авторефераты диссертаций БЕСПЛАТНАЯ БИБЛИОТЕКА РОССИИ

КОНФЕРЕНЦИИ, КНИГИ, ПОСОБИЯ, НАУЧНЫЕ ИЗДАНИЯ

<< ГЛАВНАЯ
АГРОИНЖЕНЕРИЯ
АСТРОНОМИЯ
БЕЗОПАСНОСТЬ
БИОЛОГИЯ
ЗЕМЛЯ
ИНФОРМАТИКА
ИСКУССТВОВЕДЕНИЕ
ИСТОРИЯ
КУЛЬТУРОЛОГИЯ
МАШИНОСТРОЕНИЕ
МЕДИЦИНА
МЕТАЛЛУРГИЯ
МЕХАНИКА
ПЕДАГОГИКА
ПОЛИТИКА
ПРИБОРОСТРОЕНИЕ
ПРОДОВОЛЬСТВИЕ
ПСИХОЛОГИЯ
РАДИОТЕХНИКА
СЕЛЬСКОЕ ХОЗЯЙСТВО
СОЦИОЛОГИЯ
СТРОИТЕЛЬСТВО
ТЕХНИЧЕСКИЕ НАУКИ
ТРАНСПОРТ
ФАРМАЦЕВТИКА
ФИЗИКА
ФИЗИОЛОГИЯ
ФИЛОЛОГИЯ
ФИЛОСОФИЯ
ХИМИЯ
ЭКОНОМИКА
ЭЛЕКТРОТЕХНИКА
ЭНЕРГЕТИКА
ЮРИСПРУДЕНЦИЯ
ЯЗЫКОЗНАНИЕ
РАЗНОЕ
КОНТАКТЫ


Pages:     | 1 |   ...   | 7 | 8 ||

«В.П. Томанов Д.А. Родин ОРБИТАЛЬНАЯ ЭВОЛЮ- ЦИЯ ПОЧТИ ПАРАБОЛИ- ЧЕСКИХ КОМЕТ Вологодский государственный педагогический университет Лаборатория ...»

-- [ Страница 9 ] --

Первой обнаруженной кометой, орбита которой проходит чрезвычайно близ ко к Солнцу, была Большая комета C/1680 V1. 18 декабря она прошла перигелий на гелиоцентрическом расстоянии q 0.006 а.е. Минимальное расстояние от фо тосферы составляло около 200 тыс. км. Следующим появлением околосолнечной кометы была комета C/1843 D1, перигелийное расстояние q 0.0055 а.е., наклон i 144. 4, период P 513 лет. В 1880 г. появилась еще одна очень яркая «солнце царапающая» комета C/1880 C1, q 0.0055 а.е., i 144. 7, эксцентриситет e 1. В 1882 г. наблюдалась Большая сентябрьская короткоперигелийная комета C/ 0.0077 а.е., i 142. 0. Комета распалась на четыре части, которые имели R1, q периоды от 670 до 950 лет. В 1887 г. наблюдалась еще одна околосолнечная коме та C/1887 B1, q 0.0048 а.е., i 144. 4, e 1. Впервые Г.Крейц (1888, 1891, 1901) обратил внимание на близкое сходство элементов орбит почти параболических комет, проходивших через перигелий в 1843, 1880, 1882 и 1887 гг. на расстоянии 0.01 а.е.

q Всего в XIX столетии было открыто 7 короткоперигелийных комет. Такие кометы стали называть кометами группы Крейца или кометами «царапающими»

Солнце (Sungrasig comet). После появления в 1887 г. «царапающей» Солнце коме ты C/1887 B1, до 1945 г. не было замечено ни одной кометы группы Крейца. Сле дующими кометами, открытыми с Земли, были кометы C/1945 X1 (дю Туа), C/1963 R1 (Перейры), C/1965 S1 (Икейя – Секи), C/1970 K1 (Уайта – Ортиса – Бо лелли), C/2011 W3 (Лавджоя).

После 1970 года ярких комет Крейца не было обнаружено. Однако в течение 1980-х годов с помощью двух спутников, исследующих Солнце, были неожиданно открыты несколько новых членов группы Крейца: 10 комет было открыто спутни ком COLWIND с 1979 по 1984 годы, 10 – спутником SMM в 1987-1989 годы.

До недавнего времени была возможна ситуация, когда даже яркая комета Крейца могла пройти возле Солнца незамеченной, если е перигелий приходился на промежуток с мая по август. В это время года для наблюдателя с Земли Солнце будет закрывать почти всю траекторию кометы, и та может быть видимой только близко от Солнца, и только при условии высокой яркости. Так, лишь случайное совпадение этих двух астрономических показателей позволило обнаружить Комету затмения в 1882 году.

В 1995 году начала свою работу космическая обсерватория SOHO. Помимо различной аппаратуры, предназначенной непосредственно для изучения Солнца, на спутнике был установлен коронограф для изучения солнечной короны. Радиус поля зрения этого прибора составляет 7 градусов при этом на изображениях короны, ко торые он получает, можно различить окружающие звезды до 9 звездной величины!

И вот, на SOHO-изображениях коронографа от 22 августа 1996 года S.Stezelberger обнаруживает первую комету. С того момента при помощи коронографа SOHO стали постоянно находить по несколько околосолнечных комет в месяц. За 8 лет было официально открыто 564 кометы!

Телескоп (коронограф) SOHO наблюдает пространство вокруг Солнца, в то время как яркая часть диска закрыта маской. За 10 лет непрерывной работы сол нечной и гелиосферной обсерватории SOHO, находящейся в точке Лагранжа L (1.5 млн км от Земли на линии Солнце - Земля), открыто свыше 1000 комет (юби лейную, 1000-ю открыл 5 августа 2005 г. S.Stezelberger). Из общего количества на блюденных SOHO комет только несколько десятков объектов прошли на безопас ном расстоянии от Солнца, остальные кометы испарились в солнечной атмосфере.

Таким образом, эта популяция комет группой Крейца является самой короткожи вущей, и мы являемся свидетелями исчезновения из Солнечной системы целого семейства малых тел.

22 ноября 2011 года австралийским астрономом-любителем Терри Лавджоем была открыта яркая комета семейства Крейца. Это открытие стало первым за 40 лет открытием крейцевской кометы с Земли. Комета C/2011 W3 (Лавджоя) прошла пе ригелий 16 декабря 2011 года, достигнув в максимуме примерно минус четвертой звездной величины.

Более 75% околосолнечных комет были открыты астрономами-любителями на основании снимков SOHO, доступных через интернет. Причем некоторые ас трономы сделали довольно впечатляющее число открытий: например, Райнер Крахт (Rainer Kracht) из Германии открыл 211 комет, Хуа Су (Hua Cu) из Китая – 185, а Майкл Оат (Michael Oates) из Великобритании – 144 кометы. По данным на 30 января 2009 года было открыто более 1600 околосолнечных комет Крейца. Кро ме того, по состоянию на 26 июня 2010 года, 24 кометы Крейца было открыто па рой космических аппаратов STEREO (2008 - 2010). В каталоге Бондаренко (2012) на 16 марта 2013 г. зафиксировано всего 1597 комет Крейца, открытых с помощью SOHO. Последняя из них С/2011 N 3 прошла перигелий 6 июля 2011 г. на периге лийном расстоянии 0.0053 а.е., наклон i 144. 4, аргумент перигелия q 85. 1, долгота восходящего узла 6. 4.

Наблюдения с SOHO показывают, что околосолнечные кометы часто появля ются парами, с промежутком в несколько часов. Маловероятно, что это совпаде ние, кроме того, такие пары не могут быть результатом расщепления одной кометы при предшествующем перигелии, так как фрагменты находятся на слишком боль шом расстоянии друг от друга. Напротив, вс указывает на то, что они разрушают ся вдали от перигелия. Зарегистрировано много случаев, когда комета разрушалась вдали от перигелия. В случае комет Крейца, вероятно фрагментация начинается при прохождении перигелия и каскадно продолжается в течение полта по остав шейся части орбиты.

О физических характеристиках комет Крейца известно немного. Установлено, что размеры ядер большей части околосолнечных комет чрезвычайно малы. Диа метр ядра даже самых ярких комет, зарегистрированных SOHO не превышает не скольких десятков метров.

Исследований, посвященных химическому составу комет Крейца, тоже очень мало. Отчасти это объясняется тем, что открытые за последние годы кометы из этого семейства были видны всего несколько минут, после чего навсегда исчезали.

Считанные единицы были открыты с Земли и наблюдались на протяжении не скольких дней, однако близость к Солнцу и неблагоприятные погодные условия также не позволили провести их подробный анализ. Из всего семейства Крейца лучшие условия для изучения представились для двух комет: Большой сентябрь ской 1882 года и Икея – Секи в 1965, хотя с учетом уровня развития астрономиче ской техники, и они не могли быть так хорошо изучены, как, например ярчайшие кометы последних полутора десятилетий: Хякутакэ (1996), Хейла – Боппа (1997) и Макнота (2007).

При исследовании спектров комет 1882 и 1965 годов были обнаружены сле ды эмиссии тяжелых элементов: железа, никеля, натрия, калия, кальция, хрома, ко бальта, марганца, меди, ванадия, - что позволило предположить, что в кометах с малым перигелийным расстоянием начинаются испаряться не только замрзшие газы, но и пыль. Учитывая размеры большинства комет Крейца, можно с уверенно стью сказать, что они полностью сгорают при проходе возле Солнца.

Настоящая глава 5 посвящена исследованию эволюции орбит короткопериге лийных комет. Базовой основой исследований является «Каталог первоначальных орбит короткоперигелийных комет» глава 4. Цель: выявить основные закономер ности эволюции каждого элемента орбит. Элементы первоначальных орбит (1000 г.) будем обозначать с индексом «1». На рисунках эти параметры будем изо бражать черным цветом. Элементы орбит в эпоху 2000 г. снабдим индексом «2», а для их фиксации используем серый цвет.

§ 2. Перигелийные расстояния Распределение орбит по величине перигелийного расстояния в 1000 и в 2000 гг. приведено на рис.1 и в табл.1. В распределении по q первоначальных (1000 г.) и современных (2000 г.) орбит имеет место весьма существенное разли чие.

Первоначальные орбиты. В эпоху 1000 г. комет, которые принято имено вать кометами группы Крейца ( q 0.01 а.е.), всего лишь N1 15. Резко выделяет ся большая группа комет, N1 1602, имеющих перигелийные расстояния 0.03 а.е.

q 0.06 а.е.

В табл.2 для этой группы комет приведенв средние и экстремальные значе ния основных параметров орбит.

Из данных табл.2 вытекают следующие выводы:

Первоначальные орбиты – параболы, эксцентриситет e 1. Среднее значение пе ригелийного расстояния q 0.043529а.е. Такие значения e и q означают, что ко меты падают на Солнце практически по прямой.

Рис.1. Распределение короткоперигелийных комет по перигелийному расстоянию q. Кривая черного цвета – распределение в 1000 г.;

кривая серого цвета – распределение в 2000 г.

Первоначальные орбиты – параболы, эксцентриситет e 1. Среднее значение перигелийного расстояния q 0.043529а.е. Такие значения e и q означают, что кометы падают на Солнце практически по прямой.

Афелии комет концентрируются к точке с эклиптическими координатами LQ 104. 4 ;

BQ 35. 0. (5.1) Это означает, что линии апсид направлены в область около точки (5.1). Другими словами, точка (5.1) - радиант короткоперигелийных комет. Усредненная линия апсид расположена к эклиптике под углом i 143. 9.

Восходящие узлы расположены вблизи точки весеннего равноденствия 32. 3. Среднее значение аргумента перигелия 91. 0. Это означает, что ср линия апсид расположена почти под прямым углом к узлу.

Таблица 1. Распределение комет по перигелийному расстоянию q.

N1 N2 N1 N q, а.е. q, а.е.

N2-N1 N2-N 1000 г. 2000 г. 1000 г. 2000 г.

0 0,005 0,085 0, 6 551 40 1 - 0,005 0,010 0,090 0, 9 1031 49 3 - 0,010 0,015 0,095 0, 13 9 -4 19 1 - 0,015 0,020 0,100 0, 4 7 3 6 1 - 0,020 0,025 0,105 0, 5 6 1 3 0 - 0,025 0,030 0,110 0, 4 10 6 5 0 - 0,030 0,035 0,115 0, 8 25 17 17 0 - 0,035 0,040 0,120 0, 65 91 26 13 0 - 0,040 0,045 0,125 0, 35 -1154 30 0 - 0,045 0,050 0,130 0, 40 -225 4 1 - 0,050 0,055 0,135 0, 70 22 -48 2 0 - 0,055 0,060 0,140 0, 5 6 1 0 0 0,060 0,065 0,145 0, 5 3 -2 1 0 - 0,065 0,070 0,150 0, 4 2 -2 0 0 0,070 0,075 0,155 0, 3 2 -1 0 0 0,075 0,080 0,160 0, 8 1 -7 1 0 - 0,080 0,085 0,165 0, 10 1 -9 0 0 Таблица 2. Сводная таблица элементов орбит первоначальных комет (1000 г.) с перигелийными расстояниями 0,03 q 0,06.

Элемент ор- Минимальное Максимальное Среднее Стандартное биты значение значение значение отклонение, град. 9,5 331,8 91,0 13,, град. 0,1 360,0 32,3 72, i, град. 10,6 158,4 143,9 8, e 0,99993 1,00001 0,99998 0, q, а.е. 0,031474 0,059229 0,043529 0, LQ, град. 27,2 331,8 104,4 13, BQ, град. -83,1 68,3 -35,0 5, Современные орбиты. В эпоху 2000 г. N 2 1597 комет приобретают статус комет группы Крейца ( q 0.01 а.е.). Напомним, в 1000 г. комет Крейца было N1 Как видно из табл.1, в эпоху 1000 г. на интервале перигелийных расстояний 0.02 а.е. q 0.06 а.е. имелось N1 1611 комет. В современную эпоху (2000 г.) на этом интервале сохранилось N 2 235 комет. Распределение этих комет N 2 по q приведено на рис.2. Из рис.2 прослеживается разделение комет на три группы.

Средние значения элементов орбит для каждой группы даны в табл.3.

Некоторые авторы (М.Мейер, Б.Марсден, Р.Крахт) высказывали мнение о наличии группировок комет в современную эпоху на интервале 0.02 а.е. q 0. а.е. И на этом основании формулировали экзотическую гипотезу о происхождении комет вследствие распада гигантских родительских комет.

Рис.2. Распределение комет с перигелийным расстоянием 0,02 q 0,06 в эпоху 2000 г.

Таблица 3. Элементы орбит трех групп комет в эпоху 2000 г.

i,,, Группа комет e q, a.e.

град.

град. град.

0,020 q 0,028 144,1 231,8 90,8 1,00000 0, 0,028 q 0,044 77,0 85,2 67,8 1,00000 0, 0,048 q 0,054 110,5 158,5 79,3 1,00000 0, Наличие незначительного повышенного числа комет ( N 2 235 ) в эпоху 2000 г. на интервале перигелийных расстояний 0.02 а.е. q 0.06 а.е. может иметь естественное объяснение. Дело в том, что именно на этом же диапазоне периге лийных расстояний в эпоху 1000 г. имел место абсолютный максимум комет 1611. Большинство из этих комет к современной эпохе трансформировалось N в кометы Крейца ( q 0.01 а.е.). Оставшиеся 235 комет сохранили свои первона чальные значения перигелийного расстояния q.

Рис.3. Диаграмма «Перигелийное расстояние q – изменение перигелийного расстояния q» Черные точки для комет в 1000 г., серые точки для комет в 2000 году.

Изменение перигелйного расстояния индивидуальных комет за 1000 лет можно характеризовать величиной q1. На рис.3 дана диаграмма «Пери q q гелийное расстояние q – изменение перигелийного расстояния q ». Здесь ромби ком черного цвета цвета показано положение кометы в 1000 г., ромбиком серого цвета – расположение на диаграмме той же кометы в 2000 г.

Комет, у которых произошло увеличение перигелийного расстояния ( q 0) всего лишь 31. У остальных 1772 комет перигелийное расстояние уменьшилось 0 ). На рис.3 виден темный массив (эпоха 1000 г.) на интервале 0.035 а.е. q (q 0.055 а.е., включающий 1589 комет. Второе темное пятно соответствует положе нию в 1000 г. 118 комет с перигелийным расстоянием 0.08 а.е. q 0.1 а.е. Серые пятна, сдвинутые от темных влево, показывают положение комет на диаграмме в современную эпоху (2000 г.).

Итак, магистральное направление эволюции перигелийного расстояния ко роткоперигелийных комет – уменьшение перигелийного расстояния ( q 0 ). Фи нальным этапом эволюции является появление комет Крейца.

Характер эволюции q показан на рис.4: перигелийное расстояние кометы C/ U3 уменьшается монотонно.

Рис. 4. Кривая изменения перигелийного расстояния кометы С/2001U3.

§ 3. Эволюция размеров и формы кометных орбит Эволюция эксцентриситета кометных орбит представлена в табл.1 и на рис.1.

Анализ табл.1 и рис.1 приводит к следующим выводам:

1. В ходе эволюции абсолютное большинство орбит увеличивают эксцентри ситет. Комет, имевших в 1000 г. эксцентриситеты на интервале 0.99980e0.99998, было N1 933. К 2000 г. на этом интервале эксцентриситетов осталось N 2 орбит. Итак, главный вывод: за тысячелетие эксцентриситеты увеличиваются, стремясь к единице e 1. Как видно из рис.1, около e 1 - сплошное серое пятно, здесь к 2000 г. 1656 комет приобрели эксцентриситеты от 0.99998 до 1.00000.

2. Гиперболы ( e 1) эволюционируют в двух направлениях: на интервале 1.00000 e 1.00002 число комет уменьшилось N 2 31 ;

на интервале N 1.00002 e 1.00004 число комет увеличилось N 2 33.

N Таблица 1. Распределение орбит по эксцентриситету е e N1 N2 N2 N 1000 г. 2000 г.

0.99980 0.99982 2 0 - 0.99982 0.99984 4 1 - 0.99984 0.99986 10 0 - 0.99986 0.99988 6 1 - 0.99988 0.99990 5 3 - 0.99990 0.99992 4 0 - 0.99992 0.99994 34 5 - 0.99994 0.99996 161 13 - 0.99996 0.99998 707 13 - 0.99998 1.00000 761 1656 + 1.00000 1.00002 166 135 - 1.00002 1.00004 2 35 + 1.00004 1.00006 0 0 1.00006 1.00008 0 1 1.00008 1.00010 0 0 Рис.1. Диаграмма «Эксцентриситет e - изменение эксцентриситета e ». Черные точки для комет в 1000 году, серые точки – для комет в 2000 году.

На рис 2 дано распределение комет по величине обратной большой полуоси 1 / a, откуда видно следующее:

1. Кривая серого цвета, представляющая распределение по 1 / a в 2000 г., сдвинута вправо относительно кривой черного цвета (1000 г.). Это означает, что в ходе эволюции происходит увеличение значения 1 / a.

2. Имеются два максимума. Первый на интервале 0.0001 1 / a 0.0002, вто рой на интервале 0.0009 1/ a 0.0010. Не означает ли это, что имеются два гене тических источника короткоперигелийных комет?

На рис.3 дано распределение орбит по величине афелийного расстояния Q.

Из этого рисунка видно:

1. Афелии первоначальных орбит концентрируются на гелиоцентрических расстояниях 2000 а.е. Q 2500 а.е. Если афелий является местом «рождения»

кометы, то, возможно, происхождение комет имеет место на указанном интервале Q.

Рис.2. Распределение орбит по величине обратной большой полуоси 1 / a.

2. В ходе эволюции афелии мигрируют в сторону Солнца: серая кривая сме щена влево относительно черной кривой.

Рис.3. Распределение орбит по величине афелийного расстояния Q.

§ 4. Эволюция угловых элементов кометных орбит Наклон i. В табл.1 дано распределение числа комет N по 10-градусным ин тервалам наклона i кометных орбит к эклиптике. Постоянный шаг i 10 дает искаженную картину (Томанов, 2007), поскольку распределение наклонов пропор ционально cos i. Объективное пространственное распределение плоскостей ко метных орбит можно получить, исследуя плотность полюсов кометных орбит на шаровых слоях небесной сферы, соответствующих данному интервалу i на клона:

N, (5.2) 2 R (cosi1 cos i2 ) где N – число полюсов на соответствующем шаровом слое, R =1. Результаты под счетов по формуле (5.2) приведены в табл.1.

Таблица 1. Распределение орбит по наклонам 1000 г. 2000 г.

i, град.,, N N (а.е.)-2 (а.е.)- 0 10 1 10 1 10 20 66 233 46 20 30 15 32 35 30 40 4 6 5 40 50 5 6 9 50 60 13 14 5 60 70 100 101 13 70 80 13 12 100 80 90 4 4 13 90 100 8 7 10 100 110 7 7 3 110 120 5 5 6 120 130 14 16 21 130 140 75 97 176 140 150 1442 2295 1413 150 160 87 188 2 160 170 1 4 4 170 180 4 42 2 На рис.1 дана зависимость плотности полюсов кометных орбит от вели чины наклона i плоскости орбиты к эклиптике. Из данных табл.1 и рис.1 видно, что абсолютное большинство короткоперигелийных комет имеют наклон к эклип тике в пределах 140 150. Имеет место некоторое преобладание орбит с накло нами 10 20 и 60 70.

Рис.1. Зависимость плотности полюсов от наклона i.

Из рис.1 видно, что черная и серая кривая почти совпадают. Это означает, что среднее значение наклона i орбит на интервале i 10 изменяется незначи тельно. На рис.2 показано изменение наклона i1 индивидуальных комет.

i i Черным квадратиком на диаграмме показано положение кометы в 1000 г., серые квадратики – положение той же кометы в 2000 г.

Из диаграммы видно:

1. Орбиты с малыми наклонами i 80 преимущественно увеличивают на клоны 0.

i 2. Орбиты с наклонами 140 150 уменьшают наклоны 0.

i Рис.2. Диаграмма «Наклон i - изменение наклона i ». Черные квадратики – 1000 г., серые – 2000 г.

Долгота восходящего узла. Распределение орбит по величине долготы восходящего узла дано в табл.2 и на рис.3. Для построения кривых на рис. подсчитывалось число узлов на каждой дуге эклиптики 90 с шагом 10.

Как видно из табл.2 и рис.3, узлы концентрируются около направления на точку весеннего равноденствия. Максимум распределения восходящих узлов на ходится на интервале 0 20, где в 1000 г. было сосредоточено 1485 восхо дящих узлов или 76% от общего их числа. Однако, в 2000 г. на этом интервале ос талось 1053 узла. Узлы «ушли» на интервал 320 360, где в 2000 г. число узлов стало N 2 415. В 1000 г. на этом интервале было всего N1 87 узлов. На интервале долготы восходящего узла 60 80 в 1000 г. было N1 38 узлов, в 2000 г. число узлов здесь возросло до N 2 109.

Таблица 2. Распределение восходящих узлов N1 N, град.

1000 г. 2000 г.

0 20 1485 20 40 145 40 60 129 60 80 38 80 100 9 100 120 3 120 140 3 140 160 4 160 180 9 180 200 1 200 220 2 220 240 5 240 260 0 260 280 5 280 300 10 300 320 9 320 340 8 340 360 79 Эволюцию узлов можно проследить и по рис.3: кривые серого цвета (2000 г.) сдвинуты влево относительно черных кривых (1000 г.), что свидетельствует об уменьшении долготы восходящего узла. На этой же кривой четко виден максимум около = 20 в 1000 г. и провал в 2000 г.

Рис.3. Распределение комет по долготе восходящего узла На рис.4 диаграмма «Долгота восходящего узла » иллюстрирует изменение долготы узла индивидуальных комет. Здесь черные квадратики изображают поло жение кометы в 1000 г., серые квадратики показывают положение той же кометы в 2000 г. Видимо, долгота восходящего узла = 20 является некой критической точкой. Через точку проходит темная полоса (1000 г., = 20, 1485 комет) и серая полоса (2000 г., N 2 1053 кометы). Эти полосы имеют N разный наклон к оси абсцисс. Кометы с 20 получают увеличение долготы восходящего узла ( 0, серая полоса отклонена вправо). Кометы с долготой восходящего узла 20 получают уменьшение долготы восходящего узла 0, серая полоса отклонена влево).

( Отметим еще один фрагмент на рис.4. Около точки с координатами 55, +20 расположено небольшое темное пятно, в котором, согласно табл.2, со держится 129 комет. За тысячу лет это пятно смещается вправо к точке 75, = +20, где находится 109 комет (табл.2).

Рис.4. Диаграмма «Долгота восходящего узла изменение долготы восходящего узла »

Аргумент перигелия. Распределение комет по аргументу перигелия приведено в табл.3 и на рис.5., откуда видно, что существует резкая концентрация перигелиев к значению = 90.

Таблица 3. Распределение короткоперигелийных комет по аргументу периге лия N1 N, град.

1000 г. 2000 г.

0 20 6 20 40 34 40 60 37 60 80 217 80 100 1473 100 120 43 120 140 7 140 160 6 160 180 6 180 200 1 200 220 6 220 240 1 240 260 7 260 280 5 280 300 3 300 320 3 320 340 6 340 360 3 Это означает, что линии апсид большинства орбит расположены к линии уз лов под углом близким к 90.

Рис.5. Распределение комет по аргументу перигелия.

На интервале 80 100 в 1000 г. находилось N1 1473 орбиты, в 2000 г.

осталось N 2 1080. Убыль N 2 N1 = - 393 кометы переходит на интервал 80. Характер эволюции индивидуальных комет показан на рис.6.

Рис.6. Диаграмма «Аргумент перигелия - изменение аргумента перигелия ».

§ 5. Проблема происхождения короткоперигелийных комет Сведения об основных характеристиках комет Крейца приведены в табл.1.

Как видно из этой таблицы, среднестатистическая комета Крейца приходит в око лосолнечную зону из южного эклиптического полушария по почти параболиче ской орбите ( e 0.999998), пересекает эклиптику в восходящем узле с долготой = 359.44 на гелиоцентрическом расстоянии R A 0.0102 а.е., проходит на мини мальном расстоянии от Солнца q 0.00598 а.е., далее перемещается к нисходя щему узлу RD 0.0165 а.е. и удаляется к афелию в южном полушарии. Здесь ис пользуются эклиптические координаты солнечного апекса:

270, 53.5. (5.3) A A Таблица 1. Осредненные параметры короткоперигелийных кометных орбит Характеристики Минимальное Максимальное Среднее Стандартное орбит значение значение отклонение Наклон i 127.42 148.56 143.50 2. Долгота восходящего 309.34 29.69 359.44 12. узла Аргумент перигелия 31.07 103.33 78.89 11. Перигелийное расстоя 0.0044 0.0154 0.00598 0. ние q, а.е.

0.999899 1.000000 0.999998 0. Эксцентриситет e Долгота перигелия 273.09 296.18 282.91 2. Широта перигелия 18.08 49.01 34.93 3. Гелиоцентрическое рас стояние восходящего 0.006174 0.01989 0.010174 0. узла R A, а.е.

Гелиоцентрическое рас стояние нисходящего 0.008958 0.09788 0.016531 0. узла R D, а.е.

Откуда приходят к Солнцу кометы Крейца? Для ответа на этот вопрос опре делим направление на «средний» афелий. Для этой цели применим метод Натан сона (1923). Если и эклиптические координаты кометных афелиев, то ко Q Q ординаты точки, к которой концентрируются афелии, находятся из системы, 0 уравнений:

n nr cos 0 cos cos cos, 0 Qi Qi i n (5.4) nr sin 0 cos sin cos, 0 Qi Qi i n nr sin sin, 0 Qi i где n – число комет, r – степень концентрации ( 0 r 1 ). Решение системы (5.4) применительно к n 1864 афелиям орбит комет Крейца дает значение:

102.91, 34.96, r (5.5) 0. 0 Поскольку r 1, то афелии проектируются практически в одну точку (5.5). Это означает, что короткоперигелийные кометы фактически имеют общую линию ап сид, а точка (5.5) есть радиант данных комет. Таким образом, можно полагать, что кометы Крейца приходят к Солнцу из точки (5.5).

Примечательный факт близости долготы точки (5.5) к долготе солнечного антиапекса ранее отмечали В.В.Радзиевский и В.П.Томанов (1970): «Если выбрать из всего используемого материала кометы с q 0.01 а.е., то окажется, что таких комет всего восемь, но все они имеют практически одинаковую долготу перигелия 281 ). Не будет преувеличением сказать, что эти кометы фактически ( падают на Солнце из точки, долгота которой совпадает с долготой солнечного ан тиапекса. Вероятность случайного попадания всех восьми объектов в сектор ши риной 11 близка к нулю».

В работе (Аксеновский и др., 1998) выполнен анализ распределения комет ных перигелиев, доказана связь перигелийных направлений с апексом Солнца и направлением на центр Галактики, сделано заключение, что все статистические закономерности распределения перигелиев орбит долгопериодических комет сви детельствуют в пользу гипотезы межзвездного происхождения комет. В проблеме межзвездного происхождения комет обычно рассматриваются два механизма за хвата комет в Солнечную систему: столкновительный захват межзвездной мате рии на антиапексиальной полуоси пекулярного движения Солнца по схеме Агекя на (1949) – Литтлтона (1953) и гравитационный захват комет планетами по схеме Лапласа (1796).

Как известно, захват межзвездной материи на антиапексиальной полуоси движения Солнца за счет гравитационной фокусировки и последующих столкно вений в наиболее общем виде был рассмотрен Т.А.Агекяном (1949). Аналогичный механизм захвата с применением результатов конкретно к проблеме происхожде ния комет рассматривался Литтлтоном (1953). В гипотезе Литтлтона предполага ется, что образование комет происходит в двух встречных потоках захваченных межзвездных частиц на антиапексиальном луче движения Солнца (газопылевой шлейф – «хвост Нольке», как его назвал Н.Д.Моисеев). В модификации теории Агекяна, изложенной в работе (Радзиевский, Томанов, 1973) предполагается, что кометы образуются из сгустков межзвездной среды, захваченных в результате взаимодействия с «хвостом Нольке».

Продолжим исследование этого вопроса применительно к короткопериге лийным кометам. Предварительно определим границы области возможных захва тов, а далее покажем, что перигелии орбит захваченной материи должны концен трироваться в области солнечного апекса;

выясним условия, при которых могут образовываться орбиты с малыми q.

Так же, как в большинстве работ по гравитационной фокусировке, считаем Солнце неподвижным. Тогда поток межзвездных частиц, имеющих в бесконечно сти скорость V, движется к Солнцу со стороны его апекса. Орбита каждой части цы есть невозмущенная гипербола с фокусом в Солнце. Пусть в некоторой точке, расположенной на угловом расстоянии от солнечного апекса, произошло столк новение двух частиц (тел). В работе (Радзиевский, Томанов, 1973) показано, что трансверсальные Vt и радиальные V r компоненты обеих частиц перед столкнове нием определяются выражениями V (Vt )1, 2 sin sin 1, (5.6) 2 RV (1 cos ) V (Vr )1, 2 (1 cos ) (1 cos ) 1, (5.7) 2 RV (1 cos ) где R – гелиоцентрический радиус-вектор точки столкновения, - произведение гравитационной постоянной на массу Солнца, знак «+» относится к частицам, еще не пересекшим луч движения Солнца, знак « » к встречным частицам.

При условии равенства масс сталкивающихся частиц средняя трансверсаль ная скорость после столкновения и гашения разнозначных компонентов будет равна:

V sin, (5.8) Vt а радиальная скорость после столкновения V (1 cos ). (5.9) Vr Полная скорость определится из выражения:

V2 2 2. (5.10) V Vt V (1 cos ) r 2 R a Для захвата необходимо, чтобы полная скорость была меньше параболической:

V2. (5.11) V (1 cos ) 2 R Из (5.11) определяем границы области захвата:

. (5.12) R V (1 cos ) Видно, что область захвата ограничена параболоидом вращения вокруг оси дви жения Солнца и с вершиной в направлении антиапекса. Расстояние до вершины 180, V =19.5 км/с) равно:

( 7 1013 см = 4.7 а.е. (5.13) R V Поскольку в любой точке области захвата уравнениями (5.8) и (5.9) опреде лены оба компонента скорости, то возникает возможность выразить элементы вторичной орбиты через координаты R и точки захвата, и, наоборот, по извест ным элементам орбиты установить место ( R, ), где произошел захват.

Для дальнейшего нам будет достаточно выразить радиус-вектор точки захва та через перигелийное расстояние q орбиты, на которую будут переведены части цы после захвата. Из (5.9) и (5.10) следует V 2 V Vr, откуда V4 V 2 (V 2 Vt 2 ). (5.14) Выражая в (5.14) V 2 через R из (5.10), используя (5.8) и решая полученное уравнение относительно R, находим:

e 2 (1 e 2 ), (5.15) R a 1e где через обозначено отношение / aV 2. Если захват произошел на почти параболическую орбиту ( e 1, 1 ), то выражение (5.15) может быть разложено в ряд по степеням и заменено приближенной формулой, выражающей R через перигелийное расстояние q :

1e, (5.16) R q Q q V 2e где Q афелийное расстояние.

В работе (Томанов, 1976) доказана теорема: при захвате на поверхности па раболоида (5.12) перигелий вторичной орбиты с e 1 должен всегда точно совпа дать с апексом Солнца.

Итак, в рамках теории межзвездного происхождения комет прогнозируется высо кая концентрация перигелиев кометных орбит в районе солнечного апекса. Реаль ное распределение перигелиев ППК недавно изучалось в работе (Аксеновский и др., 1998). В табл.2 приводятся результаты вычислений по уравнениям (5.4) при менительно к перигелиям. В первой строчке приведены данные для n 1177 ко мет: перигелии концентрируются к точке с координатами 277.5, 41.4, a a угловое расстояние которой от апекса (5.3) составляет 13.1.

A Таблица 2. Концентрация кометных перигелиев к солнечному апексу Статистический коллектив n r,,, a a A град.

град. град.

ППК 1177 277.5 41.4 0.383 13. Кометы Крейца (q0.01 а.е.) 372 282.9 34.9 0.998 20. ППК (q0.01 а.е.) 805 238.3 61.9 0.120 18. ДПК ( e 1 ) 267 254.2 37.3 0.150 19. ПК ( e 1) 734 283.3 40.7 0.530 15. ГК ( e 1) 176 228.8 40.7 0.174 30. Прямые ( i 90 ) 382 219.2 67.9 0.123 27. Обратные ( i 90 ) 795 280.1 37.7 0.523 17. Из табл.2 видно, что степень концентрации перигелиев к солнечному апексу мак симальна у параболических комет ( e 1), у комет с обратным движением 90 ). Смещение точек концентрации перигелиев от стандартного апекса в ра (i боте (Аксеновский и др., 1998) интерпретируется как следствие возмущений.

Перигелии комет Крейца практически проектируются в одну точку:

34.9. Отклонение этой точки от стандартного апекса (5.3) со 282.9, a a ставляет 20.6 (табл.2). Можно предположить, что в эпоху захвата комет ко A ординаты солнечного апекса и точки концентрации перигелиев комет Крейца сов падали. Движение среднестатистической кометы Крейца происходит в плоскости 359 (табл.1). Интересно, что данная плоскость почти перпендику i 143, лярна к галактической плоскости. Изменение координат солнечного апекса могло иметь место при колебаниях Солнца относительно галактической плоскости.

Если направление на кометный перигелий близко к направлению на солнеч ный апекс, то из теории столкновительного захвата вытекает еще одно исключи тельно важное положение: перигелийное расстояние кометной орбиты может быть сколь угодно малым. Другими словами, возникает возможность объяснить малые перигелийные расстояния комет Крейца. В работе (Радзиевский, Томанов, 1973) показано, что для ППК имеет место соотношение:

(1 u 2 / V 2 ) sin 2, (5.17) q 2V 2 2 (1 u / V ) где u дисперсия скоростей тел в бесконечности, угловое расстояние пери гелиев от апекса. Как видно из (5.17), при 0 можно получить q 0.

Итак, в рамках теории столкновительного захвата можно объяснить исклю чительно малые перигелийные расстояния и резкую концентрацию перигелиев комет Крейца к солнечному апексу.

Далее мы проверили возможность объяснить происхождение комет Крейца на основе механизма гравитационного захвата комет планетами. В общем виде теория гравитационного захвата изложена в работе (В.В.Радзиевского и В.П.Томанова, 1977), а применительно к захвату межзвездных комет Юпитером и Сатурном в работе В.П.Томанова (1981). Предполагается, что до пересечения границы сферы влияния планеты кометное ядро движется по невозмущенной ге лиоцентрической орбите. Одна из веток начальной гиперболы проходит через ра диант, который совпадает с апексом Солнца, если само ядро в бесконечности по коится относительно того центроида звезд, по отношению к которому определены элементы солнечного апекса. При входе ядра в сферу влияния планеты осуществ ляется переход к планетоцентрическому движению. После выходя из сферы влия ния ядро снова движется по невозмущенной гелиоцентрической орбите, которая и является конечной орбитой захваченной кометы.

В работе (Томанов и др., 1994) приведен полный математический алгоритм, описывающий пертурбационный маневр кометы в гравитационном поле планеты.

Разработана компьютерная программа, позволяющая вычислить все элементы ко метной орбиты после захвата. Результаты вычислений приведены в табл.3 для Меркурия, Венеры и Юпитера. При расчетах использовались следующие началь ные условия: координаты солнечного апекса 35 ;

скорость V 283, A A кометы в бесконечности равна 3 и 5 км/с;

долгота планеты 193. Сферические планетоцентрические координаты и точки входа кометы в сферу влияния планеты изменялись с шагом 1. Посчитан огромный массив теоретических ор бит. В табл.3 приведены элементы кометных орбит, образующихся при 60, и четырех значениях : 60, 120, 180, 240.

Таблица 3. Кометные элементы орбит после захвата i, a, q,,,,, V,,, Планета e град. а.е.

град. град. град. а.е.

км/с град. град.

Меркурий 3 60 144.5 12.7 97.0 +145.5 0.999 0.170 111.2 +35. Венера 3 60 144.8 12.2 95.2 +81.8 0.996 0.327 108.5 +35. Юпитер 3 60 145.6 7.4 79.4 +181.7 0.984 2.978 84.6 +33. Меркурий 3 120 144.4 12.8 97.5 +47.4 0.996 0.167 112.0 +35. Венера 3 120 144.6 12.6 96.5 +30.7 0.990 0.316 11.6 +35. Юпитер 3 120 146.1 9.4 90.4 +27.0 0.914 2.315 99.9 +33. Меркурий 3 180 144.4 12.9 97.6 +126.8 0.999 0.166 112.2 +35. Венера 3 180 144.6 12.6 96.


9 +68.4 0.995 0.310 11.1 +35. Юпитер 3 180 146.3 9.4 93.5 +59.0 0.966 1.991 103.6 +33. Меркурий 3 240 144.5 12.7 97.2 1.003 0.167 111.6 +35. 52. Венера 3 240 144.8 12.3 95.9 1.007 0.316 109.5 +35. 45. Юпитер 3 240 147.8 6.8 86.3 1.047 2.296 92.4 +32. 48. Меркурий 5 60 144.5 12.7 94.6 1.002 0.177 108.3 +35. 85. Венера 5 60 144.7 12.2 91.8 1.002 0.347 104.5 +35. 144. Юпитер 5 60 145.2 7.6 69.3 1.056 3.375 73.0 +32. 60. Меркурий 5 120 144.4 12.8 95.1 +327.8 0.999 0.175 109.1 +35. Венера 5 120 144.6 12.6 93.2 +69.3 0.995 0.395 106.5 +35. Юпитер 5 120 145.9 9.4 79.5 +54.5 0.950 2.722 86.7 +33. Меркурий 5 180 144.4 12.9 95.3 1.002 0.174 109.3 +35. 104. Венера 5 180 144.5 12.6 93.6 1.001 0.329 107.0 +35. 411. Юпитер 5 180 146.1 9.1 83.3 +633.7 0.996 2.366 91.0 33. Меркурий 5 240 144.5 12.7 94.9 1.006 0.175 108.7 +35. 27. Венера 5 240 144.8 12.3 92.6 1.013 0.335 105.5 +35. 25. Юпитер 5 240 147.4 6.7 76.7 1.097 2.671 81.0 +31. 27. Теоретические значения наклона i, долготы восходящего узла и аргумента перигелия (табл.3) практически совпадают с соответствующими средними зна чениями элементов орбит комет Крейца (табл.1)..

Теоретические значения большой полуоси а и эксцентриситета е также соот ветствуют каталожным данным для комет Крейца. Заметим, что на выходе из сфе ры влияния могут образовываться орбиты с гиперболическим эксцентриситетом и отрицательным значением а. В частности, при 240 все планеты порождают орбиты с a 0, e 1 (табл.3).

Юпитер создает орбиты с максимальным перигелийным расстоянием q, Меркурий с минимальным q. Однако даже Меркурий не в состоянии обеспе чить захват комет с q 0.01 а.е. Минимальное значение q у комет, вышедших из сферы влияния Меркурия, составляет 0.166 а.е. Это обстоятельство является серь езным аргументом против попытки объяснить происхождение комет Крейца пу тем захвата с помощью Меркурия.

Широта перигелия теоретических орбит точно совпадает с широтой пе ригелия реальных комет, по расчетам долгота перигелия отличается примерно на 180 от долготы перигелия комет Крейца (табл.3).

Итак, космогония комет Крейца может получить положительное решение в рамках теории межзвездного происхождения комет. Может быть рассмотрен за хват комет из межзвездного пространства в результате двух механизмов:

1) гравитационный маневр кометы в сфере действия планеты (по Лапласу);

2) столкновительный захват на антиапексиальной полуоси пекулярного дви жения Солнца в результате гравитационной фокусировки (по Литтлтону).

Кинематические характеристики и теоретические элементы кометных орбит, вычисленные на основе каждого из названных механизмов, оказываются практи чески одинаковыми и совпадающими с каталожными данными. Но если лапласов ский механизм безупречен в небесно-механическом аспекте, и никогда не подвер гался критике со стороны астрофизиков, то захват комет по Литтлтону, как убеди тельно показал Л.М.Шульман (1980), невозможен: при столкновении тел на анти апексиальной полуоси, так как происходит их превращение в пар и дальнейший разлет по законам газодинамики, что, естественно, исключает в будущем образо вание ледяного кометного ядра.

Гипотеза Марсдена о происхождении комет Крейца в результате распада ги гантских комет представляется нам не реалистичной.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ АльвенХ., Аррениус Г. Эволюция солнечной системы. М.: Мир, 1979. 511с.

Антонов В.А., Тодрия З.П. Движение долгопериодических комет в возмущающем поле Галактики. Иррегулярные силы // Астроном. ж. 1987. Т. 64. № 5. С. 1094 1104.

Бондаренко Ю.С. Электронный каталог комет Halley. 2012. ИПА РАН.

www.ipa.nw.ru/halley.

Всехсвятский С. К. Замечания к работам Оорта, посвящнным вопросам происхо ждения и эволюции комет // Астроном. ж. 1954. Т. 31. № 6. С. 537-543.

Всехсвятский С.К. Природа и происхождение комет и метеорного вещества. М.:

Просвещение, 1967. 183 с.

Всехсвятский С.К. Об облаке Оорта // Астрометрия и астрофизика, 1969. № 4.

С.207-208.

Гмурман В.Е. Теория вероятностей и математическая статистика. М.: Высшая школа, 2003. 479 с.

Горшкова О.А., Кузъмичев В.В. Космогонические закономерности в комплексе ко роткопериодических комет // Кинематика и физика небесных тел, 2006. Т. 22.

№ 3.

Гулиев А. С. О возможности существования в зоне Нептун–Плутон неизвестной планеты // Кинематика и физика небесных тел, 1987. Т. 3. № 2. С. 28-33.

Гулиев А.С. О возможности существования двух трансплутоновых планет // ПАЖ, 1992. Т. 18. № 2. С. 183-189.

Гулиев А. С. Об одном трансплутоновом планетном семействе // Кинематика и фи зика небесных тел, 1994. Т. 11. № 2. С. 44-46.

Гулиев А. С. Результаты исследования узловых расстояний долгопериодических комет // Кинематика и физика небесных тел. 1999. Т. 12. № 1. С. 85-92.

Гулиев А. С., Дадашов А. С. О гипотезе Оорта // Кинематика и физика небесных тел, 1985. Т. 1. № 6. С. 82-87.

Гулиев А.С., Дадашов А.С. О трансплутоновых кометных семействах // Астрон.

вестн., 1989. Т. 23. №. 1. С. 88-95.

Давыдов В.Д. О возможном механизме происхождения периодических комет // Космич. исслед., 1981. Т. 19. № 5. С. 749-762.

Дробышевский Э.М. Крупномасштабная электрохимия в ледяных луноподобных телах и природа малых тел Солнечной системы // Препринт физ.-тех. ин-та., 1984. № 897. С. 22.

Казимирчак-Полонская Е.И. Захват комет Юпитером и некоторые закономерности в вековой эволюции кометных орбит // Проблемы исследования Вселенной.

М.;

Л.: АН СССР, 1978. № 7. С. 340-383.

Казимирчак-Полонская Е.И. О роли Нептуна в преобразованиях кометных орбит и о происхождении комет // Астрометрия и небесная механика. Сер. Проблемы исследования Вселенной. – М.Л., 1978. – С.384-417.

Калиничева О.В., Томанов В.П. Динамическая связь комет с планетами. – Воло гда: ВГПУ, 2008. – 190 с.

Калиничева О.В., Томанов В.П. Об отсутствии связи кометных орбит с Плутоном.

// Астрон. вестн. – 2009. – Т.43, № 6. – С.520-523.

Калиничева О.В., Томанов В.П. К вопросу о динамической связи комет с Ураном.

// Кинематика и физика небесных тел. – 2012. – Т.28, № 1. – С.25-33.

Калиничева О.В., Родин Д.А., Томанов В.П. Каталог первоначальных и будущих орбит почти параболических комет. Вологда, 2012 – www.astrolab.vologda uni.ru. 64 c.

Коноплева В.П. О существовании семейств Юпитера и Сатурна среди непериоди ческих комет. // Комет. Циркуляр. – 1980. № 258. – С.2-3.

Константинов Б.М., Бредов М.М., Белявский А.Н., Соколов И.А. О возможной ан тивещественной природе микрометеоров // Косм. исследования, 1966. Т. 4.

№ 1. С. 66-73.

Кресак Л. Спутники Урана и гипотеза извержения комет // Астрон. вестн., 1983. Т.

17 № 1. C. 27-31.

Кузьмичев В.В. Космогонические закономерности в комплексе почти параболиче ских комет // Кинематика и физика небесных тел, 2003. Т. 19. № 6. С. 523 533.


Кузьмичев В.В., Соловьев А.С., Томанов В.П. Транснептуновый пояс малых тел и короткопериодические кометы // Астрон. вестник, 2006 (в печати).

Мазеева О.А. Роль гигантских молекулярных облаков в эволюции кометного обла ка Орта // Астрон. вестн., 2004. Т. 38. № 4. С. 372-382.

Маковер С.Г. К вопросу о происхождении короткопериодических комет // Бюлл.

ИТА, 1967. Т. 11. № 2 (125). С. 123-126.

Мулътон Ф.Р. Эволюция Солнечной системы. Одесса, 1908. 206 с.

Науменко Б.Н. О заплутоновых планетах в Солнечной системе // Астрон. цирку ляр, 1982. № 1217. С. 6-8.

Николаева М.В., Томанов В.П. Распределение орбит в гипотезе извержения комет // Ас-трон. цирк., 1984. № 1306. С.1-4.

Николаева М.В., Томанов В.П. О гипотезе извержения комет из спутников Сатур на, Урана и Нептуна // Структура и эволюция космогонических объектов.

Алма-Ата, 1987. Т. 48. С. 149-156.

Орлов С.В. Эволюция и происхождение комет // Астрон. ж., 1939. Т. 16. № 1. С. 3 27.

Потапов И.Н., Сухоплюева Л.Е. Влияние ядра Галактики на распределение пери гелиев долгопериодических комет // Методы исследования, движения, физика и динамика малых тел Солнечной системы. Душанбе, 1989. С. 58.

Радзиевский В. В. Небесно-механические аспекты гипотезы извержения // Астрон.

вестн., 1979. Т. 13. № 1. С. 32-41.

Радзиевский В.В. Происхождение и динамика кометной системы // Кинематика и физика небесных тел, 1987. Т. 3. № 1. С. 66-77.

Радзиевский В.В., Томанов В.П. О захвате комет по схеме Лапласа // Астрон. ж.

1977а. Т. 54. № 2. С. 388-397;

№ 4. С. 890-896.

Радзиевский В.В., Томанов В.П. Статистические следствия захвата комет по схеме Лапласа // Астрон. ж. 1977б. Т. 54. № 4. С. 890-896.

Сафронов В.С. Эволюция допланетного облака и образование Земли и планет. М.:

Наука, 1969. 244 с.

Томанов В.П. Зависимость наклонности кометных орбит от долготы восходящего узла // Астрон. ж. 1975а. Т. 52. № 6. С. 1332-1333.

Томанов В.П., Радзиевский В.В. О распределении узлов и полюсов орбит долгопе риодических комет // Астрон. вестн., 1975б. Т. 9. № 1. С. 35-40.

Томанов В.П. Апекс Солнца относительно протокометного облака // Астрон. ж., 1976. Т. 53. № 3. С. 647-654.

Томанов В.П. Об асимметрии в распределении перигелиев кометных орбит // Ас трон. ж., 1977. Т. 54. № 6. С. 1346-1348.

Томанов В.П. Распределение перигелиев 110 близпараболических комет // Астрон.

ж., 1979. Т. 56. № 5. С. 1122-1123.

Томанов В.П. Эволюция размеров и форм кометных орбит при наличии сопротив ляющейся среды // Астрон. ж., 1980. Т. 57. № 2. С. 372-377.

Томанов В.П. О происхождении короткопериодических комет // Кометы и метео ры, 1980а. № 28. С. 26-32.

Томанов В.П. К вопросу захвата комет Юпитером // Астрон. журн., 1980б. Т. 57. № 4. С. 816-823;

1981. Т. 58. № 2. С. 408-415.

Томанов В.П. Замечание по гипотезе извержения комет // Определение координат небесных тел. Рига, 1981а. С. 55-60.

Томанов В.П. К вопросу захвата комет Юпитером // Астрон. журн., 1981б. Т. 58. № 2. С. 408-415.

Томанов В.П. Семейства почти параболических комет Меркурия и Венеры. //Сб.

«Проблемы определения координат небесных тел». – Рига. – 1981. – С.49-55.

Томанов В.П. О тесных сближениях комет с Юпитером // Астрон. цирк., 1982б. № 1224. С.1-3.

Томанов В.П. Существует ли семейство короткопериодических комет Сатурна? // Астрон. цирк., 1983а. № 1254. С. 4-6.

Томанов В.П. О семействе комет Урана // Динамика галактических и внегалакти ческих систем. Алма-Ата, 1983б. С. 98-103.

Томанов В.П. О гипотезах захвата и извержения комет // Астрон. вестн., 1983в. Т.

17. № 1. С. 35-42.

Томанов В.П. О критике теории захвата комет // Астрон. журн., 1983. Т. 58. № 2.

С. 408-415.

Томанов В.П. Критерий Радзиевского-Тиссерана // Кометн. цирк., 1984. № 328. С.

4.

Томанов В.П. Планеты Земной группы и почти параболические кометы. // Новей шие достижения в теории комет и динамики малых тел Солнечной системы.

– М.: ВАГО. – 1986. – С.44-50.

Томанов В.П. О межзвездном происхождении комет // Астрон. календарь, 1987.

М., Наука, 1986. С. 165-171.

Томанов В.П. Кометная космогония. Вологда, 1989. 96 с.

Томанов В.П. Статистическая проверка гипотезы извержения комет // Астрон.

вестн., 1991. Т. 25. № 3. С. 312-316.

Томанов В.П. О происхождении комет: Автореф. дис. … д-ра физ.-мат. наук. М.:

МГУ, 1992. 29с.

Томанов В. П., Калиничева О. В. Гипотетические планеты и происхождение комет.

Препринт № 15 / ГАО РАН. – СПб.: Глаголъ, 1999. – 32 с.

Томанов В.П., Калиничева О.В. О несостоятельности гипотезы Радзиевского о происхождении комет // Тезисы докладов международной конференции «Чет вертые Всехсвятские чтения. Современные проблемы физики и динамики Солнечной системы», 4-10 октября, 2000. Киев, 2000. С. 36-37.

Томанов В.П., Кузьмин С.В. Аргументы в пользу реальности трансплутоновой планеты // Астрон. цирк., 1989. № 1540. С.25.

Томанов В.П., Кузьмин С.В., Аксеновский А.Г. Захват межзвездных комет // Ас трон. вестн., 1994. Т. 28. № 2. С.83-94.

Томанов В.П., Кузьмичев В.В., Горшкова О.А., Бахвалов Р.Н. Сближения коротко периодических комет с большими планетами // Деп. ВИНИТИ 06.10.2005, №1282-В2005, 237 с.

Томанов В.П. Поиски трансплутоновых планет с помощью долгопериодических комет. // Письма в Астрон. журн. – 2006. – Т.32, №5. – С.392-400.

Томанов В.П. О космогонических выводах в статье А.С.Гулиева «Транснептуно вый объект 2003 UB 313 как источник комет» // Астрон. вестн. – 2009. Т.43, №6. – С.575-576.

Томанов В.П. О связи комет с планетами // Кинематика и физика небесных тел, 2007. – 23. № 5. С. 273-286.

Цицин Ф. А. Загадка происхождения комет: новый взгляд? // Астрон. календарь, 1994. М.: Наука, 1993. С. 207-219.

Цицин Ф.А. Происхождение комет: новый взгляд на старую проблему // Земля и Вселенная, 1999. № 1. C. 60-69.

Цицин Ф. А. Проблемы изучения кометно-астероидного материала за орбитой Юпитера// Околоземная астрономия и проблемы изучения малых тел Сол нечной системы. М.: Космоинформ, 2000. С. 28-42.

Цицин Ф. А., Чепурова В. М., Расторгуев А. С. Кометы и Галактика // Астрон.

цирк., 1984. № 1310. С.5-6.

Цицин Ф. А., Расторгуев А. С., Чепурова В. М. Динамическая эволюция космого нически исходного ансамбля кометных тел Солнечной системы // Астрон.

цирк., 1985. № 1408. С. 5-8.

Чеботарев Г.А. О границах Солнечной системы // Астрон. журн., 1964. № 5.

С. 983-989.

Чеботарев Г.А. Поиски трансплутоновых планет с помощью периодических пла нет // Бюлл. ИТА. 1972. Т.13. № 3. С. 145-147.

Чепурова В. М., Расторгуев А. С., Цицин Ф. А. О возможном источнике коротко периодических комет // Астрон. цирк., 1985. № 1378. С. 1-4.

Чепурова В.М., Шершкина С.Л. Влияние сильнодействующих взаимодействий на эволюцию внешних слоев облака Оорта // Кинематика и физика небесных тел, 1989. Т. 5. № 4. С. 82-87;

С. 3-7.

Шмидт О.Ю. О происхождении комет // ДАН СССР. 1945. Т. 49. № 6. С. 413-416.

Шульман Л.М. Состав кометного ядра. Космогонический подход. Препринт ИКИ АН СССР. М., 1983. 19 с.

Шулъман Л.М. Ядра комет. М.: Наука, 1987. 230 с.

Anderson NASA scientist believes a tenth planet may exist in Solar System // Space Age times, 1987. V.14. № 5-6, 22-23.

Bailey M.E. The mean energy transfer rate to comets in the lort cloud and implications for cometary origins // Mon. Notic. Roy. Astron. Soc. 1986. V. 218. № 1. P. 1-30.

Bailey M.E., Stagg C.R. Cratering constraints on the inner Oort cloud: Steady – State model // Mon. Notic. Roy. Astron. Soc. 1988. V. 235. № 1. Р. 1-32.

Calladrean C. Etude sur la Theorie des cometes periodiques // Ann. Obs., Paris. Mem.

1892. V.20. Р. 1-64.

Cameron A.C.W. Accumulation process in the primitive Solar Nebula // Icarus. 1973.V.

18. №3. P. 377-456.

Cameron A.C.W. Formation of the Solar Nebula // Icarus. 1963. V. 18. № 1. Р. 339-342.

Carussi A., Valsecchi G. Dynamical evolution of short-period comets. // Publ. Astron.

Inst. Czechosl. Acad. Sci. 1987. № 67. Р. 21 -28.

Corlin A. On the Origin of comets // Bergetrand Festrift. 1938. Р. 277-280.

Drobyshevski E.M. The young long-period comet family of Saturn // Mon. Notic. Roy.

Astron. Soc. – 2000. V.315. – P.517-520.

Everhart E. The Origin of Short-Period Comets // Astrophysical, 1972. V. 10. Р. 131.

Everhart E. The evolution of comet orbits // IAU Coll.1976. № 25. Р. 445-461.

Fayet E. Comptes rendus Acad. Sci. 1886. V. 106. Р. 1073-1080.

Fellgett P. Origin and nature of comets // Observatory. 1977. V. 97 №1016. P. 23-25.

Fernandez J.A., Jp W.-H. On the time evolution of the cometary influx in the region of the terrestrial planets // Icarus. 1983. V. 54. №3. P. 377-387.

Fernandez S.A. The formation and dynamical survival of the comet cloud // Dyn. Com ets Origin and Evol. Proc. 83 rd Colloq., Rome, 11-15 June 1984;

Dordrecht e. a.

1985. P. 45-70.

Grau K. Gttingische gelehrte Anzeigen. 1813. stck 8. S. 873-880.

Hills J.G. On the process in the formation of the planets and comets // Icarus. 1973.

V.18, № 3. P. 505-522.

Hills J.G. Comet showers and the steady-state infall of comets from the Oort cloud // Astron. J. 1981. V. 86, № 11. P. 1730-1740.

Hills J.G. The formation of comets by radiation pressure in the outer protosun // As tron. J. 1982. V. 87. № 6. Р. 906-910.

Kamienski M. Orbits Komety Wolf 1 I jej quasi-fluktuacje// Postepy astronomi. 1954. V.

2. №.3. Р. 137-143.

Kresak L. The bias of the distribution of cometary orbits by observation selection // Bull.

Astron. Inst. Czechosl. 1975. V. 26, № 2. P. 92-111.

Kuiper G.P. On the origin of the Solar system // Astrophysics, Ed J. A. Hynek, McCraw –Hill, Co.Inc. 1951. Р. 357-424.

Lagrange J.L. Sur l’ origine oles cometes. Mem. VII. Paris, 1812. Р. 381-395.

Laplage P.S. Exposition dy Systeme du Monde. Paris, 1796.

Lyttleton R.A. On the Origin of Comets // Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1948. V.

108. Р. 465-475.

Lyttleton R.A. The comets and their Origin // Cambridge Univ. Press. 1953. 143р.

Lyttleton R.A. On The Distribution of simimajor axis long-period comets // Monthly Not.

Roy. Astron. Soc. 1968. V. 139, № 2. P. 225-230.

Marsden B.G., Sekanina Z. On the Distribution of “Original” Orbits of Comets of Large Perihelion Distance // Astron. J. 1973. V. 78. №10. P.1118-1124.

Marsden B.G., Sekanina Z., Everhart E. New osculating orbits for 110 comets and anal ysis of original orbits for 200 comets // Astron. J. 1978. V. 83. № 1.P. 64-71.

Marsden B.G., Williams G.V. Catalogue of Cometary Orbits, 15 th. Ed. Cambridge.

MA: Smithsonian Astrophys. Observ., 2003. 152.

Matese J.J., Whitman P.G., Whitmire D.P. Cometary evidence of a massive body in the outer Oort cloud // Icarus. 1999. V.141. № 2. Р.354-366.

Newton H.A. On the Origin of Comets // Amer. J. Sci. and Arts. New Haven. Conn.

1878. Ser. 3.16(116). Р.165-179.

Newton H.A. On the capture of comets // Mem. Nat. Acad. Sci. 1891. V. 1. Р. 55-63.

Oort J.H. The Structure of the Cloud of Comets surrounding the Solar System and a Hy pothesis concerning it’s Origin // Bull. Astron. Inst. Netherl. 1950. V.11 Р. 91-110.

Oort J.H. Origin and Development of Comets // Observatory. 1951. V. 71. Р. 120-147.

Ridley Harold B. Comets. Presidential addres 1977 // J. Brit. Astron. Assoc. 1978 V. 88.

№ 3.Р. 326-347.

Safronov V.S. Ejection of Bodies from the Solar System in the Course of the Accomula tion of the Giant Planets and the Formation of the Cometary Cloud // The motion, evolution of orbits and origin of comets. Eds Chebotarev G.A. et al., D. Reidel, Dordrecht. 1972. P. 329-334.

Schiaparelli G.V. Entwurf einer astronomischen Theorie der Sternschuppen// Siebente Note, 1871. S. 261.

Schuette C.H. Two new families of comets // Pop. Astron. 1949. V.57. № 4. Р. 176-182.

Schtte K. Drei weitere Mitglieder der Transplutokometenfamilie // Acta Astronomica.

1965. V.15. № 1. Р.11-13.

Schulhof L. Sur les grandes perturbations des cometes periodiques // Bull. Astron. Paris, 1891. V. 8. Р. 147-157.

Tancredi G., Rickman H. The evolution of Jupiter family comets over 2000 years // Chaos.

Tisserand F. Sur la theorie de la capture des cometes // Bull. Astron. Paris. 1889. V.6.

Р.241-257, 289-292.

Tisserand F. Traite’ de Mecanique Celeste. Paris, 1896. V. 4. № 12. Р. 198-216.

Weissman P.R. Stellar perturbations of the cometary cloud // Nature, 1980.V. 288. № 5788.. 242-243.

Van den Bergh S. Giant molecular clouds and the Solar System comets // I. Roy. Soc.

Astron. Soc. Can. 1982. V. 76. № 5. P. 303-308.

В.П. Томанов, Д.А. Родин Орбитальная эволюция почти параболических комет Монография Оригинал-макет – Л.Г. Киричевская Адрес сайта астрономической лаборатории: astrolab.vologda-uni.ru Подписано к печати 01.06.2013 г. Формат 60 х 84,8. Бумага писчая.

Усл. печ. л. 31.1. Уч.-изд. л. 23.0. Тираж 50 экз.

Отпечатано: Филиал ФГУП «Рослесинфорг» «Севлеспроект».

160014, г. Вологда, ул. Некрасова,

Pages:     | 1 |   ...   | 7 | 8 ||
 





 
© 2013 www.libed.ru - «Бесплатная библиотека научно-практических конференций»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.