73P/Швассмана — Вахмана

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
73P/Швассмана — Вахмана
Комета Швассмана - Вахмана в 1995 году
Комета Швассмана - Вахмана в 1995 году
Открытие
Первооткрыватель Арнольд Швассман,
Арно Артур Вахман
Дата открытия 2 мая 1930
Альтернативные обозначения 1930 J1; 1979 P1; 1930 VI; 1979 VIII; 1990 VIII; 1994w
Характеристики орбиты[1]
Эпоха 18 ноября 2011 года
JD 2455883.5
Эксцентриситет 0,1488395
Большая полуось (a) 623,516 млн км
(4,1679453 а. е.)
Перигелий (q) 530,712 млн км
(3,5475904 а. е.)
Афелий (Q) 716,32 млн км
(4,7883002 а. е.)
Период обращения (P) 3108,003 сут (8,509 г.)
Наклонение орбиты 6,65125 °
Последний перигелий 30 июля 2009
Следующий перигелий 6 июня 2006[2][3]
Порождаемые метеорные потоки
тау-Геркулиды
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе

Комета Швассмана — Вахмана 3 (73P/Schwassmann-Wachmann) — короткопериодическая комета из семейства Юпитера, которая была открыта в 1930 году немецкими астрономами Арнольдом Швассманом и Арно Вахманом, работавшими в Гамбургской обсерватории (Бергедорф, Германия). Комета была описана как диффузный объект 9m видимой звёздной величины. Несколько дней спустя комета была обнаружена на снимках, полученных 27 и 29 апреля немецким астрономом Х. Шнеллером в Берлинской обсерватории. С 1995 года находится в процессе распада.

История наблюдений[править | править код]

Спустя почти месяц после своего открытия — 30 мая 1930 года, комета приблизилась к Земле на минимальное расстояние 0,0616 а. е. (9,24 млн км) и достигла своей максимальной яркости в 6—7 m видимой звёздной величины. После открытия комету наблюдали на протяжении нескольких месяцев вплоть до 24 августа 1930 года. Проведённые наблюдения позволили рассчитать эллиптическую орбиту кометы и оценить её период обращения в 5,43—5,46 года.

Комета по своей природе очень слабо проявляет кометную активность, поэтому в следующее своё предполагаемое возвращение она в 1935—1936 годах она так и не была обнаружена. Не удалось её обнаружить и в последующие несколько десятилетий. Ситуация осложнялась ещё и тем, что, по расчётам астрономов, в середине века она должна была испытать два сравнительно тесных сближения с Юпитером: в октябре 1953 года (0,9 а. е.) и в ноябре 1965 года (0,25 а. е.).

Пересмотренные орбитальные расчёты, выполненные советскими астрономами Беляевым и Шапоревым в 1973 году, позволили сделать вывод о том, что хотя ближайшее возвращение кометы в 1974 году должно быть неблагоприятно, в следующее возвращение в 1979 году комета достигнет своей максимальной яркости с 1930 года.

Спустя 5 лет в 13 августа 1979 года комета действительно была обнаружена австралийскими астрономами J. Johnston и M. Buhagiar в Пертской обсерватории. Было установлено, что дата прохождения перигелия была на 34 дня позже предсказанной, а максимальная яркость кометы 19 марта, когда она находилась ближе всего к Земле (1,4359 а. е.) составила 12,5m.

В следующий раз её наблюдали в 1990 году. 17 апреля, когда она максимально близко подошла к Земле (0,3661 а. е.), её максимальная яркость достигла 9m.

Условия для наблюдения кометы в 1995 году были на самыми благоприятными — максимальное сближение с Землёй произошло 17 октября и составило около 1,3114 а. е. Комета была обнаружена 19 августа японским астрономом К. Киносито с ожидаемо небольшой магнитудой 12,9m. В начале сентябре астрономы из радиообсерватории Нансаи (англ.) наблюдали выбросы с поверхности кометы, начавшиеся сразу после минимальной элонгации кометы от Солнца 31 августа (40 градусов). Выбросы продолжались вплоть до 13 сентября. К 17 сентября комета отошла от Солнца достаточно далеко, чтобы обеспечить возможность визуального наблюдения, её яркость в этот момент составила 8,3m. Эта яркость более или менее сохранялась до начала октября, когда несколько наблюдателей сообщили о резком её увеличении до 6,0m. Хотя увидеть комету всё ещё можно было лишь в сумерках и на небольшой высоте, её уже можно было различить в бинокль как слегка диффузный объект. Затем комета немного потускнела, после чего 22 октября пережила третий скачок яркости до 6,3m. В последующие месяцы по мере удаления от Земли и от Солнца она медленно тускнела: сначала до 7,5—8,0m в конце ноября, затем до 8,0—8,5m в декабре. Комета становилась всё более тусклой и размытой и к февралю её яркость упала до величины 14,0m. Также в декабре было обнаружено, что ядро кометы распалось на несколько частей, которые были обозначены буквами «A», «B», «C» и «D», однако «D» впоследствии не была обнаружена и, возможно, распалась на более мелкие части. Компонент «А» был обнаружен 23 декабря 1995 года и наблюдался вплоть до 19 февраля 1996 года. Компонент «B» был обнаружен 23 декабря 1995 года и наблюдался вплоть 14 декабря 1996 года. Компонент «С» являлся основным компонентом кометы и наблюдался вплоть до 14 декабря 1996 года.

Распад[править | править код]

Фрагмент В 18 апреля 2006 года

В декабре 1995 года астрономы впервые заметили, что на месте одного ядра появилось четыре фрагмента — их обозначили буквами A, B, C и D. Два из них (D и А) вскоре перестали наблюдаться, но зато через пять лет, когда комета в очередной раз приближалась к Солнцу, были обнаружены ещё два фрагмента (E и F). Больше обнаружить не удалось, поскольку в 20002001 годах условия для наблюдения кометы были не слишком благоприятными.

В 2006 году комета прошла ближе к Земле, чем во все предыдущие визиты, кроме года её открытия. Астрономы различных обсерваторий насчитали свыше 65 новых фрагментов ядра кометы. Многие из них очень небольшие и вскоре после обнаружения пропали из виду. Постоянно и уверенно были видны только два — В и C. До начала мая также были видны фрагменты G и R, впервые замеченные соответственно в феврале и марте 2006 года[4].

Такое большое число фрагментов говорит о том, что комета Швассмана — Вахмана стремительно разрушается и через несколько оборотов вокруг Солнца, по-видимому, перестанет существовать. Обломки первоначально движутся по очень близким орбитам. Однако со временем возмущения планет и давление солнечного излучения заставляют их всё сильнее удаляться друг от друга. Из-за этого нельзя точно сказать, на каком минимальном расстоянии от Земли прошла в этот раз комета — некоторые обломки пролетели в 12 млн км, а другие в 7,5 млн км. Постепенно частицы будут расходиться всё дальше, образуя метеорный поток тау-Геркулиды, движущийся вблизи прежней орбиты кометы. Этот метеорный поток уже наблюдался в прошлые годы около 9—10 июня.

В 2022 году Земля пройдёт через шлейф обломков кометы, образовавшихся в 2006 году[5]. Возможно наблюдение сильного метеорного дождя. Максимум потока 30-31 мая.

Примечания[править | править код]

  1. 73P/Schwassmann-Wachmann 3. Minor Planet Center. Дата обращения: 26 мая 2016. Архивировано 4 апреля 2017 года.
  2. Seiichi Yoshida. 73P/Schwassmann-Wachmann 3. Seiichi Yoshida's Comet Catalog (3 июля 2010). Дата обращения: 18 февраля 2012. Архивировано 8 февраля 2012 года.
  3. Syuichi Nakano. 73P/Schwassmann-Wachmann 3 (NK 1331) (англ.). OAA Computing and Minor Planet Sections (4 февраля 2012). Дата обращения: 18 февраля 2012. Архивировано 3 мая 2012 года.
  4. 73P на сайте Сэйити Ёсиды. Дата обращения: 16 октября 2008. Архивировано 26 октября 2008 года.
  5. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 361, p. 638 The τ Herculid meteor shower and Comet 73P/Schwassmann-Wachmann 3 Архивная копия от 27 ноября 2009 на Wayback Machine P. A. Wiegert, P. G. Brown, J. Vaubaillon and H. Schijns

Ссылки[править | править код]

Короткопериодические кометы с номерами
71P/Кларка72P/Деннинга — Фудзикавы73P/Швассмана — Вахмана 374P/Смирновой — Черных75D/Когоутека