СПЕКТРЫ КОМЕТ

Спектральный анализ с физической стороны обосновывает описанную классификацию: хвосты типов I и являются газовыми, а типов II и , а также аномальные — пылевыми, так как их спектр дает простое воспроизведение освещающего солнечного излучения.

Газовый спектр комет, наоборот, очень сложен (рис. 234); он состоит из множества эмиссионных полос, излучаемых молекулами, атомами и ионами. В голове кометы (ее кома) наблюдаются нейтральные молекулы (последние две открыты недавно по излучению в радиодиапазоне). Естественно, что под действием солнечного излучения происходит и диссоциация и ионизация молекул. Ядро окружают в непосредственной близости к нему атомы , а когда комета очень близка к Солнцу, то также и атомы Fe и Na. В удалении от головы — в хвосте — обнаруживаются ионы , но только у газовых, плазменных хвостов, пылевые хвосты дают непрерывный спектр, воспроизводящий солнечное излучение. Непрерывный спектр замечается и у ядра, но он сильно искажен эмиссиями, что затрудняет его анализ. Быть может, он наблюдается в чистом виде при большом удалении кометы от Солнца, но в эту пору ядро, как правило, слабо и малодоступно. Именно по этой причине определить альбедо и размеры головы кометы затруднительно. Из наблюдений кометы вблизи Солнца поперечник ядра определяется в 3—5 км, а альбедо принимают равным 0,5, как у пылевых туманностей.

В газовом хвосте, если непрерывный спектр почти или целиком отсутствует, 90 % свечения происходит за счет эмиссионных полос , особенно развитых в сине-фиолетовой области спектра. Из-за этого даже внешний вид кометы на фотографиях может стать отличным от ее вида в визуальных лучах; когда в хвосте кометы перемешаны газ и пыль, фотография будет показывать преимущественно распределение газа, а визуальные наблюдения — пыли, дающей рассеянный солнечный свет, особенно эффективный в зеленой и желтой частях спектра.

При приближении кометы к Солнцу первыми в спектре ее развиваются (при а. е.) полосы CN(0,0) с концентрацией излучающих линий у . Далее, при 2 а. е. появляются полосы . На расстояниях развиваются мощные полосы , так называемые «полосы Свана», а при еще большем сближении с Солнцем становятся заметными полосы ОН, СН и NH. Излучение в хвостах комет редко развивается раньше, чем уменьшается до 1,5а. е. Со спутника IUE в далеком ультрафиолете наблюдалась эмиссия ОН у кометы 1980 b Боуэлла при ее расстоянии от Солнца 3,4 а. е.

Рис. 234. Спектр головы кометы 1961 е Хьюмасона 2 августа 1962 г., когда комета была на расстоянии 2,6 а. е. от Солнца. Щель покрывала ядро головы и голову кометы на протяжении км. В голове заметно много спектральных полос, присущих кометным хвостам. Вверху отмечены длины волн некоторых линий спектра сравнения, внизу — размечена принадлежность полос различным молекулам. Отмеченные квадратными скобками полосы принадлежат молекуле . Остальные обозначены химическими символами. Полоса слаба и хорошо заметна только в центральных частях головы. То же у . Отраженный солнечный спектр ядра в сине-фиолетовой части передержан (спектр получен на Паломарской обсерватории)

Источник свечения газовых молекул в голове и хвосте комет не имеет ничего общего с тепловыми процессами. Это — явление резонансной флуоресценции. Состоит оно в том, что молекула, находящаяся в одном из своих основных вращательных или колебательных уровней, с большой степенью вероятности возбуждается на один из верхних уровней пришедшим от Солнца фотоном.

Набор частот фотонов в непрерывном спектре Солнца ничем не ограничен, хотя сама величина их потока может быть снижена в области частот, занятой сильной фраунгоферовой линией. При возвращении молекулы на основное состояние переизлучение фотона происходит, конечно, в той же частоте (хотя и не вполне точно). Резонансная флуоресценция возможна потому, что из-за крайней разреженности кометных газов возбуждение регулируется не столкновениями между молекулами (чрезвычайно редкими), а только поглощением солнечных фотонов. Вследствие высокой дилюции излучения это случается также довольно редко, и у некоторых молекул возвращение на низший уровень за время между двумя возможными актами поглощения обязательно происходит. У молекул другого рода это может и не произойти. Поэтому в распределении интенсивностей полос и линий внутри полос есть много особенностей, которые всегда удается объяснить с точки зрения резонансной флуоресценции. Естественно, при таком принудительном механизме свечения нельзя определить температуру кометных газов, как это сделано было для планетных атмосфер (см. выше, с. 485): формально получаются самые разнообразные значения температур, вплоть до 3000 К.

Если резонансная частота лежит в недоступной части спектра (ультрафиолетовой или инфракрасной), то молекула ускользает от обнаружения. Такова, в частности, судьба устойчивых молекул, как , в существовании которых нельзя сомневаться, так как именно их распад (диссоциация) и приводит к образованию радикалов , СН. Все эти соединения в лабораториях могут быть получены с ничтожной продолжительностью существования или при температурах, близких к абсолютному нулю. В кометах они существуют длительно из-за высокой степени разрежения. При диссоциации молекулы углекислого газа образуется такая группа продуктов распада:

Все участники этих цепей, кроме , требуют для резонансного возбуждения ультрафиолетового излучения и потому не наблюдаются. Сама же ионизованная молекула в комете очень устойчива по отношению к диссоциации и ионизации в поле излучения Солнца, а потому хвосты из при а. е. и отдельные сгущения из них тоже устойчивы в пределах нескольких суток. Другие наблюдаемые в кометах молекулы не столь устойчивы; они диссоциируют или ионизуются на протяжении немногих часов и потому не наблюдаются за пределами головы кометы.

Заатмосферные наблюдения проходивших близко к Солнцу ярких комет 1970 г. в лучах обнаружили существование огромного водородного гало вокруг головы кометы.

Диаметр гало — несколько миллионов километров.

Свет кометы часто показывает заметную поляризацию (порядка 10 % ±) не только в непрерывном спектре, но и в эмиссионных полосах.