74P/Смирновой — Черных

Комета Смирновой — Черных (74P/Smirnova-Chernykh) — короткопериодическая комета из типа Энке[4], которая была открыта 4 марта 1975 года советскими (впоследствии, российскими) астрономами Тамарой Смирновой и Николаем Черных в Крымской обсерватории на границе созвездий Льва и Рака, как диффузный объект 15 m звёздной величины. Обладает довольно коротким периодом обращения вокруг Солнца — всего чуть менее 8,5 лет.

  • Орбита кометы Смирновой — Черных его положение в Солнечной системе
74P/Смирновой — Черных

Комета 74P/Смирновой — Черных (~17m; 3,6 а. е. от Солнца) на небе вблизи галактики PGC 49413
Открытие
Первооткрыватель Смирнова Т. М.; Черных Н. С.
Дата открытия 4 марта 1975
Альтернативные обозначения 1967 EU; 1975 E2
Характеристики орбиты[1]
Эпоха 17 ноября 2014 года
JD 2456978.5
Эксцентриситет 0,1488395
Большая полуось (a) 622,511 млн км
(4,1612303 а. е.)
Перигелий (q) 529,857 млн км
(3,5418749 а. е.)
Афелий (Q) 715,165 млн км
(4,7805857 а. е.)
Период обращения (P) 3100,495 сут (8,489 г.)
Наклонение орбиты 6,65125 °
Последний перигелий 30 июля 2009
Следующий перигелий 26 января 2018[2][3]
Физические характеристики
Размеры 4,46 км
Информация в Викиданных ?

Интересно, что как показал в начале 1980-х годов S. Nakano, первоначально комета была сфотографирована ещё в 1967 году, но ошибочно классифицировано как астероид с временным обозначением 1967 EU[2].

История наблюдений

В течение апреля яркость кометы слабо уменьшалась с 14,5 до 15,0 m, угловой размер комы кометы оценивался в 30 ' угловых минут. На фотографиях Элизабет Ремер была запечатлена внутренняя часть комы и ядро яркостью ~18m звёздной величины.

Первый вариант орбиты кометы был рассчитан и опубликован 15 апреля британском астрономом Брайаном Марсденом. Хотя, согласно расчётам, орбита была параболической, он, тем не менее, допускал, что данная комета может являться короткопериодической. Вскоре это предположение было подтверждено расчётами G. R. Kastel' из института теоретической астрономии, который оценил период обращения кометы в 8,49 и предсказал прохождение кометой своего перигелия 6 августа 1975 года.

В 1976 году после прохождения перигелия максимальная яркость кометы достигала 15,5 m. в ходе дальнейших наблюдений 1977 и 1978 годов яркость кометы снизилась незначительно. За последний год Марсден пересмотрел период кометы в сторону увеличения — до 8,53 года. В 1979 году комета была последний раз сфотографирована из обсерватории Ок-Ридж, когда её яркость опустилась до 19,0 m.

Позднее комета наблюдалась в момент прохождения перигелия в 1984 и 1992 годах и вновь сфотографирована в октябре 1996 года японским астрономом Акимаса Накамура в обсерватории Кумакоген вблизи точки афелия своей орбиты, когда её яркость опускалась до 18,1 m.

Комета принадлежит к группе так называемых квазихильдовых комет и находится в сильнейшем орбитальном резонансе 3:2 с планетой Юпитер, что приводит к частым, а главное чрезвычайно тесным сближениям с этой планетой[5].

Примечания
  1. 74P/Smirnova-Chernykh. Minor Planet Center. Дата обращения: 26 мая 2016.
  2. Seiichi Yoshida. 74P/Smirnova-Chernykh. Seiichi Yoshida's Comet Catalog (3 июля 2010). Дата обращения: 18 февраля 2012.
  3. Syuichi Nakano. 74P/Smirnova-Chernykh (NK 2592) (англ.). OAA Computing and Minor Planet Sections (4 февраля 2012). Дата обращения: 18 февраля 2012.
  4. Toth, I. The quasi-Hilda subgroup of ecliptic comets - an update (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2006. — March (vol. 448, no. 3). — P. 1191—1196. — doi:10.1051/0004-6361:20053492. — .
  5. Toth, I. (March 2006). “The quasi-Hilda subgroup of ecliptic comets - an update”. Astronomy and Astrophysics. 448 (3): 1191—1196. Bibcode:2006A&A...448.1191T. DOI:10.1051/0004-6361:20053492.

Ссылки
Короткопериодические кометы с номерами
◄ 72P/Деннинга — Фудзикавы • 73P/Швассмана — Вахмана 3 • 74P/Смирновой — Черных • 75D/Когоутека • 76P/Веста — Когоутека — Икемуры ►
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.