Астрономический вестник, 2022, T. 56, № 4, стр. 246-253

ВВЕДЕНИЕ

Настоящая работа является логическим продолжением исследований (Гулиев и др., 2013; Guliyev и др., 2013), где рассматриваются некоторые аспекты процесса вспышек блеска комет. Такие процессы являются интересными и распространенными явлениями в области физики комет. Они представляют интерес также и для исследования межпланетной среды и влияния солнечной активности на изменения масштабов кометных процессов.

Если говорить о причинах кометных вспышек, то в научной литературе в основном доминируют три мнения: вспышки происходят в результате изменения параметров солнечного излучения; вспышки являются результатом физико-химических процессов в атмосферах комет; они происходят в результате полученных кометными ядрами ударов со стороны метеорных тел и обнажения части поверхности ядер. Не исключено, что действуют все три механизма. Наиболее полный обзор работ по этим процессам приводится в работе (Hughes, 1990).

В работах (Гулиев и др., 2013; Guliyev и др., 2013) рассматривались аспекты ударного механизма вспышки блеска комет. Кратко напомним содержание этих работ. Если комета кратковременно попадает в зону какого-либо метеорного потока (см. рисунок), резко увеличивается риск столкновений с метеороидами из данного потока. Поэтому в окрестностях известных метеорных роев общая численность восходящих и нисходящих узлов (относительно плоскостей орбит рассматриваемых роев) орбит вспыхивающих комет должно быть выше определенного фонового значения. В цитируемых работах это следствие проверялось на базе известных данных о кометных вспышках и метеорных потоках. В действительности, у многих известных потоков такой прогноз оправдывается. В расчетах в качестве критического расстояния (∆) узлов от потока принималось 0.001, 0.005, 0.01, 0.05 и 0.1 а. е.

ПОСТАНОВКА ВОПРОСА И ЦЕЛЬ ИССЛЕДОВАНИЯ

В работах (Гулиев и др., 2013; Guliyev и др., 2013) найдены некоторые статистические закономерности относительно влияния метеороидный роев на активные процессы в кометах. Они больше актуальны при исследовании феномена распада кометных ядер. При этом столкновения могут произойти в пространстве, охваченном метеороидными роями, однако реальный распад кометы на фрагменты может произойти вдали от такой зоны (Guliyev, 2017). А в случае вспышек блеска комет это далеко не так. Вспышки должны произойти сразу же после столкновения с метеорным телом. Момент вспышки кометы в этом механизме может иметь небольшое отличие от момента прохождения кометы через зону роя. Поэтому в настоящей работе авторы, прежде всего, ставили перед собой задачу определения эпох прохождения конкретной вспыхивающей кометы через отдельные зоны вблизи известных метеороидных роев и сопоставления их с эпохами вспышек блеска. Если они отличаются друг от друга не на много (на несколько дней), то можно полагать, что столкновение является возможной причиной конкретной вспышки блеска кометы. Кроме того, учитывались также случаи, когда комета за короткий промежуток времени оказывалась в зоне действия нескольких роев.

Итак, имеется много публикаций, посвященных данной концепции, в том числе статьи одного из авторов данной статьи. В этой работе к комплексному анализу ударного механизма вспышек привлекается временной фактор.

К определению параметров r_s, r_c, ∆ и ∆₂, r_c и r_s являются гелиоцентрическими расстояниями узлов кометной орбиты и метеороитного потока в соответствующем направлении, ∆ варьируется в расчетах, а ∆₂ также варьируется и означает MOID-величину для пары комета- метеороитный поток.

ИСПОЛЬЗОВАННЫЙ НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЙ МАТЕРИАЛ И СПОСОБ РЕШЕНИЯ ЗАДАЧИ

К сожалению, наиболее полного и универсального каталога вспышек блеска нет. В книге (Андриенко, Ващенко, 1981) авторы собрали случаи вспышек комет вплоть до 1975 г. Все последующие данные не систематизировались. В настоящей работе мы прежде всего исходили из систематизированных данных Андриенко и Ващенко и некоторых данных по кометным вспышкам более позднего времени.

В качестве данных по метеорным потокам в работе использован список, подтвержденный Международным астрономическим союзом, https://www.ta3.sk/IAUC22DB/MDC2007/Roje/roje_lista.php?corobic_roje=0&sort_roje=0. Он содержит данные о более, чем 500 потоках. Однако только 112 из них считаются окончательно утвержденными. Также отметим, что при расчетах использовались элементы орбит потоков, приведенных в работах (Kronk, 2014; Cook, 1973). При детальной рассмотрении этих спиской с точки-зрения постановки в нашей статье оказалось, что элементы только 102 потоков пригодны для дальнейших вычислений, в остальных случаях либо орбита гиперболическая, либо какой-то элемент орбиты содержит неопределенность.

Для облегчения некоторой части расчетов использована схема, где элементы кометной орбиты вычисляются относительно плоскости роя. При этом в расчетах угловых элементов восходящий узел орбиты роя принимается за точку отчета. С помощью формулы:

(p и e – параметр и эксцентриситет кометной орбиты, соответственно) находятся гелиоцентрические расстояния, восходящего и нисходящего узлов кометной орбиты относительно потока. При v = Ω и v = Ω + 180° определяется гелиоцентрическое расстояние (r_s) до роя (см. рисунок). Далее находится абсолютное значение этих двух расстояний:

Ясно, что их направления совпадают. В расчетах мы, как и в работах (Гулиев и др., 2013; Guliyev и др., 2013), выделяли случаи, когда ∆ не превышает 0.1 а. е. После такой селекции количество интересующих случаев “комета–метеороидный рой” значительно уменьшается и соответственно облегчается решение поставленной задачи.

На следующем этапе работы для каждой пары “комета–метеорный поток” находится эпоха, когда комета находилась на гелиоцентрическом расстоянии r_c и имела ∆ < 0.05 а. е. Это делается с помощью данных из www.jpl.nasa.gov. Найденная эпоха сравнивается с датой вспышки кометы, которая приводится в книге (Андриенко, Ващенко, 1981). Если разница составляет не больше 10 дней, то такая комета и ее вспышка становились объектами нашего исследования.

Для проверки ударного механизма вспышек блеска комет в работе в двух вариантах используются также данные по MOID-анализу орбит комет и метеорных роев.

РЕЗУЛЬТАТЫ РАСЧЕТОВ

Результаты представлены в табл. 1. При составлении таблицы мы ограничились случаем, когда параметр ∆ не превышает 0.05 а. е.

24 кометные вспышки удовлетворяли принятым условиям. При этом в 11 случаях прохождение кометы через “зону столкновения” имеет место при ∆ < 0.01 а. е.

Для 39 вспышек интервал между временем вспышки и временем прохождения кометой в ∆-зоне несколько превышал 10-дневный срок, а значения ∆ принадлежали интервалу [0.05, 0.1] а. е.

КАЧЕСТВЕННЫЙ MOID-АНАЛИЗ КОМЕТ СО ВСПЫШКАМИ БЛЕСКА

В проведенном выше анализе мы в основном исходили из расположения узла кометной орбиты и его расстояния от орбиты роя. Поэтому мы для контроля использовали MOID-анализ для решения задачи. Эту задачу в первом приближении можно решать путем применения некоторых упрощений: можно считать, что сближение кометы и роя происходит в направлении одного из узлов кометной орбиты относительно плоскости движения роя, и что орбита роя круговая.

Тогда приближенное значение MOID можно вычислить с помощью следующей формулы:

где r_s является расстоянием роя в направлении соответствующего узла кометной орбиты, q и e – перигелийное расстояние и эксцентриситет, i ' и ω' – угловые элементы кометной орбиты, υ – истинная аномалия кометы, которая варьируются от 0° до 360° с интервалом 1°. Последние три элемента отсчитываются относительно плоскости роя и линией отсчета является линия пересечения плоскостей орбит роя и кометы. Формула получена из основных преобразований сферических треугольников и требования нахождения скалярной величины вектора поток–комета в треугольнике Солнце–рой–комета. Ясно, что чем ближе эксцентриситет избранного роя к 0, тем выше точность приведенной формулы. Для известных роев это условие выполняется не всегда. Поэтому такой подход можно считать приближенным и диагностическим.

Мы провели расчеты и анализировали случаи, когда за основу взяты ближайшие “рабочие” узлы орбит роев. Исходя из данных расчетов, можно суммировать, что в 149 случаях вспыхивающие кометы проходят на расстояниях, меньших 0.01 а. е., а в 18 случаях – на расстояниях, меньших 0.001 а. е. от рассматриваемых роев, соответственно. Вполне вероятно, что в таких зонах кометы могут сталкиваться с телами из роя, что приведет к вспышкам блеска. Если в качестве “рабочих” принимать удаленные узлы роев, то картина будет отличаться заметно, но не кардинальным образом. В этом варианте расстояниям, меньшим 0.01 и 0.001 а. е. от роев, соответствуют 221 и 10 кометных прохождений. Оба варианта приближенных вычислений показывают, что ударный механизм вспышек блеска перспективен и заслуживает дальнейшего анализа.

БОЛЕЕ ТОЧНЫЙ MOID-АНАЛИЗ КОМЕТ И МЕТЕОРНЫХ ПОТОКОВ

Предварительный и диагностический анализ параметров ∆ и ∆₁ дает основание провести более точный анализ MOID-величин комет со вспышками блеска с помощью общепризнанных алгоритмов. На дальнейшем этапе работы с этой целью были использованы методики, опубликованные в работах (Gronchi, 2005; Wiśniowski, Rickman, 2013). Первая из них более эффективна в расчетах относительно почти параболических комет, а вторая – в случае e ≠ 1.

С применением алгоритмов из цитированных источников мы посчитали значения MOID-величин (∆₂) и отсортировали все значения, не превышающие 0.01 а. е. Результаты этих расчетов приводятся в табл. 2.

Данные в таблице показывают, что 294 значения величины ∆₂ находятся в пределах 0.01 а. е., а в 14 случаях – в пределах 0.001 а. е. Превышение частоты ∆₂ над общим числом комет (116) указывает на то, что в момент вспышки некоторые кометы оказываются вблизи не одного, а несколько роев.

ДОПОЛНИТЕЛЬНЫЙ МАТЕРИАЛ ДЛЯ АНАЛИЗА УДАРНОГО МЕХАНИЗМА КОМЕТНЫХ ВСПЫШЕК

Результаты анализа списка Андриенко и Ващенко дают основания исследовать и последующие случаи вспышек блеска в рамках поставленной задачи. Мы проанализировали собранный в Шемахинской астрофизической обсерватории материал по кривым блескам различных комет. Результаты обработки собранных рядов и вычисленные значения фотометрических величин опубликованы в статьях Чурюмова и др. (2007), Гулиева и Рустамовой (2005), Гулиева и Поладовой (2017). Напомним, что этот цикл работ исследует данные о 122 долгопериодических кометах и основывается на изучении 10664 визуальных оценок блеска комет. Выведенные окончательные величины и остаточные дисперсии позволяют определить отклонения от общих кривых блесков комет на уровне “трех сигм”. Естественно, нас интересуют только отклонения в сторону увеличения визуального блеска в каком-то отрезке времени.

Мы выделили 34 долгопериодические кометы, у которых значения параметра ∆ не превышает 0.01 а. е. Результаты для 16 долгопериодических комет приведены в табл. 3.

Анализ данных параметра ∆, округленных до четвертого разряда, показывает, что в 21 случае соответствующее расстояние даже меньше 0.001 а. е. Некоторые кометы (например, C/1998 U3, C/2006 A1, C/2006 M4 и др.) в эпохе вспышки оказываются в непосредственной близости от нескольких потоков.

О КОМЕТЕ 17P (HOLMS)

В настоящей работе основной упор сделан на анализ вспышечной деятельности долгопериодических комет. Однако и среди периодических комет есть объекты, в кривых блеска которых часто наблюдаются такие явления. Ярким представителем таких комет является объект 17P (Gronkowski, Sacharczuk, 2010). Комета является периодической (период обращения 6.89 лет) и входит в семейство Юпитера. Поэтому она практически может наблюдаться по всей орбите и находиться под постоянным вниманием наблюдателей.

Мы посчитали значения параметра ∆₂ кометы относительно всех утвержденных метеорных роев. В результате оказалось, что она проходит весьма близко от девяти роев на расстоянии меньше 0.1 а. е. Список этих потоков и значения параметра ∆₂ приводятся в табл. 4.

Весьма вероятно, что причиной необычной активности комет 17P является именно это обстоятельство. Она имеет перигелийное расстояние больше 2 а. е., и, стало быть, меньше подвержена влиянию таких факторов, как солнечная активность и солнечный ветер.

Наименьшую MOID-величину комета имеет относительно потока 61 TAH (0.00018 а. е.). При расчетах мы использовали орбиту кометы за 1892 г. (первое наблюдавшееся появление).

ВЫВОДЫ И ДИСКУССИЯ

Ударный механизм происхождения кометных вспышек допускался и другими авторами, в частности, в работах (Babadzhanov и др., 1991; Gronkowski, 2004). Наш анализ показывает, что этот механизм имеет веские доказательства. Более того, можно, исходя из их вычисленных эпох прохождения сквозь конкретные рои, использовать наш подход для прогнозирования вспышек блеска комет. Правда, здесь могут сыграть роль, также и интенсивность потока, физическая особенность ядра конкретной кометы и направление возможных ударов. Последнее связано также и с взаимными наклонами орбит кометы и роя (Guliyev, 2017). При “лобовых” столкновениях может произойти не только вспышка, но и распад кометного ядра. Необходимо также отметить, что при попытке прогнозировании вспышек параметр ∆ кажется более практичным, нежели MOID-величины комет (∆₁ или ∆₂).

Ударный механизм имеет одно бесспорное преимущество: он логично и без внутренних противоречий способен объяснить факты вспышек блеска комет на очень больших расстояниях. Например, такую активность показывает комета C/2017 К2 на расстояниях койперовского пояса (Jewitt и др., 2021),

Среди комет из списка Андриенко и Ващенко наибольшему риску, судя по нашим расчетам, подвергается объект C/1947 X1-B. По проведенным расчетам, количество случаев, когда MOID-величины кометы меньше 0.1 а. е. составляет 45. Кстати, весьма вероятно, что соответствующее материнское ядро распалось именно в результате полученных ударов. Из дополнительного списка наибольший интерес в этом случае представляет комета C/2006 A1. Она имеет 31 значение ∆-расстояния, не превышаюшего 0.01 а. е. 10 из них меньше 0.001 а. е.

Мы отдаем себе отчет в том, что результаты проведенного MOID-анализа нуждаются в проверке относительно статистической достоверности. В целом полагаем, что результаты нашей работы дают основания для дальнейшего развития данной тематики. Для этого, прежде всего, требуется привлечение в анализ других общеизвестных случаев кометных вспышек. Эти случаи опубликованы в отдельных научных статьях разрозненно и не систематизировались. Список, составленный Андриенко и Ващенко (1981), в лучшем случае (если количество вспышек пропорционально количеству комет) может содержать лишь третью часть всех имевших место вспышек. Собранный в ШАО дополнительный материал дает независимое подтверждение для ударного механизма вспышек. После появления более полного и современного каталога к этому механизму вспышек можно будет вернуться заново. Кроме того, в дальнейшем и каталог утвержденных метеорных роев, безусловно, будет пополняться. Поэтому рассматриваемый механизм вспышек блеска комет заслуживает дальнейшего и более обстоятельного изучения. Мы также принимаем во внимание мнение академика М.Я. Марова о том, что при анализе проблемы нужны дополнительные и более строгие энергетические оценки, обеспечивающие генерацию вспышек при соударениях частиц с ядром кометы.

Авторы выражают благодарность анонимным рецензентам за сделанные полезные замечания и ценные поправки, которые приняты во внимание при доработке статьи.