些复杂结构和变化现象,有时出现像折叠伞状的射线束,有时出现扭折、云团、螺旋波结构,更有趣的是断尾事件一老的彗尾从彗头断开来,向后远离,又从彗头处出现新彗尾。
有时也出现从彗头向太阳方向伸出的长针状彗尾,称为”反常彗尾”或”反日彗尾”,实际上这并非真的是彗尾在空间上朝向太阳,而是在特殊的太阳一彗星一地球相对位置时,从地球上见到尘埃彗尾的投影效应。
1970年以来,从空间(卫星)紫外观测发现彗星还有比彗发范围大得多的”氢(原子)云”,也称作”H彗发”,大小达上千万公里,体积比太阳还大。在望远镜中有时还看到从彗核抛出的物质”喷流”及”包层”,它们统称为”近核现象”。
2、彗星在公转中的形态变化
一颗彗星在绕太阳公转中,其亮度和形态随它离太阳远近(日心距)而变化。当彗星离太阳很远时(大于4天文单位),只是很暗的星点状,这主要是赤裸的彗核,或许还有未很好发育的彗发。
随着彗星走近太阳,亮度增强,到离太阳约3天文单位时,彗发开始发展,更近太阳时,彗发变大变亮。到离太阳约1.5天文单位时,彗发的半径可达 10一100万公里。再近太阳时彗发略变小些。彗星过近日点后,随着它远离太阳,彗发也逐渐变小到消失。
彗星从远处走到离太阳约2天文单位时,开始生出彗尾。随着彗星走近太阳,彗尾变长变亮。彗星过近日点后,随着远离太阳,彗尾逐渐减小到消失。彗尾最长时达上亿公里,个别彗星(如:1842c彗星)的彗尾长达3亿2千万公里,超过太阳到火星的距离。
上面所述的只是彗星形态的一般情况,实际上各个彗星的形态结构也有不少差别。有的彗星缺乏发育的彗发,有的彗星缺乏发育的彗尾。例如:Schwassmann一Washmann(1925II)彗星运行于木星和土星的轨道之间,其彗发和彗尾总是很淡弱;Baade(1955VII)彗星在离太阳很远(4一5天文单位)时就出现尘埃彗尾,而不见等离子体彗尾。
应当指出,彗星形态的观测毕竟是从地球上进行的,看到的视投影效果跟彗星离地球远近及观测方法有关。例如,哈雷彗星1910年回归时离地球近,观测条件有利时,甚至看到彗尾跨过天空视角100度,蔚为壮观;而1986年回归时观测条件不太有利,北半球很少人肉眼看见其丰姿,而穿越其彗发的飞船第一次拍摄到彗核的真面貌。
四、彗星的性质
1、彗核
虽然彗发的体积庞大、彗尾很长很大,但它们所含物质极其稀少,当彗发或彗尾掩星(掩星是彗星从其它星的前面经过而遮挡星光)时,星光减弱极其微小。彗星物质绝大部分集中于不大的固态彗核中,彗发和彗尾的物质归根结底来自彗核,因此彗核是彗星的本体。
彗核有多大?从地球上望远镜中也难分辨彗核的大小。1927年,庞斯一温尼克(Pons一Winnecke)彗星接近地球到0.037天文单位时,望远镜也分辨不出其彗核大小,估计其彗核直径不超过1Km。从观测资料间接估算表明,大多数彗星的彗核直径在几百米到十几Km范围。有少数彗星的彗核直径可能较大,例如,估计掠日彗星族的原来母彗星的彗核直径达50Km,Schwassmann一Washmann的彗核直径为20Km,(2060)chiron的彗核直径为90Km(早先认为是小行星,现倾向认为它是彗星)。
彗核是什么形状的?这更难观测。过去一般认为彗核是球形的。现在有些证据说明彗核常常不是球形,更可能是近似于三轴比为2:1:1的扁球。最可靠的是飞船莅临哈雷彗星的一系列摄像揭示其彗核的真面目,它大致是三轴16×8×8公里的扁球,更像是扁花生,其表面崎岖不整,有几个浅坑(直径约1公里),及丘、谷,表层复盖不均匀的暗尘,反照率很低(0.02一0.04),暗黑如煤,而并不象过去认为的像冰雪那样亮。
彗核(也代表彗星)的质量有多少?这也很难测准。从有关观测资料推算,彗核质量一般在1013一1019克范围,也有多到1020一1022克及少到1010一1011克的。哈雷彗星的质量为1.5×1017克。
彗核的物质成分和内部结构又是怎样的呢?目前还不很清楚。从彗核的质量和大小,可以初步算出它的平均密度,如,哈雷彗星的平均密度约0.3克/立方厘米,这比预想的H2O冰一尘混合的固体密度(约1克/cm3)小,说明彗核内部是多空隙的。根据彗星光谱及飞船对哈雷彗发中尘粒探测,从这些来自核的物质推知,彗核主要由冰物质(水冰、二氧化碳冰等)和尘埃物质组成,其中最多的成分是水,估计彗核中除了氢等少数化学元素贫乏外,其余元素的相对含量(丰度)基本上跟太阳及宇宙的丰度相同。
过去曾很长时间争论彗核是松散的固态颗粒集合(沙砾模型)、还是整个实体冰块(致密核模型)的问题,1950年,惠普尔提出彗核是冰和尘冻结的” 冰冻团块模型(Ice conglomerate model)”,或俗称”脏雪球”,它完满地解释了很多观测事实。以后这一模型又被作了不少发展,有人认为彗核内部还有类似于行星内部的核、慢、壳结构,有人认为彗核内部较均匀。从彗核分裂的亚核大致有同样光谱特征等观测事实,可以认为彗核在大尺度上平均是较均匀的,但小尺度上可能不均匀,而彗核表层(即壳),则不同于内部,这是由于表层受宇宙线高能粒子轰击及蒸发与化学反应等过程而发生了改变,形成了象沥青之类的暗色有机物质,而且彗核表面各区域很不均匀。
从近核现象也可以推求彗核的一些性质。很多彗星的近核现象是不对称的,其重要原因是彗核有自转和其表层不均匀。由近核现象已推求约50颗彗星的自转周期,有的还算出了自转轴的空间的方向,彗星自转周期有小于5小时的,也有长达几天的,平均约15小时,而自转轴方向是随机分布的。彗核表面复盖暗尘,其导热率很小,因而彗核内部可以保持很冷而并不融化。彗核表层不均匀,某些小区域(活动区)更常排出物质,形成喷流等近核现象。
2、彗发
彗发的光谱特征是连续光谱背景上有许多分子、原子、和离子的发射谱线或谱带,说明彗发是由尘埃(散射太阳光而呈连续光谱)和一些分子、原子、离子(发射线或谱带)组成的。彗发中有以下成分:H、C C2、C3、O、S、Na、K、Ca、V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni、Cu、OH、CN、CO、CS、S2、NH、NH2、H2O、H2S、CH4、 HCN、CH3CN、CS+、SO+、HCO+、CH3OH、H2CO、C+、Ca+、H2+、OH+、CH+、CO+、N2+、H3O+、S+、 HCO2+、HCN+、C2Hn+及硅酸盐尘等。
彗发亮度自内向外减弱,说明物质密度是内密外稀的。如前面所述,彗发的大小和亮度随着离太阳远近而变化。各种成分在彗发中的分布情况也不同,用透过某一成分发射带的窄带滤光片或光谱的观测可以了解该成分在彗发中的分布,用CN(氰)彗发,OH(羟基)彗发、H彗发(即氢云)、尘埃彗发等术语表示。 CN彗发的典型大小可达百万公里、C2彗发可达几十万公里,OH彗发和C3彗发一般达几万公里,氢云可达千万公里。各种气体成分向外流动的速度为每秒几百米到几Km。在彗星离太阳1天文单位时,物质(向外)流失率约每秒105一107克。彗发中的许多分子、原子及离子往往不是从彗核表面蒸发出来的原来成份(母分子),而是母分子被太阳辐射离解或电离的子分子。例如,母分子H2O离解为OH和H,CO2电离为CO2+等。
3、彗尾
彗尾的光谱观测分析表明,尘埃彗尾主要由尘粒组成,常称作”彗星尘”,尘粒大小从十分之几到上百微米。彗星尘不仅受太阳的引力作用(受彗核的引力极微小),而且还受太阳辐射压力(光压)的推斥作用,斥力Fr与引力Fg的大小之比为Fr/Fg=5.7×10-5/(ap),其中a与p分别为尘粒半径和密度,Fr/Fg值可达2.2,因此,尘粒北向太阳运动,再加上尘粒原来随彗核绕太阳公转的运动,不同时间离开彗核的尘粒就形成弯曲的尘埃彗尾,尘粒愈大,表现为尘埃彗尾更弯曲。
等离子体彗尾由多种气体离子组成其中最多的是CO+,其次是H2O+。等离子体彗尾长直,表明离子受到的斥力更大(斥力为太阳引力的几十倍到 100倍以上),这是太阳风(从太阳出来的高速等到离子体流)及其磁场作用于彗星离子而产生的斥力。太阳风及其磁场的变化导致等离子体彗尾出现射线、扭折、云团、螺旋波及断尾等现象。
五、彗星的物理一化学过程
综合彗星的观测研究结果,彗星尘埃和气体的特征,彗星的各种形态与现象一方面取决于彗星本身的性质,另一方面又跟太阳辐射和太阳风的作用有关。当以H2O冰为主要成分的彗核被太阳辐射照射,它反射掉一部分太阳辐射能。彗核吸收的太阳辐射能用于加热与蒸发彗核表层以及转化为(红外)热辐射。当彗星走到离太阳约2天文单位时,彗核表面的温度达200K,H2O冰升华更有效,并引出尘粒和冰粒,从而彗发开始发展。从彗核出来的是”母分子”,(H2O、 HCN、CO2等),它们被太阳辐射离解(”光致离解”)或发生化学反应,生成”子分子”,例如H2O离解为H+OH。彗星的子分子常常是地球条件下(空气密度比彗发中大得多)不稳定的”基”分子(如:OH,CN,CH,NH3等),这些分子被太阳辐射作用而激发,发出荧光辐射,表现为彗星光谱发射谱线或谱电离、或化学反应、或跟太阳风离子发生电荷交换反应,生成彗星离子。如:CO2电离为CO++O+e(电子)、CO+与H2O反应生成H2O+和 CO,e(电子)与CO2反应生成CO+、O和2e等。这些彗星气体跟太阳风及其磁场相互作用,在朝太阳一侧形成类似于行星磁层式的结构,离彗核105一 106公里处有弓形激波面,离彗核103一104公里处有间断面(其内是纯彗星气体,其外是太阳风与彗星气体混合一载质太阳风)。太阳风磁场的磁力线被彗星阻碍,向彗尾方向悬挂与折叠,推斥彗星离子往背太阳方向运动,形成等离子体彗尾以及其射线、尾结、波、断尾等现象。
随气体从彗核出来的尘粒形成尘粒彗发。彗星尘散射太阳光,也发射连续的红外辐射及波长10微米、18微米的硅酸盐特征。太阳辐射压力把尘粒推斥,形成尘埃彗尾。彗星尘也会被太阳辐射离解而生成分子及原子。实际上,彗星物理一化学过程远比这要复杂得多。

彗星的基础知识

一、彗星的发现和命名

彗星,俗称扫帚星,“彗”字即扫帚之意。外文中的彗星一comet一词来自希腊文,意思是有“尾巴”或“毛发”的星。天文学中形象地以符号代表彗星。古代人偶然看到形貌奇怪的彗星出现,感到恐惧,看作灾祸的征兆,其实彗星出现只是一种自然现象,天文观测研究逐步揭开了彗星之谜。

  历史上有很多彗星出现的记录,以我国古书上的记录为最早和最多,有时记为孛星、星孛、妖星、异星、蓬星、长星等。《淮南子》中有“武王伐纣··· ···彗星出”,据我国著名天文学家张钰哲推算,这是哈雷彗星在公元前1056年的回归,这是天文学对历史年代考证的重要贡献。

  西方人长期受亚里士多德的错误看法的影响,认为彗星是地球大气中的一种燃烧现象,甚至哥白尼也认为“希腊人所谓的彗星,诞生在高层大气”。直到16世纪末,第谷才首次观测证明1577年大彗星比月球远得多,我国早在《晋书天文志》就有“彗星无光,傅日而为光。故夕见则东指,晨见则西指。在日南北皆随日光而指,顿挫其芒,或长或短。”古代只把彗星作为偶然出现的,直到17世纪,英国天文学家哈雷才计算彗星轨道,他发现1682、1607、1531年出现的彗星有相似的轨道,断言这是同一颗彗星的三次回归,并预言它在1758年底或1759年初会再次出现,虽然他逝世于1742年而未亲自见到,但这颗彗星果然在1759年出现了,为了纪念他,这颗彗星称为“哈雷彗星”。哈雷一生计算出24个彗星轨道。

  哈雷预言的应验激起人们去搜寻发现新彗星。按照国际惯例,新发现的彗星以最先发现者(至多三人,1994年后改为最多两人)命名。

  虽然肉眼见到的亮彗星很少,但现代望远镜每年平均可看到20一25颗彗星,其中约1/3是新发现的,业余目视发现2至3颗。已有观测记载的彗星有1800 多颗,去掉重复回归的,仅有1600多颗。实际上,彗星只有运行到离我们较近时才被观测到,而它们远离太阳时就观测不到了,据统计估算太阳系有 1012(万亿)1013(十万亿)颗彗星,它们绝大部分在太阳系外部。

二、彗星的轨道特性

1、彗星轨道

  通过多次观测的资料,可以推求出彗星的绕太阳公转轨道要素,即近日距、过近日点时刻、偏心率、轨道面对黄道面的倾角、升交点(在轨道上由南向北经黄道面上的点)黄经、近日点与升交点的角距,进而可以推算出彗星的历表,即不同时刻在天球上的视位置(赤经与赤纬)。很多彗星的轨道是扁长椭圆形、抛物线乃至双曲线。显然,沿抛物线或双曲线轨道运动的彗星是非周期彗星,它们会一去不返、逃离太阳系,那么它们是否真正属于太阳系成员呢?实际上,这些彗星是在过近日点前后被观测的,算出的是其吻切轨道,而且在这段时间里三种轨道差别较小,观测精度不够可导致算出的轨道误差,更重要的是彗星运行中受大行星的引力摄动等影响而发生轨道变化,大多数彗星在改正这些影响后算出的轨道仍是偏心率略小于1的扁长椭圆,因而它们是太阳系成员,也有少数彗星会一去不返。既使很扁长椭圆轨道的彗星,其公转周期也很长,要几百年乃至几万年才回归太阳系一次,在人类文明史中只有短周期的彗星(公转周期小于200年)才被多次观测到,绝大多数短周期彗星是顺向公转达的(即跟行星公转方向相同),它们的轨道面相对黄道面的倾角小于45度,有少数(如哈雷彗星)逆向公转,而长周期彗星和非周期彗星的轨道面倾角是随机分布的,顺向公转和逆向公转的都很多。

2、彗星族

  约2/3的短同期彗星的远日距小于7天文单位,即它们在远日点时临近木星轨道,称它们为“木星族彗星”。一般认为,近抛物线(偏心率e约等于1)轨道的彗星接近木星时,因受木星引力摄动大,其轨道改变而被俘获为短周期彗星。典型例子是Brooks(1889V)彗星,它接近木星后,公转周期从约29年变为 7年。此外,还有些彗星的远日距靠近土星、天王星、海王星轨道,分别称作“土星族彗星”、“天王星族彗星”、“海王星族彗星”,但数目少,是否来自“俘获”尚有疑问。

3、彗星群

  除了过近日点时刻不同之外,其余五个轨道要素都很接近的一些彗星称为“彗星群”。已确认出10个彗星群,各群的彗星数目有多有少。有一种看法认为,同群的彗星是由一颗大彗星分裂出来的。确实观测到一些彗星分裂的事例。最著名的是“掠日彗星群”,至少有16颗彗星,其近日距小于0.01天文单位,可以穿越日冕,其中池谷一关彗星(1965VIII)在1965年10月20日过近日点后两星期内分裂为三颗。1993由休梅克夫妇(E.Shoemaker,C.Shoemaker)和(D.Levy)发现的Shoemaker一Levy9彗星在1992年7月接近木星时可能发生多次分裂,1993年先观测到5个子彗核,后增至11、17直到21个子彗核,在照片上排列成一串,成为“天空中的项链”。

4、奥尔特云与柯伊伯带

 1950年,荷兰天文学家奥尔特(J.H.Oort)作了彗星轨道的统计研究,发现轨道半径为3万至10万天文单位的彗星数目很多,他推算那里有个大致球层状的彗星储库,有上千亿颗彗星。早在1932年欧匹克(E.Opiek)也曾提出过类似看法,因而这个彗星储库称为“奥尔特云”或“奥尔特一欧匹克云”,那里的彗星绕太阳公转的周期长达几百万年。按照近年的更仔细研究,奥尔特云中有上万亿至十万亿颗彗星。当然,这些遥远的彗星绝大多数尚不能直接观测到,只有在恒星的引力摄影动下或彗星相互碰撞时,有的彗星发生很大的轨道变化,当它沿扁长轨道进入内太阳系时,才成为“新”彗星被观测发现。

 1951年,美国天文学家柯伊伯(G.Kuiper)研究彗星性质与彗星形成,认为在太阳系原始星云很冷的外部区里的挥发物凝聚为冰体一彗星,当外行星在冰体群中长大时,外行星的引力弥散作用使一些彗星驱入奥尔特云,但是冥王星之外没有行星形成,他提出冥王星之外有个彗星带一即柯伊伯带,那里有很多彗星,它们的轨道近于圆形,轨道面对黄道面倾角不大。1964年,惠普尔(F.Whipple)等提出,冥外彗星带会引起外行星及彗星引力摄动,若此带在40天文单位处,则彗星总质量约为地球质量的80%;若在50天文单位处,则总质量为地球的1.3倍。1988年邓肯(M.Duncan)证明,柯伊伯带是短周期彗星的主要源,而奥尔特云不是它们的源区。(右图:据说是柯伊伯带星体)

  正如前面所述的,近年新发现的冥外天体1992QB1(Smiley)和1993FW应是柯伊伯带内边界区的彗星(尽管现在以小行星方式命名),而离太阳 32至35天文单位的1993RO、1993RP、1993SB、1993SC可能是从柯伊伯带摄动出来、处在向短周期演变的天体。柯伊伯带从离太阳40 天文单位外延到几百天文单位(其外界尚不知道),估计此带中的彗星有上万颗,它们是太阳系形成时期的原始冰体残留下来的,这些彗星保存着太阳系原始物质的信息。欧洲空间局将在2003年发射罗赛达(Rosetta)飞船会合由柯伊伯带来的短周期彗星,揭示彗星性质及太阳系形成的奥秘。

天文台观测发现一颗掠日彗星飞向太阳将被吞噬

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这张由太阳及日球层天文台2010年3月12日拍摄的照片,清晰地显示了一颗掠日彗星正朝太阳飞去,很可能将葬身“火海”。照片是由SOHO的大角 度分光日冕仪(LASCO)拍摄的,照片中太阳的光芒被一个圆盘遮蔽。

北京时间3月15日消息,据美国太空网网站报道,一颗新近发现的彗星正朝太阳飞去,预计最终将难逃葬身炽热的太阳的命运。

由于这颗彗星同太阳的距离过于接近,如果不借助专业观测工具,肉眼很难看到。据SpaceWeather.com网站报道,太阳及日球层天文台 (Solar and Heliospheric Observatory,SOHO)拍摄的最新太阳照片,清晰地显示了一颗彗星飞向太阳的“死亡坠落”。

据了解,彗星近距离掠过太阳的现象并不罕见。天文学家估计,超过1600颗彗星定期会穿越太阳系的核心区域,而掠日彗星的数目在2005年就已 经跨越1000大关。

这颗飞向太阳的彗星属于克鲁兹族掠日彗星,它们的轨道使得自己非常接近于太阳表面,最近只有数十万英里。无一例外,这种遭遇都会导致彗星因太阳 极高的温度而蒸发,但大多数彗星由于太小而难以被观察到。这一次,SOHO探测器上的照相机终于让科学家们如愿以偿。

据悉,所有的克鲁兹掠日彗星都是数百年前解体的一颗大彗星的残骸。克鲁兹彗星是根据德国天文学家海因里希-克鲁兹(Heinrich Kreutz)命名的,克鲁兹是第一位确定这种联系的科学家。

太阳及日球层天文台是欧洲航天局及美国国家航空航天局共同研制的无人太空船,于1995年发射升空。该天文台共安装了十二台主要的科学仪器,每 一个都能够独立的观察太阳或者太阳的某个局部。据悉,太阳及日球层天文台是通过日冕观测仪拍摄到克罗伊策掠日彗星即将被太阳吞噬的照片的。日冕观测仪可以 遮挡图像中最明亮的物体,从而令科学家可以观测到太阳周围的活动,例如彗星靠近。

太阳及日球层天文台在发现掠日彗星上可谓功不可没。在太阳及日球层天文台发射升空之前,其他太空望远镜只发现过16颗掠日彗星。而自太阳及日球 层天文台1995年发射以来,天文学家迄今已通过这一仪器发现数百颗克鲁兹掠日彗星,一些直径甚至只有几米。(新浪科 技)

1.3万年前彗尾碰撞地球导致微型冰河时期(图)

据英国每日邮报报道,日前,科学家最新研究显示,13000年前一场持续1小时的太空彗星雹暴袭击地球,导致地球进入微型冰河时期。

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13000年前一场持续1小时的太空彗星雹暴袭击地球,导致地球进入微型冰河时期

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这项研究将解释大约公元前11000年神秘的地球物种大规模灭绝之谜

这场灾难是由于彗星进入地球大气层分裂,向地球表面散布数以千计的冰灰尘巨块,每个这样的碎裂巨块碰撞力相当于一颗超级原子弹。此次碰撞事件摧 毁了遍布全球的大量动物物种,严重扰乱了当时石器时代早期人类的生活,使地球生态环境进入一个持续1000多年的冰冻期。

这一观点的提出者是英国加的夫大学比尔-纳皮尔(Bill Napier)教授,他指出该理论将解释大约公元前11000年神秘的地球物种大规模灭绝之谜。

长期以来,科学家一直迷惑不解,在冰河时期末期地球开始逐渐暖和,但突然全球性温度下降8摄氏度。地球突然降温导致已逐渐消退的冰川再度扩散, 该现象将解释同时期北美洲地区35种人类所熟悉的哺乳动物灭绝之谜。

一些地质学家曾认为,导致13000年前地球温度骤降的原因可能是一颗较大的小行星碰撞地球,它要比0.65亿年前导致恐龙灭绝的小行星更小一 些。

科学家之所以判断彗星碰撞地球,是由于在地质岩石层发现了线索,其中包括陆地野火燃烧形成的12.5厘米厚的煤烟层。此外,通过显微镜观测还发 现猛烈碰撞形成的陨石和碰撞陨坑中有“纳米级钻石”微粒,这些微粒形成的时期与地球物种灭绝时间相吻合。

这项发现起初认为,13000年前4公里长的彗星碰撞在现今加拿大和美国北部境内的大冰原上。但其他科学家称,13000年前这样大小的彗星碰 撞地球的概率仅千分之一,并且这样一颗彗星碰撞无法解释地球全球性的火灾。

纳皮尔教授的观点认为,远古时期物种灭绝发生于地球与一颗较大彗星尾部相碰撞,数以千计的冰灰尘巨块像雨点般地落在地面上,每一个巨块可释放出 百万吨级原子弹的爆炸力。碰撞灾难使大气层弥漫着烟雾,地面上落了一层厚厚的烟煤层,并且遮住了太阳光线。

这颗超大质量彗星是于2-3万年前进入太阳系内部,尾部与地球发生碰撞直至完全消失。纳皮尔说:“在过去3万年里,这颗超大质量彗星逐渐分解, 数以千计的碎片不止一次地碰撞在地面上。”目前,他的这项研究理论发表在《皇家天文协会月刊》杂志上,认为彗星分裂形成的冰雹碎片碰撞地球持续了仅1个小 时。

这可能导致数以千次的碎片碰撞,产生全球性的火灾,并在地面上沉积了纳米级的钻石颗粒,此次碰撞对地球产生的标志性影响是大量物种消亡。

近代在地球表面形成的彗星碰撞事件是塔吉什湖陨星碰撞,2000年1月一颗彗星坠落在加拿大育空地区,碰撞产生了大量的纳米级晶体颗粒,科学家 现已对这些颗粒进行了研究。