彗星是如何形成的
彗星是如何形成的
彗星，是进入太阳系内亮度和形状会随日距变化而变化的绕日运动的天体，呈云雾状的独特外貌。彗星分为彗核、彗发、彗尾三部分。下面由学习啦小编为你详细介绍彗星的相关知识。
彗星是如何形成的：
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。
(彗尾往往不止一条)
彗星的起源：
除了一些周期性的彗星外，不断有开放式或封闭式轨道的新彗星造访内太阳系。新彗星来自何处?这个问题就要从太阳系的形成谈起了。
太阳系的起源
太阳系的前身，是气体与尘埃所组成的一大团云气，在46亿年前，这团云气或许受到超新星爆炸震波的压缩，开始缓慢旋转与陷缩成盘状，圆盘的中心是年轻的太阳。盘面的云气颗粒相互碰撞，有相当比率的物质凝结成为行星与它们的卫星，另有部份残存的云气物质凝结成彗星。
当太阳系还很年轻时，彗星可能随处可见，这些彗星常与初形成的行星相撞，对年轻行星的成长与演化，有很深远的影响。地球上大量的水，可能是与年轻地球相撞的许多彗星之遗产，而这些水，后来更孕育了地球上各式各样的生命。
太阳系形成后的四十多亿年中，靠近太阳系中心区域的彗星，或与太阳、行星和卫星相撞，或受太阳辐射的蒸发，己消失迨尽，我们所见的彗星应来自太阳系的边缘。如假设残存在太阳系外围的彗星物质，历经数十亿年未变，则研究这些彗星，有助于了解太阳系的原始化学组成与状态。
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。
彗星的故乡
欧特云。长周期彗星可能来至欧特云(Oort cloud)而短周期彗星可能来自柯伊伯带(Kuiper Belt;凯伯带)。
欧特云理论(Oort cloud theory)：在1950年，荷兰的天文学家Jan Oort提出在距离太阳30,000 AU到一光年之间的球壳状地带，有数以万亿计的彗星存在，这些彗星是太阳系形成时的残留物。有些欧特彗星偶尔受到"路过"的星体的影响，或彼此间的碰撞，离开了原来的轨道。大多数的离轨彗星，从未进入用大型望远镜可侦测的距离。只有少数彗星，以各式各样的轨道进入内太阳系。不过到目前为止，欧特云理论仅是假设，尚无直接的观测证据。
柯伊伯带(Kuiper Belt)：欧特云理论可以合理的解释，长周期彗星的来源和这些彗星与黄道面夹角的随意性。但短周彗星的轨道在太阳系行星的轨道面上，欧特云理论无法合理解答短周期彗星的起源。
1951年，美国天文学家Gerard Kuiper提议在距离太阳30到100 AU之间有一柯伊伯带(或称为凯伯带) ，带上有许多绕行太阳的冰体，这些冰体的轨道面与行星相似，偶尔有些柯伊伯带物体受到外行星的重力扰动与牵引，而向太阳的方向运行，在越过海王星的轨道时，更进一步受海王星重力的影响，而进入内太阳系成为短周期彗星。
天文学家David Jewitt与Jane Luu自1988年起，以能侦测极昏暗物体的高灵敏度电子摄影机，寻找柯伊伯带物体。他们在1992年找到第一个这类物体(1992 QB1)，1992 QB1距太阳的平均距离为43AU，而公转的周期为291年。柯伊伯带天体又常被称为是海王星外天体(List Of Transneptunian Objects)。自1992年至2002年10月为止，陆续又发现了600多个柯伊伯带天体(最新的列表可参见MPC的List Of Transneptunian Objects)。在现阶段，天文学家认为冥王星、冥卫一和海卫一，可能都是进入太阳系内部的柯伊伯带天体，而发现的瓜奥瓦(Quaoar)，其大小约有冥王星的一半。
彗星的观测方法：
彗星的目视观测是青少年业余爱好者的主要观测项目，其方法筒单易做，经费少，大多数的业余观测者都能进行，而且也为部分专业观测者所运用。尽管照相观测已较普遍，但由于历史上保留有大量多颗彗星目视观测资料，因此，目视观测资料可同以前的联系起来，保持目视观测的连续性，并能很直观地反映彗星所在的状态，这对研究彗星演化有重要意义，一直受到国际彗星界的重视。
目视观测有彗星的亮度估计、彗发的大小和强度测定，以及彗尾的研究和描绘等几方面的内容。
彗星的亮度估计
彗星需要测光的有三个部分：核、彗头和彗尾。由于彗尾稀薄、反差小，呈纤维状，对它测光是十分困难的，因此彗尾测光不作为常规观测项目。通常所谓彗星测光是测量彗星头部(即总星等M1)和核(即核星等M2)的亮度。彗核常常是看不到的，或者彗头中心部分凝结度很高，彗核分辨不清等等原因，彗核的测光相对来说要困难些。另外，我们所指的彗星测光不仅是测量它的光度，记录测量时刻，而且要密切监视彗星亮度变化，记下突变时刻，所有这些资料对核性质的分析是十分有用的。
估计彗星亮度的几种方法：
1.博勃罗尼科夫方法(B法)
使用这个方法时，观测者先要选择几个邻近彗星的比较星(有一些比彗星亮，有些比彗里暗)。然后按下面步骤：
(A)调节望远镜的焦距，使恒星和彗星有类似的视大小(即恒星不在望远镜的焦平面上，成焦外像，称散焦)。
(B)来回调节焦距，在一对较亮和较暗恒星之间内插彗星星等(内插方法见莫里斯方法)。
(C)在几对比较星之间，重复第二步。
(D)取第二和第三步测量的平均值，记录到0.1星等。
2.西奇威克方法(S法)
当彗星太暗，用散焦方法不能解决问题时，可使用此法。
(A)熟记在焦平面上彗发的“平均”亮度(需要经常实践，这个“平均”亮度可能对不同观测者是不完全一样的)。
(B)对一个比较星进行散焦，使其视大小同于对焦的彗星。
(C)比较散焦恒星的表面亮度和记住的对焦的彗发的平均亮度。
(D)重复第二和第三步，一直到一颗相配的比较星找到，或对彗发讲，一种合理的内插能进行。
3.莫里斯方法(M法)
这个方法主要是把适中的散焦彗量直径同一个散焦的恒星相比较。它是前面两种方法的综合。
(A)散焦彗星头部，使其近似有均匀的表面亮度。
(B)记住第一步得到的彗星星像。
(C)把彗星星像大小同在焦距外的比较星进行比较，这些比较星比起彗星更为散焦。
(D)比较散焦恒星和记住的彗星星像表面亮度，估计彗星星等。
(E)重复第一步至第四步，直到能估计出一个近似到0.1星等的彗星亮度。
另外，还有拜尔(Bayer)方法，由于利用这个方法很困难，以及此法对天空背景亮度非常灵敏，一般不使用它来估计彗星的亮度了。
当一个彗星的目视星等是在两比较星之间时，可用如下的内插方法。估计彗星亮度同较亮恒星亮度之差数，以两比较量的星等差的1/10级差来表示。用比较星星等之差乘上这个差数，再把这个乘积加上较亮星的星等，四舍五人，就可得到彗星的目视星等。例如，比较星A和B的星等分别是7.5和8.2，其星等差8.2-7.5=0.7。若彗星亮度在A和B之间，差数约为6X1/10，于是估计的彗星星等为：0.6X0.7+7.5=0.42+7.5=7.92，约等于7.9。
应用上面三种方法估计彗星星等时，应参考标注大量恒星星等的星图，如AAVSO星图(美国变星观测者协会专用星图)。该星图的标注极限为9.5等，作为彗星亮度的比较星图是合适的。，那些明显是红色的恒星，不用作比较星。使用该星图时，应注意到星等数值是不带小数位的，如88，就是 8.8等。另外，星等数值分为划线和不划线两种，划线的表示光电星等。如33，表示光电星等3.3等，在记录报告上应说明。
另外，SAO星表或其它有准确亮度标识的电子星图中的恒星也可作为估计彗星亮度的依据。细心的观测者，还可以进行“核星等”的估计。使用一架15厘米或口径再大一些的望远镜，要具有较高放大率。进行观测时，观测者的视力要十分稳定，而且在高倍放大情况下，核仍要保持恒星状才行。把彗核同在焦点上的比较星进行比较，比较星图还是用上述星图。利用几个比较星，估计的星等精确度可达到0.1等。彗星的核星等对研究彗核的自转、彗核的大小等有一定的参考价值。