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彗发按物理性质可以分为几个区域?

  彗发就是彗星的大气,它含有许多分子、原子,以及尘埃颗粒和冰粒。这些物质并不像地球表面附近的大气那样,各种物质混合得很好,而是像地球高层大气那样,稀疏而没有充分混合。我们看到的彗发亮度,是各种物质辐射的累积总亮度,从总亮度来研究彗发的物理性质是不大容易的。最好是根据各种物质的辐射特征,通过光谱观测或窄波段单色光观测,来分别观测各种物质相应的彗发情况。例如,利用氰(CN)分子在波长3884埃(1埃=10-10米)的发射带来研究氰分子彗发;利用氢原子在1216埃(La)辐射来研究氢云;利用连续光谱辐射来研究尘埃?彗发。

  按照物理性质,彗发可分为从内向外的3个区域:近核区、碰撞区和外区。近核各种物质的密度大(尤其是尘埃或冰颗粒),在光学上是不大透明的,这范围的半径为几百千米,这就是我们看到的彗头中央的光度核或假彗核,其特点是连续光谱很强。碰撞区的物质密度也较高,但随着离彗核的距离增加而减小,一般把密度减小到2.718倍的地方,定为碰撞区的外界。对于各种气体的外界都是不同的,这个范围大约在几千千米。在区域的外界,碰撞已不显著了,实际的碰撞范围要小得多。外区的物质很稀疏,气体分子几乎无碰撞地自由运动,在光学上是透明的。

  1836年白塞尔首先提出彗尾形成的力学理论,布烈基兴在1903年又将它发展了一步。他们认为,彗尾的形成是来自太阳的一种斥力,现在知道,作用于尘埃颗粒上的太阳斥力就是辐射压力。

  所谓辐射压力,就是一束光照射到物体上,它就在照射方向上对物体有一种推斥力,辐射压力跟辐射能量成正比,跟垂直照射的物体面积也成正比。

  太阳对物体有辐射压力而同时又具有引力。若物体的质量越小,截面积越大,那么辐射压力可以超过引力。为了便于理解,我们用物体向地面降落的情形做个比喻:物体从高处下落,因空气的阻力,物体表面积越大,降落越慢。如一把伞,张开了总比闭着降落慢,因为张开了表面大。太阳辐射对微小质点的压力与此类似。因为质点越小,表面积就相对的大些。假定有一个质量为1克的正立方体,体积是1立方厘米,它的表面积是6平方厘米。如果从中切开,分成相同的两个长方体,每块的质量应为0.5克,这时每块的表面积是4平方厘米,而不是3平方厘米。继续分下去,每小块的表面积相对地增大。尘埃的表面积相对于它们的质量而言是较大的,所以太阳辐射压力对它们就显现出来了。经计算,如质点的直径是1厘米的几十万分之一,太阳的辐射压力对它们就能显现,而彗星中有不少这样大小的尘埃。

  从彗核中抛出的大量尘埃,在太阳辐射压力下形成尘埃彗尾,所以弯曲,是因为彗核具有很大的轨道速度。这很像行进电的蒸汽机车,机车喷出的烟是弯曲的。

  1968年,芬森和普鲁布斯更进一步发展了力学理论,使之可以和亮度联系起来。他们考虑了尘埃颗粒大小的分布,从理论上算出亮度分布与观测比较之后,可以求出尘埃颗粒的大小分布以及尘埃产率随时间的变化和外流速度。对于阿伦德-罗兰彗星,他们得出尘埃颗粒以1微米左右居多。这个方法也用于科胡特克、贝内特、德阿雷斯特和恩克等彗星,得到尘埃产率为每秒4.5×10^17~2.7×10^18个、或大约为每秒108克。因为尘埃是被蒸发出的气体带出来的,进而求出气体产率约为每秒6×10^7克或每秒为1.5×10^30个分子。这与其他方法求出的结果大致相符。日本的木村博和刘彩品对此方法作出更严格的研究。顺便指出,这方法也适用于彗发。

  有些彗星在离太阳很远时就出现尘埃彗尾,典型的例子是巴德彗星(1955Ⅵ)和哈罗-查维拉彗星(19561),它们离太阳4~5个天文单位时就出现尘埃彗尾。有一种解释是这种彗星含有比冰水更易蒸发的物质在蒸发时带出的冰粒,但也有人不同意这种解释。

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