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  • 彗星”是个多义词,全部含义如下:

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    彗星[星体]

    彗星(Comet),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,彗星物质蒸发,在冰核周围形成朦胧的彗发和一条稀薄物质流构成的彗尾。由于太阳风的压力,彗尾总是指向背离太阳的方向。2014年2月21日,日本京都产业大学的研究小组发现彗星上有氨的存在。根据最新报道称:科学家们近日在追踪“67P/楚留莫夫-格拉希门克”彗星的罗塞塔号飞行器上发现了属于该彗星的一些化学残留物。科学家使用探测器对这些化学物质进行分析后,发现其主要成份为氨、甲烷、硫化氢、氰化氢和甲醛。由此,科学家得出结论称,彗星的气味闻起来像是臭鸡蛋、马尿、酒精和苦杏仁的气味综合。2015年10月28日,美国密歇根大学的一个研究小组通过对“罗塞塔”号彗星探测器数据的分析,在67P/丘留莫夫-格拉西缅科彗星(简称67P彗星)彗核周围的气体(彗发)中发现了氧气分子,这在历史上尚属首次。

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    基本信息 编辑信息模块

    中文名称: 彗星
    别称: 扫帚星 分类: 彗星
    轨道倾角: 椭圆、抛物线、双曲线

    目录

    概述简介/彗星[星体] 编辑

    彗星 彗星

    彗星,俗称扫把星,是由构成的太阳系小天体(SSSB),当他朝向太阳接近时,会被加热并且开始释气,展示出可见的大气层,也就是彗发,有时也会有彗尾。这些现象是由太阳辐射太阳风共同对彗核作用造成的。彗核是由松散的冰、尘埃、和小岩石构成的,大小从P/2007 R5的数百米至海尔博普彗星数十公里不等。

    彗星的轨道周期范围也很大,可以从几年到几百万年。短周期彗星来自超越至海王星轨道之外的古柏带,或是与离散盘有所关联。长周期彗星被认为起源于欧特云,这是在古柏带外面,伸展至最近恒星一半距离上,由冰冻天体构成的球壳。长周期彗星受到路过恒星银河潮汐引力摄动而直接朝向太阳前进。双曲线轨道的彗星可能在进入内太阳系之前曾经被沿着双曲线轨迹被抛射至星际空间,则只会穿越太阳系一次。来自太阳系外,在银河系内可能是常见的系外彗星也曾经被检测到。
    彗星与小行星的区别只在于存在着包围彗核的大气层,未受到引力的拘束而扩散著。这些大气层有一部分被称为彗发(在中央包围着彗核的大气层),其它的则是彗尾(受到来自太阳的太阳风等离子和光压作用,从彗发被剥离的气体、尘埃、和带电粒子,通常呈线性延展的部分)。然而,熄火彗星因为已经接近太阳许多次,几乎已经失去了所有可挥发的气体和尘埃,所以就显得类似于小的小行星。小行星被认为与彗星有着不同的起源,是在木星轨道内侧形成的,而不是在太阳系的外侧。主带彗星和活跃的半人马小行星的发现,已经使得小行星和彗星之间的差异变得模糊不清。
    截至2013年7月,已经知道的彗星有4894颗,其中大约有1500颗是克鲁兹族彗星和大约484颗短周期彗星,而且这个数量还在稳定的增加中。然而,这只是潜在彗星族群中微不足道的数量:估计在外太阳系的储藏所内类似的彗星体数量可能达到一兆颗。尽管大多数的彗星都是暗淡和不够引人注目的,但平均大概每年会有一颗裸眼可见的彗星,其中特别明亮的就会被称为"大彗星s"。
    在2014年1月22日,ESA科学家的报告首次明确的指出在矮行星谷神星,也是小行星带中最大的天体,有水汽存在。这项检测是通过赫歇尔太空望远镜使用远红外线技术完成的。此一发现是出人意料之外的,因为彗星,不是小行星,才会有这种典型的"喷流萌芽和羽流"。根据其中一位科学家的说法:"彗星和小行星之间的区隔是越来越模糊了"。
    古代也有彗星出现的记录,古人一般认为彗星是凶兆

    语源 /彗星[星体] 编辑

    彗星 彗星
    彗星以其拖着的长尾巴而得名,“彗”的本意就是《说文》:“彗,埽竹也。”。中国古人把彗星叫做“星孛”,《春秋》记载,鲁文公14年(前613年)“秋七月,有星孛入于北斗”。这是世界上关于哈雷彗星的最早记录。中国晋书·天文志》载有:“彗星所谓扫星,本类星,末类彗,小者数寸,长或经天。彗星本无光,傅日而为光,故夕见则东指,晨见则西指。在日南北皆随日光而指,顿挫其芒,或长或短。”准确的描述了彗星的形态。
    西方语言中的“彗星”一词(如法语:comète;德语:Komet;英语:comet,古英文:cometa), 源自拉丁文的comēta或comētēs,这是拉丁化的希腊文κομήτης。在牛津英语字典,这个词是'κομήτης'(' ἀστὴρ '),意思是希腊文的"长发明星,彗星"。Κομήτης是从κομᾶν("留着长发")转变过来的,其本身又是从κόμη(意思是"头上的头发")转变过来的,而其意思是"彗星的尾巴"。希腊哲学家兼科学家亚里斯多德是第一位使用这个延伸出来的字κόμη, κομήτης,来形容他看见的"长著头发的星星"。彗星的天文学符号是(☄),由一个小圆盘和三根儒头发突起的短线段组成。

    物理性质/彗星[星体] 编辑

    彗星由彗核彗发彗尾组成。彗核和彗发构成彗头。

    彗核

    彗星 彗星
    主条目:彗核
    一颗彗星在核心的固体结构被称为彗核。彗核是由水冰岩石、和冻结的气体,像是二氧化碳一氧化碳甲烷融合在一起组成的。因此,在弗雷德·惠普尔建立起彗星模型之后,它们普遍的被描述为"脏雪球"。然而,有一些彗星的尘埃含量较高,导致他们被称为"冰污球"。
    彗核的表面一般是干燥、尘土或岩石飞扬的,这暗示冰是隐藏在表面数米厚的的地壳之下。除了已经提到的气体,彗核还包含各种各样的有机化合物,它们可能包括甲醇氰化氢甲醛乙醇、和乙烷,或许还有更复杂的分子,如长链的烃类氨基酸。在 2009年,从NASA星尘任务带回的彗星尘埃中发现了氨基酸中的甘氨酸。在2011年8月,NASA一份根据在地球上发现的陨石所做的报告指出,已经发现DNARNA的元件(腺嘌呤鸟嘌呤、及相关的有机分子),可能已经在小行星和彗星上形成。
    彗核表面的反照率非常的低,使它们成为太阳系内反照率最低的物体。乔托号太空探测器发现哈雷彗星的彗核只反射了大约4%照射在它上面的光线,深空一号发现包瑞利彗星表面反射落在它上面的光线少于3%;相较之下,落在沥青表面的光都还有7%能被反射。彗核表面黑暗的物质材料可能包括复杂的有机化合物。太阳的热驱动了较轻的挥发物,留下了较重的有机化合物,往往都是黑色的,像是焦油或是原油。彗星表面相对较低的反照率使它们可以吸收更多需要的热量,驱动释气的程序。
    一些彗星的性质
    名称直径
    公里
    密度
    g/cm3
    质量
    kg[25]
    哈雷彗星15 × 8 × 8[26] 0.6[27] 3×1014
    9P/Temp 17.6 × 4.9[28] 0.62[29] 7.9×1013
    109P/Bowell8 × 4×40.3[29] 2×1013
    81P/Wild 25.5 × 4.0 × 3.3[30] 0.6[29] 2.3×1013
    曾经观察过的彗核直径有超过30千米(19英里)的,但是要确定其确实的大小是很困难的。P/2007 R5的彗核直径大约只有100–200米。尽管仪器非常灵敏,但是缺乏较小的彗星可供检测彗核的大小,使得一些人认为彗核的直径不会小于100米(330英尺)。从已知的彗星估计,彗核的平均密度大约是0.6g/cm3,彗核的低质量使彗核不会因为自己的重力造成球形,因此它们的外型是不规则的。
    大约6%的近地小行星被认为是熄火彗星,它们的彗核已不再释放出气体,包括(14827) Hypnos(睡神星)和(3552) Don Quixote(唐吉诃德)。

    彗发 

    彗星 彗星

    主条目:彗发

    在彗星的周围围绕着的尘埃和气体形成一个巨大且稀薄的大气层,称为彗发,彗发受到太阳风和太阳的辐射压导致背向太阳的巨大尾巴,称为彗尾。
    彗发通常都由 H2O和尘埃构成,其中90%都是当彗星距离太阳3至4天文单位(450,000,000至600,000,000千米;280,000,000至370,000,000英里)就从彗核挥发出来的水。 H2O的母分子主要是通过光解和很多规模较小的光电离,还有太阳风扮演光化学的小角色而被摧毁(分解)。较大的尘埃粉尘粒子沿着彗星轨道的路径留下,而更小的粒子被光压推入彗星的尾巴。
    虽然固体的彗核一般都小于60千米(37英里)的直径,但彗发可能有数千或数百万公里的直径,有时会变得比太阳还要。例如,17P/霍姆斯彗星在2007年10月爆发之后大约一个月的短时间,巨大的大气层就比太阳还要大;1811年大彗星的彗发也大致与太阳的直径相当。但即使彗发再大,在它跨越火星,大约距离太阳1.5天文单位(220,000,000千米;140,000,000英里),它的大小就会衰减。在这个距离上,太阳风已经足够强大,可以将气体和尘埃吹离彗发,使尾巴增大。
    当一颗彗星穿越内太阳系时,彗发和尾巴都会被太阳照亮而能够看得见,尘埃会直接反射阳光,而气体会因为离子化而发光。大多数的彗星因为太暗淡,没有望远镜的协助依然看不见,但每几十年总会有亮到肉眼足以直接看见的彗星。偶尔,会遇到彗星突然爆发出大量的气体和尘埃,这时彗发的大小会增加一段时期。在2007年,17P/霍姆斯彗星就发生这样的现象。
    在1996年,发现彗星辐射出X射线。这使天文学家大为吃惊,因为X射线通常与高温天体相关联。X射线是彗星与太阳风的交互作用生成的:当高度电离的太阳风离子飞过彗星的大气层时,它们与彗星大气层中的原子和分子撞击,会从它们获得一个或多个电子,这个过程称为”电荷交换”。这种交换或转让一个电子给太阳风中的离子让离子去激发回到基态,导致辐射出X射线和远紫外线光子

    彗尾

    主条目:彗尾
    彗星 彗星

    太阳系的外缘,彗星依然在冰冻和不活跃的状态时,由于体积很小,因此很难甚至无法从地球上观测到。来自哈柏太空望远镜的观测报告,提出在古柏带内不活跃彗核的统计报告,但是这些检测不仅受到质疑,并且无法独立验证。当彗星接近太阳系的内侧时,太阳辐射造成彗核内部挥发性物质蒸发,并且从核心向外喷出,同时会带走一些尘埃粒子。
    气体和尘埃流会形成指向不同方向,自己独特的彗尾。尘埃形成弯曲的尾巴会被抛在轨道的后方,通常称为第二型彗尾。同时,离子尾,或是第一型彗尾总是指向背向太阳的地方,因为它们受到太阳风的作用远比尘埃更强烈,因此是沿着磁场线而不是轨道的轨迹。在某些场合,如当地球穿越过彗星的轨道平面和我们从侧面看见彗星,可能会看见与尘埃尾指向相反的尘埃尾,称为彗翎(反尾)(在环绕太阳彗星前方的彗尾,与尾端的尘埃尾共线)。
    对彗翎的观察在太阳风的发现上有意义深远的贡献。离子尾是彗发的微粒被太阳紫外线辐射电离后形成的。一但粒子被电离,它们获得净正电核,并反过来在彗星附近引发”诱导磁层”。彗星和它的诱导磁层形成太阳风粒子向外流动的障碍。因为彗星的轨道速度和太阳风的速度都是超音速,弓形震波会在彗星运动和太阳风流动方向的前缘形成。在这些弓形震波,大量的彗星离子(称为”拾取离子”)被凝聚和集中,并且加载太阳风的磁场和等离子,这样的场线"披盖"在彗星的周围形成了离子尾。
    如果离子尾的负载已经足够了,则磁场线会在那个点上挤在一起,在沿着离子尾的某个距离上会发生磁重联,这会导致"尾断离事件"。这种现象已经被观测到好几次,在2007年4月20日就有一次值得注意的事件。当恩克彗星通过日冕抛射的物质的时候,它的离子尾就完全的被截断了。日地关系天文台观测到了这次的事件。
    在2013年,欧洲空间局的科学家报告金星电离层向外扩张的方式类似于一颗彗星在类似条件下形成的离子尾。

    喷流

    加热不均匀可能导致新生成的气体能够打破彗星核心表面比较脆弱的点,像一个间歇泉。这些气体和尘埃的流动可能引起彗核的自旋,并使它分裂。在2010年,它揭漏干(冰冻的二氧化碳)像彗核喷流物质的能源。能够得知是因为有一艘太空船靠近哪里,可以看见喷流从哪儿喷出,然后在红外线的谱线上显示出那儿有哪些物质。

    与流星雨的关系

    由于释气的缘故,彗星会留下一些固体的碎片。如果彗星的路径跨越地球的路径,当地球经过彗尾碎片的踪迹,就有可能形成流星雨。例如,每年8月9日至12日,当地球穿越斯威夫特-塔特尔彗星的路径时,形成的英仙座流星雨哈雷彗星是10月份的猎户座流星雨的来源。

    轨道特性 /彗星[星体] 编辑

    彗星 彗星

    大多数彗星都是细长椭圆轨道太阳系小天体,它们的轨道只有一小部分接近太阳,剩余的大部分都在深远的太阳系外缘。彗星通常都以轨道周期的长短来分类:轨道周期越长的椭圆也越细长。

    短周期

    短周期彗星的定义一般是指周期短于200年的彗星。它们的轨道通常黄道的上下,并且运行方向与行星相同。它们轨道的远日点通常在外行星的区域(木星和超越其外);例如,哈雷彗星的远日点就在海王星之外不远处。彗星轨道的远日点靠近哪一颗行星,它就是该行星的彗星"家庭"这些家庭成员被认为是起因于被行星捕获到周期较短轨道上的长周期彗星。
    周期最短的极端,恩克彗星的轨道不会抵达木星的轨道,并且称为恩克型彗星。短周期彗星中,周期短于20年和低倾角(不超过30度)的被称为木星族彗星。像哈雷彗星的,轨道周期在20至200年之间,轨道倾角从0至超过90度的,称为哈雷族彗星。截至2013年  (2013-Missing required parameter 1=month!)[update],只有72颗哈雷族彗星被观测过,相较之下木星族彗星则几乎有470颗。
    最近发现的主带彗星形成一个独立的类别,不仅轨道在小行星带内,而且还接近圆形。
    因为其椭圆轨道经常会带它们接近巨大的行星,彗星会受到进一步的重力扰动。短周期彗星的远日点有趋近于气体巨星轨道半径的趋势。很显然的,来自欧特云的彗星在接近巨大行星的时候,经常会受到这些行星强烈的影响。木星是最大的扰动源,因为它的质量是其他行星质量总和的两倍。这些扰动可以将长周期彗星的轨道转变成短周期的轨道。
    基于其轨道特征,有些短周期彗星被认为起源于半人马古柏带/离散盘 —一个在海王星外侧的盘状区域—而长周期彗星的来源被认为是更遥远的一个球形的欧特云(以提出存在这个假想球壳的何兰天文学家杨·亨德里克·欧特的名字命名)。一般认为在这个以太阳为中心,大致成球形的遥远地区内,在大致是圆形的轨道上,存在着许多类似彗星的天体。偶尔,外侧行星的影响力(这种情形通常是对古柏带的天体),或是邻近的恒星(这种情形通常是对欧特云的天体)可能会将这些天体中的一颗抛入椭圆形的轨道,将他带向太阳成为可以看见的彗星。不同于回归的短周期彗星,没有之前的观测资料可以建立它们的轨道,通过这个机制产生的新彗星,其外观是不可预知的。

    长周期 

    彗星 彗星
    长周期彗星有较高的离心率轨道和范围从200年至数千乃至百万年的周期,在近日点附近时,离心率大于1并不完全意味着这颗彗星会逃离太阳系。 例如,麦克诺得彗星在2007年1月(历元)接近近日点时的日心吻切轨道离心率是1.000019,但是它受到太阳的引力约束,周期约为92,600年,因为在它远离太阳之后离心率已降至1以下。长周期彗星将来的轨道需要再它远离行星所在的区域以后,再以太阳系的中心计算吻切轨道的历元,才能确定。依据定义,长周期彗星依然受到太阳引力的约束;这些彗星在接近主要的行星时可能会被弹出太阳系,因此就无须考虑它原本的"周期"是否正确。长周期彗星的轨道会带它们进入远离外行星的远日点,而且它们的轨道平面也不需要躺在黄道面附近。像威斯特彗星和C/1999 F1这些长周期彗星在重心座标系的拱点距离接近70,000天文单位,估计轨道周期大约长达600万年。
    单次出现或非周期彗星都类似长周期彗星,这是因为它们在进入内太阳系接近近日点时,都有抛物线或略呈双曲线的轨迹 。但是,这可能是巨大行星的摄动导致它们的轨道发生改变。单次出现或是有着抛物或双曲吻切的彗星,会使它们在接近太阳一次之后,就永远的离开太阳系。太阳的希尔球是一个不稳定的球体,最大的范围可以达到230,000 AU (1.1秒差距(3.6光年))。只有少数的数百颗彗星在接近近日点的附近时曾被观测到双曲线轨道(e > 1),在使用无摄动的日心二体最加拟合才认为它们可能会逃出太阳系。
    已经观测过的彗星,没有离心率明显大于1的所以没有明确的证据可以指出有起源于太阳系外的彗星。C/1980 E1彗星的在1982年通过近日点之前的周期大约是710万年,但是它在1980年与木星遭遇而被加速,使它成为已知彗星中离心率最大的(1.057)。预测不会再返回内太阳系的彗星包括C/1980 E1、C/2000 U5、C/2001 Q4 (NEAT)、C/2009 R1、C/1956 R1、和C/2007 F1 (LONEOS)。
    有些机构使用周期彗星这个术语泛指轨道有周期性的彗星(也就是包括所有的短周期彗星和长周期彗星),而其他人使用它时则完全仅意味着短周期彗星。同样的,虽然无周期彗星字面的意义是与"仅出现一次的彗星"是相同的,但有些人的意思是所有在有生之年不能看见第二次的彗星(也就是包括周期在200年以上的长周期彗星)。
    早期的观测显示有几颗彗星的轨迹真的是双曲线轨道彗星(也就是无周期彗星),但都未超过被木星摄动而被加速的可能范围。如果彗星充斥在星际空间内,它们的移动速度应该与临近太阳的恒星有着相同数量级的相对速度(每秒数十公里的速度)。如果这样的天体进入太阳系,它们应该有正值的特殊轨道能量,并将真正的观测到有着双曲线轨道。粗略的计算显示,每世纪应该有4颗双曲线轨道的彗星进入木星轨道的内侧,并有着1或2等级的星等

    彗星的死亡/彗星[星体] 编辑

    从太阳系排出

    彗星 彗星
    如果一颗彗星有足够快的速度运行,那么它可以离开太阳系;这就是双曲线情况的彗星。到目前为止,已知会弹出太阳系的彗星都是曾和太阳系的其它天体,像是木星,发生过交互作用(参见摄动)。所有已知的彗星都起源于太阳系内,而不是以高速度的双曲线轨道进入太阳系。

    耗尽挥发物质

    主条目:熄火彗星
    木星族彗星(JFC)和长周期彗星(LPC,参见前述的"轨道特性")似乎遵循非常不同的衰退法则。木星族彗星的活动大约是10,000年,或是1,000次的公转,而长周期彗星消失得更快。只有10%的长周期彗星能够通过短距离的近日点50次依然存活着,而只有1%能超过2,000次[36]。最终,大部分彗星的挥发性材料都会蒸发掉,使得彗星成为小而黑的惰性岩石,或是类似于小行星的废墟。

    瓦解(分裂)

    彗星也会碎裂成为碎片,例如:比拉彗星(3D/Biela)于1846年发生分裂,1872年彗核完全分开,结果在1872、1885、1892年都引起非常壮观的流星暴,每小时流星数达3000∼15000颗左右。73P/Schwassmann–Wachmann从1995年也开始发生这样的现象。
    这些分裂可能是太阳或大行星引力导致的潮汐力造成的,或是由于挥发性物质的"爆炸",还是其他尚未完全明了的原因。

    失踪 

    主条目:迷踪彗星
    许多在数十年前或前个世纪发现的彗星现在已经成为失踪者了。它们或因为轨道不明确而难以预测未来的出现,或是已经瓦解了。然而,偶尔会发现一颗"新"彗星,但它们的轨道计算显示,这是旧有的"失踪"彗星。一个例子是11P/Tempel–Swift–LINEAR,在1869年发现,但在1908年受到木星的摄动就失踪了,直到2001年才意外的被LIEAR再度发现。

    碰撞

    有些彗星有着更壮观的结束- 要么落入太阳,或是粉碎后进入另一颗行星或天体。在太阳系的早期,彗星和行星或卫星之间的碰撞是很常见的:例如,地球的卫星表面有许多的撞击坑,有些可能就是彗星造成的。最近一次彗星与行星的撞击发生在1994年7月,粉碎了的舒梅克·利维九号彗星木星相撞。
    在早期的阶段,有许多彗星和小行星因相撞而进入地球。许多科学家认为彗星的轰击为年轻的地球(40亿年前)带来了大量的水,形成了目前铺满地球的海洋,即使不是全部也是很大的一部分。但也有其它的研究人员对这个理论产生质疑。在彗星上检测到一些有机分子,使得有人推论彗星或陨石可能为地球带来了生命的前身- 甚至就是生物本身。依然有许多彗星是近地彗星,但是地球与小行星撞击的机率还是高于彗星。
    人们怀疑彗星的撞击,在长时间的尺度上,也能运送大量的水给地球的卫星,所以可能有一些月球冰会留存下来。
    彗星和陨石的撞击被认为是玻璃陨石澳洲玻璃陨体的成因。

    命名规则 /彗星[星体] 编辑

    彗星 彗星

    在过去的两个世纪,彗星的命名有几个不同的规则。在通过有系统的命名约定之前,有许多不同的命名方法。在20世纪的初期之前,大多数的彗星只简单的依据它们出现的时间命名,特别是明亮的大彗星都只提及年份:像是"1680年大彗星"(C/1680 V1,Kirch's Comet)、"1882年9月大彗星(C/1882 R1)、和"1910年白昼大彗星1910年1月大彗星)。

    爱德蒙·哈雷表明1531年、1607年、和1682年的彗星是同一颗,并且很成功的预测它在1759年回归,这颗彗星就被称为哈雷彗星。相同的,第二颗和第三颗周期彗星恩克彗星比拉彗星也都是以计算它们轨道的天文学家,而不是最初(原始)发现者的名字命名。之后,周期彗星通常就以发现者的名字命名,但也只有第一次,之后的出现就以通过近日点的年份表示。
    在20世纪初期,以发现者的名字为彗星命名变得非常普遍,并且迄今依然是如此,一颗彗星可以使用三位独立发现者的名字。在最近这些年,许多彗星是由许多天文学家组织的大型团队机构发现的,就以这个机构的名称做为彗星的名字。例如,IRAS—荒贵—阿尔科克彗星(Comet IRAS–Araki–Alcock)是红外线天文卫星(IRAS)、和业余天文学家玄一荒木乔治·阿尔科克独立发现的。在过去,当多颗彗星是由同一个人、独力的团队或团队发现时,会在彗星的名称之后附加上数字(但限定是周期彗星),用来区别这些彗星;像是舒梅克-李维1至9号。现在,因为一些组织发现的彗星数量众多,使得这样的命名变得不切实际,也未能试图确保每颗彗星有一个唯一的名称。取而代之的是,使用系统化的彗星型号,藉以避免混淆。
    直到1994年,彗星都会先给与一个临时名称,这是以发现的年份配合发现的先后顺序加上一个小写的英文字母(例如,1969 i(班尼特彗星)是1969年发现的第9颗彗星)。一但观测到这颗彗星通过近日点,并且确定了它的轨道之后,就根据它通过近日点的年份和顺序的罗马数字给与永久性的名称(这编号通常是该年结束后二年才能编好)。所以彗星1969 i就成为彗星1970 II(它是1970年通过近日点的第二颗彗星),又如舒梅克·利维九号彗星的名称分别为1993e和1994Ⅹ。
    但越来越多的彗星被发现,而且有些是在通过近日点之后才被发现,使这套系统显得不切实际。于是国际天文学联合会在1994年推出新的彗星命名系统。从1995年开始,彗星在一年中以每半个月为单位使用一个字母和数字来指示发现的顺序(这个系统和用于小行星的类似),所以,例如在2006年2月下半月发现的第4颗彗星,将被命名为2006 D4。此外,还添加前缀字母来显示彗星的性质:
      • P/:确认为周期彗星(目地在定义任何周期短于200年的彗星,或是确认已经观测通过近日点超过一次以上的彗星);P前面再加上周期彗星总表编号。所以,哈雷彗星,第一颗被确认周期的彗星,在系统内的名称是1P/1682 Q1。
      • C/ 标示无周期的彗星或周期超过200年的彗星。例如,海尔博普彗星的名称为C/1995 O1。
      • X/ 标示没有可靠的轨道元素可以计算的彗星(一般来说都是历史上的彗星)。
      • D/ 标示不再回归或已经消失、分裂或失踪的彗星。
      • A/ 标示被错误归类为彗星,但其实是小行星的天体。

    最初被当成小行星命名的彗星,在确认后仍然维持原有的名称,但会加上前缀字母,例如P/2004 EW38(Catalina–LINEAR)。
    在太阳系内,暨是彗星又是小行星的天体已经有五颗,它们分别是:
      • 95P/开朗=2060开朗
      • 107P/威尔逊-哈灵顿=4015威尔逊-哈灵顿
      • 133P/Elst-Pizarro=7968 Elst-Pizarro
      • 174P/Echeclus=60558厄开克洛斯
      • 176P/LINEAR=118401LINEAR

    如果彗星破碎,分裂成数个以上的彗核,则在编号后加上-A、-B..以区分每个彗核。回归彗星方面,如彗星再次被观测到回归时,则在P/(或可能是D/)前加上一个由IAU小行星中心给定的序号,以避免该彗星回归时重新标记。例如哈雷彗星有以下标记:1P/1682 Q1=1P/1910 A2=1P/1982 U1=1P/Halley=哈雷彗星。

    研究的历史 /彗星[星体] 编辑

    早期的观测和推论

    彗星 彗星

    在望远镜发明之前,彗星好像无论在何处出现,都会慢慢的消失不见。它们通常都被认为是不好的预兆,会为国王或男性的贵族带来灾难、死亡,甚至被解释为上天对地球上居民的攻击。来自古代的资料,例如中国的甲骨文,知道数千年来人类就曾经发现过彗星。乌鲁克的国王吉尔伽美什将之解释为"流星",而启示录以诺书等则称之为彗星,或可能是火流星。一个很有名的古老记录,是出现在贝叶挂毯上的哈雷彗星,这幅挂毯描述的是1066年诺曼征服英格兰的事迹。
    亚里斯多德在他的第一本书,天象论中对彗星看法的论调,主导了西方对彗星的思潮将近两千年。他否决了几个早期哲学家认为彗星是行星,或至少是一种与行星有观天象的想法,理由是行星局限于黄道上,并且是种圆周运动,但彗星可能出现在天空中的任何部分。取而代之的是,他描述彗星是地球大气层上层的现象,是在炎热、干燥的环境下聚集和偶然喷出的火焰。亚里斯多德认为这种机制不仅形成彗星,还包括流星极光,甚至是银河
    有几位后来的哲学家对彗星的看法提出异议。塞内卡在他的天问指出,彗星在天空中有规律的移动,并且不受风影响的性质,这种不受干扰的行为比较像天体而不是大气中典型的现象。尽管他认为其它的行星不会出现在黄道之外,但是类似地球的天体没有理由不能在天空的任何地方出现,人类对天体的认识是非常有限的。然而,亚里斯多德的观点被证明更有影响力,直到16世纪,彗星还被认为是大气层内,而不是大气层之外的现象。
    在1577年,一颗明亮的彗星出现了好几个月。丹麦的天文学家第谷·布拉赫使用他自己和别人在不同地点测量的彗星位置,试图测量出彗星的视差。但在测量的精确度范围内,测不出任何视差,这暗示了彗星的距离比月球到地球距离至少还要远4倍以上。

    轨道的研究

    虽然彗星现在已经被证明是天体,但是它们在天空上是如何移动的,却在下个世纪成为辩论的主题。即使稍后约翰·开普勒在1609年确定行星是以椭圆轨道环绕着太阳,他认为定律管辖的是行星运动,应该不会影响到其它天体的运动-他相信彗星是在行星之间以直线运动。伽利略虽然坚信哥白尼学说,拒绝第谷的视差测量并且包容亚里斯多德认为彗星是通过大气层上层直线运动的观念[来源请求]。
    在1610年,威廉·罗耳是第一位建议行星运动的开普勒定律也适用于彗星的人。在接下来的数十年,其他的天文学家,包括Pierre PetitGiovanni BorelliAdrien Auzout罗伯特·虎克Johann Baptist Cysat、和乔凡尼·多美尼科·卡西尼也都主张彗星是以椭圆或抛物线的曲线路径绕着太阳;但是,其他的,像是克里斯蒂安·惠更斯约翰·赫维留依然认为彗星是以直线运动。
    这件事经由Gottfried Kirch在1680年11月14日发现的亮彗星得到解决,整个欧洲的天文学家追踪这颗彗星的位置达数个月。在1681年,萨克逊的牧师进一步的证明这颗彗星是以抛物线运行的天体,并且太阳在其中的一个焦点上。然后艾萨克·牛顿在他1687年发表的数学原理中证明了一个在与距离平方成反比的万有引力影响下运动的物体,它的轨道所形成的轨迹形状是圆锥曲线,并且使用1680年的彗星做例子,说明彗星在天球上经过的路径与抛物线是如何吻合的。
    在1705年,爱德蒙·哈雷应用牛顿的方法分析了在1337年至1698年间出现的23颗彗星。他注意到1531年、1607年和1682年的彗星有着非常相似的轨道要素,他进一步考虑到木星土星的引力摄动对轨道造成的微小差异,更有信心确认这三颗彗星是同一颗彗星的一再出现,他并预测这颗彗星在1758至1759年间会再出现。(稍早些,罗伯特·虎克认定1664年和1618年的彗星是同一颗,同时Giovanni Domenico Cassini曾怀疑1577年、1665年、和1680年的,但两者都不正确。)哈雷预测的回归日期后来被三位法国数学家的小组:亚历克西斯·克劳德·克莱罗约瑟夫·拉朗德妮可-雷讷·勒波特,再精算过,他们预测这颗彗星的近日点落在1759年,准确在一个月内。当这颗彗星儒预测的回来时,它被命名为哈雷彗星(稍后的正式名称为1P/Halley),下次将于2061年回归
    在历史上,彗星的周期不仅要够短,还要每次都够明亮,才能够被记录好几次。哈雷彗星是唯一每次都够亮,在经过太阳系的内侧时能以肉眼看见的彗星。自哈雷彗星的周期被确认之后,通过望远镜的使用,发现了许多其它的周期彗星。第二颗被发现周期的彗星是恩克彗星(官方正式的名称是2P/Encke)。德国数学家兼物理学家约翰·弗朗茨·恩克在1819-21年间计算一系列彗星的轨道,他观察到1786年、1795年、1805年、和1818年的彗星,得出的结论是它们是同一颗彗星,并且成功的预测它在1822年的回归。到1900年,已经有17颗彗星被观察到多次通过近日点,并被认定是周期彗星。截至2012年11月  (2012-11)[update],已有271颗周期彗星comets被辨识出来,不过其中有几颗已经瓦解或是失踪了。

    物理性质的研究

    艾萨克·牛顿描述彗星是在倾斜轨道上运动的紧密和持久的固体,它们的尾巴是由核心排放出,被太阳加热或点燃的稀薄气体。牛顿怀疑彗星是支援空气中生命起源的元件,他也相信彗星排放的蒸气和太阳供应的燃料,可以补充行星的水(经由植物的增长和腐烂还逐渐转变成行星上的土壤)。
    来自巨大的蒸汽,火车或许会被撼动
    振奋了众多球体上的水份
    或许,在它细长的椭圆轨道上随风而去
    让新燃料下降到太阳
    照耀着世界,地地球之火得到增长
    From his huge vapouring train perhaps to shake
    Reviving moisture on the numerous orbs,
    Thro' which his long ellipsis winds; perhaps
    To lend new fuel to declining suns,
    To light up worlds, and feed th' ethereal fire."
          ——詹姆斯·汤姆森, "四季"(1730; 1748) 
    在18世纪初期,一些科学家对彗星的组成已经做了正确的假设。在1755年,伊曼努尔·康德假设彗星是由一些挥发性物质组成,当它们接近近日点时因为汽化而呈现辉煌的亮度。在1836年,德国数学家弗里德里希·威廉·贝塞尔在观察1835年的哈雷彗星喷发出来的气流之后,认为喷射力大到足以改变一颗彗星的轨道,。
    然而,另一个有关彗星的发现掩盖了这个想法将近一世纪之久。在1864至1866年间,意大利天文学家乔凡尼·斯基亚帕雷利计算英仙座流星雨的轨道,基于轨道的相似性,它正确的指出该流星雨是斯威夫特-塔特尔彗星的片段。彗星和流星雨之间的联系,在1872年被戏剧性的强调,在比拉彗星的轨道上发生了重大的流星雨,而这颗彗星在1846年出现时被观测到分裂成两半,并且在1852年后就未曾再见到。"碎石银行"结构的彗星模型出现了,在模型中,彗星是由松散的小岩石堆积而成,并涂上了冰冷的外层。
    在20世纪中叶,这种模型呈现出了一些缺点:尤其是,它不能解释只有少量冰冻物质的物体,可以在经过近日点数次之后,依然可以继续的蒸发出气体而持续完美的展现。在1950年,弗雷德·惠普尔提出这一点,认为彗星不是岩石包覆著一些冰,而是冰冻的物质包含了一些尘埃和岩石。这"脏雪球"模型很快的就被接受,并且来自庞大的太空船观测资料,似乎也支持这样的见解。这些太空船包括ESO的乔托号探测器和苏联的Vega 1Vega 2,它们在1986年穿越过哈雷彗星的彗发,拍摄了彗核的影像,和观察了挥发性物质的彗尾。

    近代的发现

    关于彗星含有多少冰的辩论仍然持续著。在2001年,NASA的深空一号小组,在NASA的喷射推进实验室工作,获得19P/包瑞利彗星表面的高解析影像。他们宣布包瑞利彗星展现出性质不同的喷流,是热且干燥的。假设彗星包含水和其他的冰,领导人,美国地质调查局的Laurence Soderblom博士说:光谱显示表面是热和干燥的。令人惊讶的是我们没有看见水冰的痕迹。然而,他又提出冰可能隐藏在下方,而表面因为太阳的加热已经干涸,也或许包表面覆盖著非常黑的,像煤灰的材料掩盖了地壳表面任何冰的踪迹。
    在2005年7月,深度撞击探测器在坦普尔1号彗星上撞出一个坑穴以研究它的内部。这个任务的结果显示彗星的冰水大部份都是在表面下,这些储藏的水升华形成了彗发,提供了坦普尔1号彗星喷流所需要的蒸发水。之后,它改名为EPOXI,在2010年11月4日飞掠过哈特雷二号彗星
    在1999年2月发射的星尘号太空船,在2004年1月搜集了维尔特二号彗星来自彗发的颗粒,并且在2006年1月用荚舱将样品送回地球。克劳迪雅亚历山大,在NASA的喷射推进实验是从事彗星模型建构多年,向space.com报告她对喷流数量的惊讶,它们的外观在黑暗侧和明亮侧是一样的,它们能从彗星的表面举起大块的岩石,此一事实表明维尔特二号彗星不是松散黏合的瓦砾堆。
    更多来自星尘任务的资料显示来自维尔特二号彗星尾巴物质的结晶可能仅能在火中生成。虽然彗星是在太阳系的外侧形成的,但在太阳系早期的形成时间,径向的物质混合有可能重新分配了原始行星盘的所有物质,所以彗星也包含了在炙热的太阳系内侧形成的结晶颗粒。这在彗星的光谱,以及样本返回任务都能见到。近来还有更多,取回的物质表明"彗星尘埃类似于小行星的物质"。这些新的结果迫使科学家重新思考彗星和小行星在本质上的区别和差异。
    在2011年4月,来自亚历桑纳大学的科学家发现维尔特二号彗星中有液态水存在的证据。他们找到了铁和必须有水存在下才能形成的硫化铜矿物。此一发现粉碎了彗星从来没有得到足够使大量冰块融化的温暖环境的现有范例。
    即将进行的太空任务将增加能让我们更清楚认识彗星的组成。欧洲的罗塞塔探测器将前往67P/楚留莫夫-格拉希门克彗星;在2014年,它将进入环绕这颗彗星的轨道和安放一个小登陆艇到它的表面。

    著名的彗星 /彗星[星体] 编辑

    大彗星

    彗星 彗星

    主条目:大彗星

    虽然每年都有数以百计的小彗星进入内太阳系,但很少受到一般民众的注意。大约每十年但不尽如此,会有一颗彗星亮到无须刻意观察就能看见- 这种彗星通常被称为大彗星。在过去的时代,明亮的彗星往往引发一般民众的恐慌和歇斯底里的反应,被认为是不好的征兆。最近,在1910年重返的哈雷彗星,因为地球会通过他的彗尾,报纸上错误的报道激起民众对氰化物的恐惧,认为可能会毒害数以万计的生命,1997年海尔-波普彗星的出现,引起天堂之门教徒大规模的自杀潮。
    预测一颗彗星是否能成为大彗星是很困难的,因为有许多因素都会影响到彗星偏离预测的亮度,而不知能否成为大彗星。概括的说,如果彗星有一颗庞大和活跃的核,并且足够接近太阳,在最亮时没有被太阳遮掩而能从地球看到,它就有机会成为大彗星。然而,1973年的柯侯德彗星符合前述所有的标准,被预测会成为壮观的大彗星,但结果并非如此。三年后出现的威斯特彗星,大家对他的期望并不高(或许因为对柯侯德彗星预测的惨败,使科学家们在预测上趋于保守),但却成为令人印象深刻的彗星。
    在20世纪末期,有很长的一段时间没有出现大彗星,然后有两颗大彗星接踵出现。在1996年继海尔-波普彗星之后,百武彗星随即现身,并在1997年达到最大亮度。21世纪的第一颗大彗星是C/2006 P1(麦克诺特),它在2007年1月成为肉眼可见的彗星,并且是40年来最亮的彗星。

    掠日彗星

    主条目:掠日彗星
    掠日彗星是指近日点极为接近太阳彗星,有时其距离可接近至太阳表面仅数千公里。较小的掠日彗星会在接近太阳时被完全蒸发掉,而较大的彗星则可通过近日点多次。然而,太阳强大的潮汐力通常仍会使它们分裂。
    SOHO观测到的掠日彗星大约90%都是克鲁兹族的成员,它们源自一颗在第一次进入内太阳系时就被碎裂成许多小彗星的巨大彗星。其它10%则包含一些零星的彗星,以及4个已经确定有所关联的群体:分别为科里切特族(Kracht)、科里切特2a族、马斯登族(Marsden)及迈耶族(Meyer)。马斯登族和科里切特族或许与96P周期彗星——梅克贺兹一号彗星有所关联,这颗彗星也可能是象限仪座流星雨和白羊座流星雨的母彗星。

    不寻常的彗星

    已知的数千颗彗星中,有些是很不寻常的。恩克彗星的轨道从小行星带的外侧进入到行星的水星轨道内侧,而29P/施瓦斯曼·瓦茨曼彗星的轨道接近圆形,并且允型在木星土星轨道之间。在土星和天王星之间的凯龙轨道并不稳定,起出被归类为小行星,直到注意到它有着暗淡的彗发,才被认为是彗星。同样的,137P/舒梅克·利维2号彗星起初也被当成小行星1990 UL3。大约百分之六的近地小行星被认为是不再能排出气体的熄火彗星
    有些彗星,包括威斯特彗星池谷关彗星,在通过近日点时被观察到分裂的现象。3D/比拉彗星是一个值得注意的例子,它在1846年通过近日点时分裂成两块,在1852年还观测到这两颗分离的彗星,但之后就没有再看见。取而代之的是在彗星该回归的1872年和1885年出现了壮观的流星雨。在每年的11月,当地球跨越过比拉彗星的轨道时,都会出现一个较小的流星雨:仙女座流星雨。
    另一颗值得注意的彗星是撞毁的舒梅克-李维九号彗星,它是在1993年被发现的。在发现的时候,这颗彗星的轨道环绕着木星,它是在1992年非常接近木星而被捕获的。如此靠近的距离使这颗彗星碎裂成数百片,并在1994年7月花费了六天的时间陆续撞击到木星上。1908年的通古斯事件也被认为可能是类似的事件,有可能是恩克彗星的碎片造成的。

    观测/彗星[星体] 编辑

    使用广视野望远镜摄影或双筒望远镜都可能发现新彗星。然而,即使没有光学设备,业余天文学家依然可以从线上下载一些卫星的影像,像是SOHO卫星,发现掠日彗星。在2010年12月26日,业余天文学家Michał Kusiak发现了第2,000颗SOHO的彗星,在可预见的未来,这个数字还会稳定的持续增加。
    肉眼可见的彗星是非常罕见的,但业余的天文望远镜(口径50mm至100mm)就能精细显示的彗星倒是相当的多-每年都有好几颗,有时在一个夜晚,甚至同一个时间就能在夜空中看见好多颗。通常可以用天文软件绘制这些已知彗星的轨道。相较于其它天体,它们会快速的移动,而在望远镜的目镜中,它们的移动通常是很容易察觉的。但是,夜复一夜,它们的移动量也只有几度,这就是为什么观察者使用星图就很容易发现它们,就像是在毗邻的图示。
    彗星显示的类型取决于其组成和与太阳接近的程度。因为一颗彗星的物质挥发会随着他与太阳距离的增加而减少,彗星变得越来越难观测,不只是因为它的距离,还有它的尾巴和用于反射的元素量逐渐的萎缩。
    最引人注目的彗星是有着明亮的核心和展示出长长的尾巴,有时需要广视野的小望远镜或双筒望远镜才能获得最好的景象。因此,大型的业余仪器(口径25厘米(10英寸)或更大)虽然有更好的集光力,但在观赏彗星时不一定会有优势。使用8厘米(3英寸)至15厘米(6英寸)等级的小口径仪器能观赏到的壮观彗星很频繁的,但较少受到注意,而其机会远高于受到媒体关注而非常罕见的大彗星。
    彗星被认维也会绕着其它的恒星运转,但是对目前的系外行星侦测法而言,它们是太远和太小而难以检测到。

    人类文化影响/彗星[星体] 编辑

    彗星奇特的形态,加上偶尔才能看到,古代许多地区的人们都把它视作上天的一种征兆。在中国古代,人们把它看作灾祸降临的不祥之兆,称之为“灾星”。欧洲曾经把它当作上帝给予的预示。钱钟书说:“古人每借天变以谏诫帝王”,“以彗星为‘天教’、荧惑为‘天罚’”,“然君主复即以此道还治臣工,有灾异则谴咎公卿”
    流行文化中描写彗星是预示世界末日和改变世界的预兆,牢固地根植于西方的传统看法中。哈雷彗星每次的回归都在各种类型的出版物上创造了一系列耸动的新闻。特别受到注意的是一些名人的出生和死亡与这颗彗星的回归,像是马克·吐温(谁正确的预测他会在彗星于1910年回归时辞世),和尤多拉·韦尔蒂(1909年出生),玛丽·翠萍·卡本特以专曲哈雷来到杰克逊于1987年成名。
    科幻彗星撞击被用来描述克服技术困难与威胁的英雄主义(彗星撞地球,1998年的影片),或是用来触发全球的危机(路西法的锤子,1979年影片),或成批的僵尸(彗星夜,1984年影片)。近期描述撞击的有儒勒·凡尔纳的远离彗星和朵贝·杨笙姆米谷的彗星,而大型的载人太空探测有亚瑟·查理斯·克拉克的小说:2061太空漫游。

    最早记录/彗星[星体] 编辑

    中国史书上对哈雷彗星的出现有详细记载。论记录时间之早,首推《春秋》。《春秋》说:鲁文公十四年(公元前613年)“秋七月,有星孛入于北斗。”这是世界上第一次关于哈雷彗星的确切记录。论所记内容之早,则首推西汉的《淮南子》。《淮南子·兵略训》说:“武王伐纣,东面而迎岁,至汜而水,至共头而坠,彗星出,而授殷人其柄。”据中国天文学家张钰哲推算,这是公元前1057年哈雷彗星回归的记录。从公元前240年起,哈雷彗星每次出现,中国都有记载,其次数之多和记录之详,是其他国家所没有的。哈雷彗星的原始质量估计小于10万亿吨。如取近似值,彗核平均密度为每立方厘米1克,则彗核半径应小于15公里。估计它每公转一圈,质量减少约20亿吨,这只是其总质量的很小一部分,因此它还会存在很久。

    现有记录/彗星[星体] 编辑

    在给予周期彗星一个永久编号之前,该彗星被发现后需要再通过一次近日点,或得到曾经通过的证明,方能得到编号。例如编号“153P”的池谷•张彗星,其公转周期为360多年,因证明与1661年出现的彗星为同一颗,因而获得编号。

    彗星通常是以发现者来命名,但有少数则以其轨道计算者来命名,例如编号为“1P”的哈雷彗星,“2P”的恩克彗星和“27P”的克伦梅林彗星。同时彗星的轨道及公转周期会因受到木星等大型天体影响而改变,它们也有因某种原因而消失,无法再被人们找到,包括在空中解体碎裂、行星引力、物质通过彗尾耗尽等。

    现有记录存在彗星 编号/命名中文名称发现者/再发现者周期(年)
    1P/Halley哈雷彗星哈雷76.01
    2P/Encke恩克彗星Johann Franz Encke 3.30
    3D/Biela比拉彗星Biela 6.62
    4P/Faye法叶彗星Faye 7.34
    5D/Brorsen布罗森彗星Brorsen 5.46
    6P/d'Arrest达雷斯特彗星d'Arrest 6.51
    7P/Pons-Winnecke庞斯•温尼克彗星Pons & Winnecke 6.38
    8P/Tuttle塔特尔彗星塔特尔13.51
    9P/Tempel 1坦普尔1号彗星坦普尔5.52
    10P/Tempel 2坦普尔2号彗星坦普尔5.38
    11P/Tempel-Swift-LINEAR坦普尔•斯威夫特•林尼尔彗星坦普尔、斯威夫特、LINEAR小组6.37
    12P/Pons-Brooks庞斯•布鲁克斯彗星Pons & Brooks 70.92
    13P/Olbers奥伯斯彗星Olbers 69.56
    14P/Wolf沃尔夫彗星Wolf 8.21
    15P/Finlay芬利彗星Finlay 6.76
    16P/Brooks 2布鲁克斯2号彗星Brooks 6.89
    17P/Holmes霍尔姆斯彗星Holmes 7.07
    18D/Perrine-Mrkos佩伦•马尔科斯彗星Perrine & Mrkos 6.72
    19P/Borrelly博雷林彗星Borrelly 6.88
    20D/Westphal威斯特普哈尔彗星Westphal 61.86
    21P/Giacobini-Zinner贾科比尼-津纳彗星Giacobini & Zinner 6.62
    22P/Kopff科普夫彗星Kopff 6.46
    23P/Brorsen-Metcalf布罗森-梅特卡夫彗星布罗森&梅特卡夫70.54
    24P/Schaumasse肖马斯彗星Schaumasse 8.22
    25D/Neujmin 2诺伊明2号彗星Neujmin 5.43
    26P/Grigg-Skjellerup格里格-斯克杰利厄普彗星Grigg & Skjellerup 5.31
    27P/Crommelin克伦梅林彗星Crommelin 27.41
    28P/Neujmin 1诺伊明1号彗星Neujmin 18.19
    29P/Schwassmann-Wachmann 1施瓦斯曼•瓦茨曼1号彗星施瓦斯曼、瓦茨曼14.70
    30P/Reinmuth 1莱马斯1号彗星Reinmuth 7.32
    31P/Schwassmann-Wachmann 2施瓦斯曼•瓦茨曼2号彗星施瓦斯曼、瓦茨曼8.72
    32P/Comas Sola科马斯-索拉彗星Comas Sola 8.78
    33P/Daniel丹尼尔彗星Daniel 7.06
    34D/Gale盖尔彗星Gale 11.17
    35P/Herschel-Rigollet Herschel & Rigollet赫歇尔-里高莱特彗星155.91
    36P/Whipple惠普尔彗星Whipple 8.51
    37P/Forbes福布斯彗星Forbes 6.35
    38P/Stephan-Oterma史蒂芬•奥特玛彗星Stephan & Oterma 37.71
    39P/Oterma奥特玛彗星Oterma 19.5
    40P/Vaisala 1维萨拉1号彗星Vaisala 10.8
    41P/Tuttle-Giacobini-Kresak塔特尔-贾科比尼-克雷萨克彗星塔特尔& Giacobini & Kresak 5.46
    42P/Neujmin 3诺伊明3号彗星Neujmin 10.7
    43P/Wolf-Harrington沃尔夫•哈灵顿彗星Wolf & Harrington 6.45
    44P/Reinmuth 2莱马斯2号彗星Reinmuth 6.64
    45P/Honda-Mrkos-Pajdusakova本田-马尔克斯-帕贾德萨科维彗星
    本田实& Mrkos & Pajdusakova 5.27
    46P/Wirtanen沃塔南彗星Wirtanen 5.46
    47P/Ashbrook-Jackson阿什布鲁克-杰克逊彗星Ashbrook & Jackson 8.16
    48P/Johnson约翰逊彗星Johnson 6.96
    49P/Arend-Rigaux阿伦-里高克斯彗星Arend & Rigaux 6.62
    50P/Arend阿伦彗星Arend 8.24
    51P/Harrington哈灵顿彗星Harrington 6.78
    52P/Harrington-Abell哈灵顿•阿贝尔彗星Harrington & Abell 7.53
    53P/Van Biesbroeck范比斯布莱特彗星Van Biesbroeck 12.5
    54P/de vico-Swift-NEAT德威科-斯威夫特-尼特彗星de Vico &斯威夫特& NEAT 7.31
    55P/Tempel-Tuttle坦普尔•塔特尔彗星坦普尔、塔特尔33.22
    56P/Slaughter-Burnham斯劳特-伯纳姆彗星Slaughter & Burnham 11.59
    57P/du Toit-Neujmin-Delporte杜托伊特-诺伊明-德尔波特彗星
    du Toit & Neujmin & Delporte 6.41
    58P/Jackson-Neujmin杰克森-诺伊明彗星Jackson & Neujmin 8.27
    59P/Kearns-Kwee基恩斯-克威彗星Kearns & Kwee 9.47
    60P/Tsuchinshan 2紫金山2号彗星紫金山天文台6.95
    61P/Shajn-Schaldach沙因-沙尔达奇彗星Shajn & Schaldach 7.49
    62P/Tsuchinshan 1紫金山1号彗星紫金山天文台6.64
    63P/Wild 1怀尔德1号彗星怀尔德13.24
    64P/Swift-Gehrels斯威夫特•格雷尔斯彗星斯威夫特&格雷尔斯9.21
    65P/Gunn冈恩彗星Gunn 6.80
    66P/du Toit杜托伊特彗星du Toit 14.7
    67P/Churyumov-Gerasimenko丘尤穆夫-杰拉西门科彗星Churyumov & Gerasimenko 6.57
    68P/Klemola凯莫拉彗星Klemola 10.82
    69P/Taylor泰勒彗星Taylor 6.95
    70P/Kojima小岛彗星小岛信久7.04
    71P/Clark克拉克彗星Clark 5.52
    72P/Denning-Fujikawa丹宁-藤川彗星Denning &藤川繁久9.01
    73P/Schwassmann-Wachmann 3施瓦斯曼•瓦茨曼3号彗星施瓦斯曼、瓦茨曼5.34
    74P/Smirnova-Chernykh斯默诺瓦-切尔尼克彗星Smirnova &切尔尼克8.52
    75D/Kohoutek科胡特克彗星Kohoutek 6.67
    76P/West-Kohoutek-Ikemura威斯特-科胡特克-池村彗星West & Kohoutek & Ikemura 6.41
    77P/Longmore隆莫彗星Longmore 6.83
    78P/Gehrels 2格雷尔斯2号彗星Gehrels 7.22
    79P/du Toit-Hartley杜托伊特-哈特雷彗星du Toit & Hartley 5.21
    80P/Peters-Hartley彼得斯-哈特雷彗星Peters & Hartley 8.12
    81P/Wild 2怀尔德2号彗星怀尔德6.40
    82P/Gehrels 3格雷尔斯3号彗星Gehrels 8.11
    83P/Russell 1拉塞尔1号彗星拉塞尔6.10
    84P/Giclas吉克拉斯彗星Giclas 6.95
    85P/Boethin波辛彗星利奥波辛11.23
    86P/Wild 3怀尔德3号彗星怀尔德6.91
    87P/Bus巴斯彗星Bus 6.52
    88P/Howell霍威尔彗星Howell 5.50
    89P/Russell 2拉塞尔2号彗星拉塞尔7.42
    90P/Gehrels 1格雷尔斯1号彗星Gehrels 14.8
    91P/Russell 3拉塞尔3号彗星拉塞尔7.67
    92P/Sanguin桑吉恩彗星Sanguin 12.4
    93P/Lovas 1洛瓦斯1号彗星Lovas 9.15
    94P/Russell 4拉塞尔4号彗星拉塞尔6.58
    95P/Chiron奇龙彗星Kowal 50.78
    96P/Machholz 1麦克霍尔兹1号彗星Machholz 5.24
    97P/Metcalf-Brewington梅特卡夫-布鲁英顿彗星Metcalf & Brewington 7.76
    98P/Takamizawa高见泽彗星高见泽今朝雄7.21
    99P/Kowal 1科瓦尔彗星Kowal 15.1
    100P/Hartley 1哈特雷1号彗星哈特雷6.29
    101P/Chernykh切尔尼克彗星切尔尼克13.90
    102P/Shoemaker 1舒梅克1号彗星C. Shoemaker & E. Shoemaker 7.26
    103P/Hartley 2哈特雷2号彗星哈特雷6.41
    104P/Kowal 2科瓦尔2号彗星Kowal 6.18
    105P/Singer Brewster辛格-布鲁斯特彗星Singer Brewster 6.44
    106P/Schuster舒斯特彗星Schuster 7.29
    107P/Wilson-Harrington威尔逊-哈灵顿彗星Helin & Wilson & Harrington 4.30
    108P/Ciffreo西弗里奥彗星Ciffreo 7.25
    109P/Swift-Tuttle斯威夫特•塔特尔彗星斯威夫特、塔特尔135.00
    110P/Hartley 3哈特雷3号彗星哈特雷6.88
    111P/Helin-Roman-Crockett赫林-罗曼-克罗克特彗星Helin & Roman & Crockett 8.12
    112P/Urata-Niijima浦田•新岛彗星浦田武、新岛恒男6.65
    113P/Spitaler斯皮塔勒彗星Spitaler 7.10
    114P/Wiseman-skiff怀斯曼-斯基夫彗星Wiseman & Skiff 6.66
    115P/Maury莫里彗星Maury 8.79
    116P/Wild 4怀尔德4号彗星怀尔德6.48
    117P/Helin-Roman-Alu 1赫琳-罗曼-阿勒1号彗星Helin & Roman & Alu 8.25
    118P/Shoemaker-Levy 4舒梅克•利维4号彗星C. Shoemaker, E. Shoemaker & Levy 6.49
    119P/Parker-Hartley帕克尔-哈特雷彗星Parker & Hartley 8.89
    120P/Mueller 1米勒1号彗星Mueller 8.43
    121P/Shoemaker-Holt 2舒梅克-霍尔特2号彗星C.Shoemaker, E.Shoemaker & Holt 8.01
    122P/de Vico德威科彗星de Vico 74.41
    123P/West-Hartley威斯特-哈特雷彗星West & Hartley 7.58
    124P/Mrkos马尔科斯彗星Mrkos 5.74
    125P/Spacewatch太空观察彗星Spacewatch 5.54
    126P/IRAS艾拉斯彗星IRAS卫星13.29
    127P/Holt-Olmstead霍尔特-奥尔斯特德彗星Holt & Olmstead 6.34
    128P/Shoemaker-Holt 1舒梅克-霍尔特1号彗星C. Shoemaker, E. Shoemaker & Holt 6.34
    129P/Shoemaker-Levy 3舒梅克•利维3号彗星C. Shoemaker, E. Shoemaker & Levy 7.24
    130P/McNaught-Hughes麦克诺特-哈根斯彗星McNaught & Hughes 6.67
    131P/Mueller 2米勒2号彗星Mueller 7.08
    132P/Helin-Roman-Alu 2赫琳-罗曼-阿勒2号彗星Helin & Roman & Alu 8.24
    133P/Elst-pizarro厄斯特-匹兹阿罗彗星Elst & Pizarro 5.61
    134P/Kowal-Vávrová科瓦尔-瓦洛瓦彗星Kowal & Vávrová 15.58
    135P/Shoemaker-Levy 8舒梅克•利维8号彗星C. Shoemaker, E. Shoemaker & Levy 7.49
    136P/Mueller 3米勒三号彗星Mueller 8.71
    137P/Shoemaker-Levy 2舒梅克•利维2号彗星C. Shoemaker, E. Shoemaker & Levy 9.37
    138P/Shoemaker-Levy 7舒梅克•利维7号彗星C. Shoemaker, E. Shoemaker & Levy 6.89
    139P/Vaisala-Oterma维萨拉-奥特马彗星Vaisala & Oterma 9.57
    140P/Bowell-Skiff鲍威尔-斯基夫彗星Bowell & Skiff 16.18
    141P/Machholz 2麦克霍尔兹2号彗星Machholz 5.23
    142P/Ge-Wang葛•汪彗星葛永良、汪琦11.17
    143P/Kowal-Mrkos科瓦尔-马尔科斯彗星Kowal & Mrkos 8.94
    144P/Kushida串田彗星串田嘉男7.58
    145P/Shoemaker-Levy 5舒梅克•利维5号彗星C. Shoemaker, E. Shoemaker & Levy 8.69
    146P/Shoemaker-LINEAR舒梅克•林尼尔彗星C. Shoemaker, E. Shoemaker & LINEAR 7.88
    147P/Kushida-Muramatsu串田•村松彗星串田嘉男、村松修7.44
    148P/Anderson-LINEAR安德逊•林尼尔彗星Anderson & LINEAR 7.04
    149P/Mueller 4米勒4号彗星Mueller 9.01
    150P/LONEOS罗尼斯彗星LONEOS小组7.67
    151P/Helin赫琳彗星Helin 14.1
    152P/Helin-Lawrence赫琳-劳伦斯彗星Helin & Lawrence 9.52
    153P/Ikeya-Zhang池谷•张彗星池谷薰、张大庆367.17
    154P/Brewington布鲁英顿彗星Brewington 10.7
    155P/Shoemaker 3舒梅克3号彗星C. Shoemaker & E. Shoemaker 17.1
    156P/Russell-LINEAR罗素•林尼尔彗星罗素、LINEAR小组6.84
    157P/Tritton特里顿彗星Tritton 6.45
    158P/Kowal-LINEAR科瓦尔-林尼尔彗星Kowal、LINEAR小组10.3
    159P/LONEOS罗尼斯彗星LONEOS小组14.3
    160P/LINEAR林尼尔彗星LINEAR小组7.95
    161P/Hartley-IRAS哈特雷•艾拉斯彗星哈特雷、IRAS卫星21.5
    162P/siding Spring塞丁泉彗星Siding Spring
    163P/NEAT尼特彗星NEAT小组
    164P/Christensen克里斯坦森彗星克里斯坦森
    165P/LINEAR林尼尔彗星LINEAR小组
    166P/NEAT尼特彗星NEAT小组
    167P/CINEOS西尼奥彗星CINEOS小组
    168P/Hergenrother赫詹若斯彗星Carl W. Hergenrother
    169P/NEAT尼特彗星NEAT小组
    170P/Christensen 2克里斯坦森2号彗星克里斯坦森
    171P/Spahr斯帕尔彗星Timophy B. Spahr
    172P/Yeung杨彗星杨光宇
    173P/Mueller 5米勒5号彗星Jean Mueller
    174P/Echeclus太空监测
    175P/Hergenrother赫詹若斯彗星Carl W. Hergenrother
    176P/LINEAR林尼尔彗星LINEAR小组
    177P/Barnard 2巴纳德2号彗星巴纳德
    178P/Hug-Bell胡格•贝尔彗星胡格、贝尔
    179P/Jedicke詹迪克彗星
    180P/NEAT尼特彗星NEAT小组
    181P/Shoemaker-Levy 6舒梅克•利维6号彗星
    182P/LONEOS罗尼斯彗星LONEOS小组
    183P/Korlevic-Juric科莱维克-尤里奇彗星
    184P/Lovas 2洛瓦斯2号彗星
    185P/Petriew帕特雷彗星
    186P/Garradd杰拉德彗星
    187P/LINEAR林尼尔彗星
    188P/LINEAR-Mueller林尼尔-米勒彗星
    189P/NEAT尼特彗星NEAT小组
    190P/Mueller米勒彗星
    191P/McNaught麦克诺特彗星
    192P/Shoemaker-Levy 1舒梅克-利维1号彗星
    193P/LINEAR-NEAT林尼尔-尼特彗星
    194P/LINEAR林尼尔彗星
    195P/Hill希尔彗星
    196P/Tichy迪奇彗星
    197P/LINEAR林尼尔彗星
    198P/ODAS奥达斯彗星
    199p/Shoemaker舒梅克彗星
    200P/Larsen拉森彗星
    201P/LONEOS罗尼斯彗星
    202P/Scotti斯科特彗星
    203P/Korlevic (P/1999 WJ7 = P/2008 R4)科莱维克彗星
    204P/LINEAR-NEAT (P/2001 TU80 = P/2008 R5)林尼尔-尼特彗星
    205P/Giacobini (P/1896 R2 = P/2008 R6)贾科比尼彗星
    206P/ Barnard-Boattini巴纳德-博阿蒂尼彗星
    207P/ NEAT尼特彗星
    208P/ McMillan麦克米尔兰彗星
    209P/ LINEAR林尼尔彗星
    210P/ Christensen克里斯坦森彗星
    211P/ Hill希尔彗星
    212P/NEAT尼特彗星
    已分裂的彗星  51P/ 哈灵顿彗星 
    57P/杜托伊特-诺伊明-德尔波特彗星
    73P/ 施瓦斯曼•瓦茨曼3号彗星
    101P/ 切尔尼克彗星
    128P/舒梅克-霍尔特彗星 
    141P/麦克霍尔兹2号彗星
    已消失的彗星 3D/ 比拉彗星
    5D /布罗森彗星
    18D/ 佩伦•马尔科斯彗星
    20D/威斯特普哈尔彗星
    25D/ 诺伊明2号彗星
    34D/ 盖尔彗星
    75D/科胡特克彗星 

    大部分彗星都不停地围绕太阳沿着很扁长的轨道运行。循椭圆形轨道运行的彗星,叫“周期彗星”。公转周期一般在3年至几世纪之间。周期只有几年的彗星多数是小彗星,直接用肉眼很难看到。不循椭圆形轨道运行的彗星,只能算是太阳系的过客,一旦离去就不见踪影。大多数彗星在天空中都是由西向东运行。但也有例外,哈雷彗星就从东向西运行的。

    哈雷彗星的平均公转周期为76年, 但是你不能用1986年加上几个76年得到它的精确回归日期。主行星的引力作用使它周期变更,陷入一个又一个循环。非重力效果(靠近太阳时大量蒸发)也扮演了使它周期变化的重要角色。在公元前239年到公元1986年,公转周期在76.0(1986年)年到79.3年(451和1066年)之间变化。最近的近日点为公元前11年和公元66元。

    哈雷彗星的公转轨道是逆向的,与黄道面呈18度倾斜。另外,像其他彗星一样,偏心率较大。哈雷彗星的彗核大约为16x8x8 千米。与先前预计的相反,哈雷彗星的彗核非常暗:它的反射率仅为0.03,使它比煤还暗,成为太阳系中最暗物体之一。哈雷彗星彗核的密度很低:大约0.1克/立方厘米,说明它多孔,可能是因为在冰升华后,大部分尘埃都留了下来所致。

    哈雷彗星在众多彗星中几乎是独一无二的,又大又活跃,且轨道明确规律。这使得Giotto飞行器瞄准起来比较容易。但是它无法代表其他彗星所具有的公性。

    慧星本身是不会发光的。早在我国晋代,我国天文学家就认识到这一点。《晋书●天文志》中记载,“彗本无光,反日而为光”。彗星是靠反射太阳光而发光的。一般彗星的发光都是很暗的,它们的出现只有天文学家用天文仪器才可观测到。只有极少数彗星,被太阳照得很明亮拖着长长的尾巴,才被我们所看见。

    (Halley's comet)第一颗经推算预言必将重新出现而得到证实的著名大彗星。当它在1682年出现后,英国天文学家哈雷注意到它的轨道与1607年和1531年出现的彗星轨道相似,认为是同一颗彗星的三次出现,并预言它将在1758年底或1759年初再度出现。虽然哈雷死于1742年,没能看到它的重新出现,但在1759年它果然又回来,这是天文学史上一个惊人成就。这颗彗星因而命名为哈雷彗星。它的公转周期为76年,近日距为8,800万公里(0.59天文单位),远日距为53亿公里(35.31天文单位),轨道偏心率为0.967。中国史书上对哈雷彗星的出现有详细记载。论记录时间之早,首推《春秋》。《春秋》说:鲁文公十四年(公元前613年)“秋七月,有星孛入于北斗。”这是世界上第一次关于哈雷彗星的确切记录。论所记内容之早,则首推西汉的《淮南子》。《淮南子·兵略训》说:“武王伐纣,东面而迎岁,至汜而水,至共头而坠,彗星出,而授殷人其柄。”据中国天文学家张钰哲推算,这是公元前1057年哈雷彗星回归的记录。从公元前240年起,哈雷彗星每次出现,中国都有记载,其次数之多和记录之详,是其他国家所没有的。哈雷彗星的原始质量估计小于10万亿吨。如取近似值,彗核平均密度为每立方厘米1克,则彗核半径应小于15公里。估计它每公转一圈,质量减少约20亿吨,这只是其总质量的很小一部分,因此它还会存在很久。

    最亮彗星列表/彗星[星体] 编辑

    目视亮度 近日点(AU)绝对亮度 年份 名称
    -18 0.006 +4.0 1680 (Kirch)
    -10 0.008 +0.8 1882 九月大彗星
    -10 0.008 +6.0 1965 池谷-关彗星
    -8 0.177 -1.8 1577 第谷彗星
    -8 0.026 +3.8 1865 南天大彗星 (Abbott)
    -7 0.585 +0.0 66 哈雷彗星 此次回归近地点只有0.033AU
    -7 0.091 +3.4 1821 Nicollet-Pons
    -7 0.006 +4.9 1843 三月大彗星
    -6 0.222 +0.5 1744 歇索彗星 有6-7条彗尾
    -6 0.123 +3.2 1769 梅西耶彗星
    -6 0.005 +7.1 1880 南天大彗星 (Gould)
    -5? 0.38 +0.5 1402
    -5 0.067 +6.0 1668 (Gottignies)
    -5 0.042 +6.0 1695 (Jacob)
    -5 0.043 +6.8 1847 Hind
    -5 0.061 +7.0 1882 Wells
    -4 0.486 +2.0 1472 (Regiomontanus)
    -4 0.089 +6.0 1593 (Ripensis)
    -4 0.106 +4.9 1665 (Hevelius)
    -4 0.005 +6.3 1887 南天大彗星 (Thome)
    -4 0.129 +5.0 1910 白日彗星
    -3 0.169 +4.8 1582 第谷彗星
    -3 0.215 +4.0 1758 (De la Nux)
    -3 0.126 +6.2 1830 (Herapath)
    -3 0.176 +5.2 1927 斯基勒鲁普-马里斯塔尼彗星
    -3 0.110 +6.0 1947 南天彗星
    -3 0.135 +5.5 1948 日食彗星
    -3 0.142 +5.2 1973 科胡特克彗星
    -3 0.197 +4.6 1976 威斯特彗星
    -2 0.77 +3.5 1092
    -2 0.255 +3.0 1533 (Apian)
    -2 0.223 +4.0 1737 (Bradley)
    -2 0.342 +4.0 1819 (Tralles)
    -2 0.227 +4.2 1823 (De Breaute-Pons)
    -2 0.192 +5.2 1895 Perrine
    -2 0.031 +6.6 1962 关-莱恩斯彗星
    -1 0.825 +3.5 1264
    -1 0.493 +1.2 1433
    -1 0.519 +1.8 1532 (Fracastor)
    -1 0.281 +4.5 1558 (Hesse-Gemma)
    -1 1.026 +2.4 1664 (Hevelius)
    -1 0.281 +4.4 1677 (Hevelius)
    -1 0.674 +7.7 1770 梅西耶彗星 近地点仅0.0015AU 历史第二
    -1 0.250 +4.9 1844 (Wilmot)
    -1 0.909 +6.0 1853 Schweizer 近地点仅0.089AU
    -1 0.307 +4.8 1853 Klinkerfues
    -1 0.822 +3.9 1861 Tebbutt
    -0.7 0.914 -0.8 1997 海尔波普彗星
    -0.5 0.316 +5.1 1957 阿仑德-罗兰彗星
    0.0 0.230 +5.5 1996 百武彗星 近地点仅0.1AU
    历史上绝对亮度最大的彗星近日点远达4.1AU,所以并不算亮

    暗彗星/彗星[星体] 编辑

    暗彗星”是一种脱落其明亮冰晶物质,只保留着内部有机物质外壳,从而反射很少的光线。由于暗彗星并不燃烧,它与地球的碰撞路径中很容易逃脱研究人员的探测,直至灾难出现。英国卡迪夫大学的比尔·纳皮尔(Bill Napier)教授告诉《新科学家》杂志称,“证实昏暗、处于休眠状态的彗星是一项重大发现,但很大程度上它对地球构成一定的危险。”他的研究同事北爱尔兰地区阿尔马天文台的天文学家大卫·阿谢尔(David Asher)博士警告指出,许多定期运行的彗星围绕太阳旋转一周的时间少于200年,通常它们都是“暗彗星”。[1]

    天文奇观/彗星[星体] 编辑

    彗星彗星[2]
    2014年10月20日(北京时间)凌晨,一颗来自太阳系边缘的彗星将与火星近距离接触。

    此次与火星近距离接触的是一颗名为“赛丁泉”的彗星。20号凌晨2点27分,它与火星的距离仅为14万公里,是地球月球距离的三分之一,这也是赛丁泉彗星首次进入内太阳系。赛丁泉属于非周期彗星,人们能够如此近距离观测它的机会可以说百万年一遇。由于北半球傍晚时分,火星几乎就要落下地平线,所以中国天文爱好者只能拍摄到彗星接近火星之前和远离火星的画面。

    赛丁泉彗星来自太阳系边缘的奥尔特星云,那里被称为太阳系形成时期的“弃儿”,保留着太阳系形成初期的痕迹。这次赛丁泉彗星的“主动造访”将为研究彗星本身、行星的形成原理和太阳系的早期时代都提供难得的观测数据。[3]

    发现氧气分子/彗星[星体] 编辑

    2015年10月30日,美国密歇根大学的一个研究小组发布消息称,通过对“罗塞塔”号彗星探测器数据的分析,他们在67P/丘留莫夫-格拉西缅科彗星(简称67P彗星)彗核周围的气体(彗发)中发现了氧气分子,这在历史上尚属首次。发表在《自然》杂志上的这项研究,极有可能刷新人们对太阳系形成过程涉及的化学反应的认识。
    彗发是彗核的气体蒸发物,一般由水、一氧化碳、二氧化碳和一些尘埃组成。一般来说,离太阳越近,彗发越大越亮。虽然科学家们在其他有冰的天体,例如木星的卫星和土星的卫星上也发现过氧气,但对彗星来说这还是破天荒的第一次。
    美国密歇根大学的安德烈·比埃勒和他的研究团队,在2014年9月到2015年3月期间,使用“罗塞塔”号上名为ROSINA-DFMS的质谱仪,对67P彗星的彗发进行了测量,并将研究结果发表在此篇论文上。
    研究人员称,这些测量结果是在“罗塞塔”号环绕67P彗星飞行时做出的。结果显示,与水相比67P彗星氧气的平均丰度达到3.80%。进一步对其氧气和水比例的分析显示,两种物质同样来自于彗核。这意味着,原始氧气在太阳系形成时产生的分子云中就已经存在。研究人员推测,在67P彗星形成时这些氧气又被融合进入到了彗核当中。比埃勒称,这一发现之所以让人深感意外,是因为目前用来描述太阳系形成的模型,并不能预测出究竟是什么样的条件导致了这种情况的发生。[4]

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    参考资料
    [1]^引用日期:2011-10-10
    [2]^引用日期:2014-10-19
    [3]^引用日期:2014-10-19
    [4]^引用日期:2015-10-30

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