Spis treści

VI    ZAKOŃCZENIE

We wstępie do niniejszej pracy sformułowaliśmy trzy szczegółowe cele naszych rozważań : zbadanie stosowalności przybliżenia impulsowego, przedstawienie obrazu zmian odległości perihelium komety pod wpływem przejścia gwiazdy z uwzględnieniem zależności tych zmian od wszystkich parametrów zagadnienia oraz oszacowanie prawdopodobieństwa powstania orbity obserwowalnej dla przyjętego modelu obłoku kometarnego. Przedstawione w poprzednich czterech rozdziałach wyniki pozwalają sformułować następujące wnioski:

  1. Metoda impulsowa daje bardzo dobre wyniki dla wartości parametrów zagadnienia mieszczących się w rozważanych tu przedziałach, określonych w rozdziale drugim. Jeżeli rozważane mają być bliskie przejścia gwiazdy obok komety lub Słońca należy posługiwać się zaproponowaną w tej pracy udokładnioną postacią tej metody, nazwaną pełną metodą impulsową.
  2. Zarówno stosując całkowanie numeryczne, jak i metodę impulsową należy uwzględniać oddziaływanie gwiazdy na Słońce, chyba że ograniczamy rozważania do pewnych, specyficznych konfiguracji geometrycznych. W badaniach symulacyjnych pominięcie tego oddziaływania jest niedopuszczalne.
  3. Zmiana orbity komety pod wpływem przejścia gwiazdy w jej pobliżu silnie zależy od geometrii zbliżenia. Nawet niewielkie przesunięcie komety na orbicie wyjściowej może powodować znaczącą, jakościową zmianę rezultatów przejścia. Gwiazda o masie równej masie Słońca i prędkości 20 km/s może radykalnie zmienić orbitę komety, przechodząc w odległości kilku tysięcy AU. Gwiazdy o większych masach lub mniejszych prędkościach powodują wyraźne zmiany orbity komety nawet z odległości kilkudziesięciu tysięcy AU.
  4. Przechodząca gwiazda może znacząco zwiększyć lub zmniejszyć odległość perihelium komety. Zmiana heliocentrycznej prędkości komety jest często większa od jej wartości początkowej, możliwe jest np. zawrócenie komety na orbicie. Zmniejszenie odległości perihelium komety jest praktycznie zawsze skutkiem zmniejszenia jej prędkości orbitalnej do bardzo małej wartości. Powstaje wtedy orbita o mimośrodzie bliskim jedności, odległości aphelium bliskiej heliocentrycznej odległości komety w momencie zbliżenia gwiazdy i o niewielkiej odległości perihelium. W sprzyjającej konfiguracji geometrycznej powstaje wówczas orbita obserwowalna.
  5. Największe zmiany odległości perihelium komety występują, gdy płaszczyzna orbity komety jest bliska płaszczyzny ruchu gwiazdy lub gdy jest ona prawie prostopadła do toru gwiazdy. W tym ostatnim przypadku nie ma istotnych różnic pomiędzy przejściem wewnątrz i na zewnątrz orbity komety.
  6. Przejście gwiazdy blisko Słońca powoduje zmianę wszystkich orbit komet, jest to bowiem przypadek nadania Słońcu pewnej prędkości względem całego obłoku kometarnego.
  7. Prawdopodobieństwo powstania orbity obserwowalnej po przejściu gwiazdy przez obłok kometarny o przyjętych rozkładach Q i q jest rzędu 10-7. Dla orbit o małej, początkowej wartości q , rzędu 102 - 103 AU, prawdopodobieństwo to jest o dwa, trzy rzędy większe. Zmiana masy gwiazdy i parametrów jej ruchu nie powodują większych zmian tego prawdopodobieństwa, pomijając te klasy orbit, dla których zmniejszenie q poniżej 10 AU jest w danym przypadku niemożliwe.
  8. Silna zależność zmiany odległości perihelium komety od geometrii zbliżenia stwarza konieczność operowania w badaniach statystycznych dużymi populacjami komet (rzędu milionów). Wyniki otrzymywane z niewielkich populacji są obarczone bardzo dużymi fluktuacjami statystycznymi. Dotyczy to również badania kumulowanego efektu wielu przejść gwiazd ( lub innych zaburzeń ), w których ograniczenia pamięci komputera stają się bardzo dotkliwe.
  9. Grawitacyjne oddziaływanie gwiazd przechodzących w pobliżu lub poprzez obłok kometarny może wyraźnie zmienić orbity komet w tym obłoku. Musi ono być uwzględniane w badaniach ewolucyjnych również wtedy, gdy skupiamy uwagę na innych oddziaływaniach zaburzających ruch komet. Nawet jeżeli takie badania podważą hipotezę o istnieniu obłoku kometarnego wokół Układu Słonecznego to pozostaje faktem, że obserwowane komety blisko-paraboliczne mają odległości aphelium rzędu 104 - 105 AU. Perturbacje gwiazdowe powinny być uwzględniane przy badaniu takich orbit.
  10. Przedstawione w niniejszej pracy wyniki w powiązaniu z opublikowanymi przez innych autorów wskazują na konieczność kontynuowania badań nad wpływem perturbacji gwiazdowych na ruch komet. Ważnymi wydają się nam takie zagadnienia, jak:
    • przejście gwiazdy w odległości rzędu 104 AU od Słońca. Efekty takiego przejścia wymagają szczegółowego zbadania, gdyż dotyczą wszystkich komet w obłoku;
    • zależność rozkładu końcowych elementów orbit komet od parametrów ruchu gwiazdy i jej masy.Należy spodziewać się asymetrii w rozkładach elementów kątowych.
    • zależność prawdopodobieństwa powstania orbity obserwowalnej od przyjętego modelu obłoku kometarnego;
    • rozkład w czasie momentów przejścia perihelium przez komety wrzucone w sferę obserwowalności przez jedną gwiazdę.

Podsumowując można stwierdzić, że rozważane w tej pracy zagadnienie jest ważnym elementem problemu ewolucji orbit komet a tym samym problemu ich pochodzenia. Rosnące możliwości obliczeniowe zwiększają znaczenie badań symulacyjnych w tych zagadnieniach.

Na zakończenie chciałbym wyrazić serdeczne podziękowanie wszystkim tym pracownikom obserwatorium, którzy pomogli mi przygotować niniejszą pracę, bądź to dyskutując ze mną o pewnych zagadnieniach szczegółowych, bądź to przeglądając krytycznie fragmenty maszynopisu lub po prostu tolerując kilkumiesięczne opanowanie przeze mnie zakładowych komputerów.

Oprócz promotora, Pana Profesora Hieronima Hurnika szczególnie wiele czasu poświęcił mi dr Tadeusz Jopek.

Dziękuję też mojej Mamie za korektę maszynopisu oraz mojej Żonie i córkom za cierpliwość i wyrozumiałość okazane w czasie przygotowywania niniejszej rozprawy.

Wykonanie przedstawionej pracy nie byłoby możliwe bez zastosowania techniki komputerowej. Wszystkie obliczenia wykonane zostały na komputerach IBM/PC XT i AT, przy użyciu doskonałego kompilatora TURBO C 2.0 firmy Borland International, praca została napisana pod edytorem CHIWRITER firmy Horstman Software Design Corporation, zaadoptowanego do efektywnej pracy w języku polskim przez autora we współpracy z Wojtkiem Żannym z AOS Borowiec.

Wszystkie rysunki i wykresy zamieszczone w pracy przygotowane zostały przy pomocy biblioteki procedur graficznych w języku C , opracowanej w całości przez autora niniejszej pracy.



Edytuj