«Кометы»

(от κομήτης — волосатая звезда). — Небесные светила, представляющиеся обыкновенно не резко ограниченной туманностью, называемой головой кометы, внутри которой различают более яркую часть — ядро; от туманности, окружающей ядро, весьма часто тянется одна или даже несколько светлых полос — хвост К. Большие К., видимые невооруженным глазом, большей частью имеют все три перечисленные части; малые же или так называемые телескопические, обыкновенно лишены хвоста, а иногда и ядра, так что по внешнему виду ничем не отличаются от простых туманных пятен; только довольно быстрое движение между звездами убеждает, что светило принадлежит не звездному миру, а нашему солнечному. Обыкновенно К. появляются внезапно и, описав некоторый путь в течение нескольких месяцев около Солнца, опять удаляются от Земли и становятся невидимыми. Внезапность появления и огромные размеры хвостов комет, видимых невооруженным глазом, наводили издавна суеверный страх, и древние считали их не небесными светилами, подобными планетам, а приписывали им земное происхождение и считали вестниками великих исторических событий, по большей части бедственного характера. Аристотель полагал, что кометы составляются из сухих горючих газов, извергаемых земными вулканами. Эти газы, поднявшись в верхние слои атмосферы, сгущаются, воспламеняются и горят тем дольше, чем больше находят себе материала, выделяемого Землей; поэтому К. могли производить засухи, бури и, наконец, голод. Однако, и в древности делались уже предположения о неземном происхождении К.; так Сенека упоминает, что настанет время, когда убедятся, что К. суть небесные явления, которые можно будет предсказывать точно так же, как, например, затмения. Знаменитый Тихо де Браге первый доказал непосредственными наблюдениями, что К. двигаются вне пределов земной атмосферы; изучая путь К. 1577 г., он показал, что ее параллакс (см.) менее 2' и, следовательно, она должна отстоять от Земли несравненно дальше Луны. Последующие астрономы старались изучить уже истинные пути К. Кеплер, наблюдавший К. 1607 и 1618 гг., пришел к заключению, что они двигаются по прямым линиям с неравномерными скоростями. Борелли, Гевелий и Дорфель убедились, что кривые линии лучше прямых представляли пути наблюдавшихся ими К.; последний указал, что из всех кривых кометные орбиты лучше всего могут быть представлены параболами. Наконец, Ньютон доказал теоретически и проверил свои доказательства на К. 1680 г., что эти светила, подобно планетам, подчиняются законам всемирного тяготения и двигаются по коническим сечениям: по эллипсам, параболам или гиперболам. Однако, только в случае эллиптической орбиты К. может считаться членом нашей солнечной системы, должна периодически возвращаться к Солнцу и быть доступной наблюдениям при каждом возвращении; К. же, двигающиеся по параболам и гиперболам, могут приходить из неизмеримых пространств вселенной, наблюдаться лишь однажды, вблизи времени прохождения через перигелий, и вновь удаляться от Солнца навсегда. Так как большая часть наблюдаемых К., даже в случае несомненно эллиптической орбиты, описывает весьма растянутые эллипсы с большим эксцентриситетом и может усматриваться только на небольшой доле орбиты близ перигелия, то для первоначального изучения орбиту ее принимают за параболическую; такое предположение значительно облегчает вычисления. Для впервые появившейся К. допущение параболической орбиты даже необходимо, потому что пока она не явится вторично, т. е. пока не определится время ее оборота, эксцентриситет орбиты по самой сущности дела может быть вычислен лишь очень неточно. Для объяснения всех обстоятельств движения светила по параболической орбите необходимо знать лишь пять величин или элементов: наклонность орбиты, долготу узла, долготу перигелия, расстояние перигелия от Солнца и время прохождения через перигелий. Все эти элементы могут быть вычислены, если имеется три полных наблюдения К. Способы для вычисления К. орбит предложены Ньютоном, Лапласом и др., но до сих пор самым простым и наиболее употребительным остается способ Ольберса, предложенный этим врачом — любителем астрономии в конце прошлого века. В настоящее время существуют каталоги, содержащие до 300 К., орбиты которых могли быть вычислены. Когда появляется новая К., то вычисленные для нее элементы орбиты сравнивают с элементами К., наблюдавшихся раньше, и если таковые элементы, в пределах точности их определения, находятся в каталоге, то необходимо допустить, что или обе К. случайно имеют те же элементы, или это два появления одной и той же К. Второе предположение несравненно вероятнее первого и может быть доказано следующим появлением светила по истечении такого же промежутка времени, какое прошло между первыми двумя. Третье, таким образом, предсказанное появление несомненно вводит К. в семью нашей солнечной системы, и она получает название периодической.

Периодичность К. была впервые доказана для К. 1682 г., названной галлеевой; Галлей нашел большое сходство ее элементов с элементами К. 1607, 1531 и даже 1456 гг. и мог с достаточной степенью вероятности предсказать новое ее появление в 1758 г. Если бы К. притягивалась одним лишь Солнцем, то обороты ее были бы совершенно одинаковы, и предсказание следующего появления не представляло бы никаких затруднений. Но притяжение планет непрерывно изменяет первоначально вычисленные элементы и потому время оборота может значительно изменяться от одного появления до другого. Клеро показал, что следующее появление галлеевой К. случится не в 1758, а в 1759 г. и время оборота, по сравнению с предыдущим (1607-1682) удлинится на целые 618 дней (на 518 дней от притягательного действия Юпитера и на 100 дней от действия Сатурна). Несмотря на трудность этих вычислений и недостаточную известность не только притягивающих масс, но и числа влияющих планет (в середине XVIII в. планеты Уран и Нептун не были еще открыты), К. Галлея действительно появилась и прошла через перигелий лишь 32 днями раньше срока, назначенного вычислениями Клеро, Лаланда и г-жи Лепот. Следующее появление 1835 г. было предметом изысканий Понтекулана, Дамуазо и Розенбергера, и К. прошла через перигелий только тремя днями позднее назначенного по вычислениям срока. Ожидаемое вновь появление галлеевой К. в 1911 г. начинает уже живо интересовать астрономов и вычислением возмущений и всех обстоятельств ее движения занимается ныне кружок любителей из членов русского астрономического общества, под руководством профессора спб. университета А. М. Жданова. Кроме К. Галлея в настоящее время известно еще 12 других периодических К., возвращавшихся к Солнцу более одного раза. Они принадлежат к малым телескопическим, но изучение их орбит весьма любопытно в том отношении, что движения некоторых из них — особенно К. Энке — первоначально не могло быть объяснено совершенно удовлетворительно и для согласования вычислений с наблюдениями астрономы прибегали даже к гипотезе существования сопротивляющейся среды, наполняющей междупланетное пространство. Орбитой К. Энке, кроме самого Энке, много занимались Астен и Баклунд и последнему удалось теперь доказать, что сокращение периода оборота должно приписать не сопротивляющейся среде, а пересечению орбиты К. орбитой неизвестного нам потока метеоритов. Труды Баклунда побудили нашу академию наук наименовать рассматриваемую К. — К. Энке-Баклунда. Вот таблица элементов известных поныне периодических К.:

------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

| Название     | Наклонность  | Долгота  | Долгота     | Эксцен-   | Расс.        | Расст.   | Время оборота,  | Время                     |

| кометы        | орбиты          | угла       | перигелия  | триситет  | перигелия | афелия  | в годах              | прохождения через  |

|                    |                      |              |                  |                |                 |              |                           | перигелий                |

|----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 1. Энке        | 12°54'            | 334°37'   | 158°33'       | 0,846       | 0,342        | 4,097     | 3,307                  | 18 октября 1891 г.    |

|----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 2. Темпль I   | 12°45'            | 121°02'   | 306°07'       | 0,553       | 1,345        | 4,666     | 5,209                  | 20 ноября 1883 г.     |

|----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 3. Свифт      | 5°24'              | 297°01'   | 43°10'         | 0,656       | 1,073        | 5,163     | 5,505                  | 9 мая 1886 г.           |

|----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 4. Брорзен   | 29°23'            | 101°19'   | 116°15'       | 0,810       | 0,590        | 5,613     | 5,462                  | 30 марта 1879 г.      |

|----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 5. Виннеке   | 14°27'            | 101°56'   | 276°04'       | 0,727       | 0,883        | 5,582     | 5,812                  | 4 сентября 1886 г.   |

|----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 6. Темпль II  | 10°50'            | 72°24'     | 241°22'       | 0,405       | 2,073        | 4,897     | 6,507                  | 25 сентября 1885 г.  |

|----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 7. Биелла     | 12°34'            | 245°58'   | 108°58'       | 0,755       | 0,861        | 6,197     | 6,629                  | 23 сентября 1852 г.  |

|----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 8. Д'Арре     | 15°42'            | 146°07'   | 319°11'       | 0,626       | 1,326        | 5,772     | 6,686                  | 17 сентября 1890 г.  |

|----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 9. Фай          | 11°20'            | 209°35'   | 50°49'         | 0,549       | 1,738        | 5,970     | 7,566                  | 21 августа 1888 г.    |

|----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 10. Тютль    | 55°14'            | 269°42'   | 116°29'       | 0,822       | 1,025        | 10,460   | 13,760                | 11 сентября 1885 г.  |

|----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 11. Понс      | 74°03'            | 254°06'   | 93°21'         | 0,955       | 1,775        | 33,671   | 71,480                | 25 января 1884 г.     |

|----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 12. Ольберс | 44°34'            | 84°30'     | 149°46'       | 0,931       | 1,200        | 33,616   | 72,630                | 8 октября 1887 г.     |

|----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 13. Галлея   | 162°15'          | 55°10'     | 165°49'       | 0,967       | 0,589        | 35,411   | 76,370                | 15 ноября 1835 г.     |

------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

Изучая орбиты периодических К. легко заметить, что их афелии как бы группируются вблизи орбит больших планет: вдоль орбиты Юпитера насчитывается 9, а вдоль орбиты Нептуна 3 афелия. Если это не простая случайность, то группировка афелиев К. с большими временами оборота дадут быть может нить к открытию новой транснептунической планеты. Профессор Форбс в Глазго заметил уже группировку афелиев малоисследованных кометных орбит на расстояниях 100 и 300 расстояний Земли от Солнца и очень может быть, что на этих огромных удалениях будущие астрономы откроют неизвестные пока планеты. Помимо периодических К., орбиты некоторых других К. тоже требуют допущения эллиптического, а не параболического движения. Для иных эксцентриситеты так мало отличаются от единицы, что времена их оборотов должны составлять сотни и тысячи лет, и потому причисление их к периодическим может быть сделано лишь впоследствии, для других же времена оборота хотя и оказались незначительными, однако, К., раз наблюдавшаяся, вновь уже не появлялась. Так К. 1770 г., по вычислениям Лекселя, имела эллиптическую орбиту с периодом оборота в 5¹/₂лет; все положения К. во все время ее видимости представлялись эллипсом с точностью самых наблюдений. Однако ни до, ни после 1770 г. К. не наблюдалась, хотя яркость ее света не позволяла предполагать, чтобы появление ее вблизи перигелия могло пройти незамеченным. Эта К., в свое время, возбудила много толков и служила темой для насмешек над точностью астрономов. Лишь впоследствии исследования Леверрье показали, что К. Лекселя, войдя в солнечную систему по параболической орбите, прошла весьма близко к Юпитеру, и притяжение этой огромной планеты обратило ее орбиту в эллиптическую, а затем, описав полный оборот около Солнца, К. опять приблизилась к Юпитеру и его притяжением вновь и навсегда была выброшена из солнечной системы. Таким образом, странности в движении К. Лекселя не только не поколебали доверия к законам всемирного тяготения, но, напротив того, дали лишь новые доказательства их непреложности. Хотя число занесенных в летописи К. и невелико, но их число должно быть громадно и еще Кеплер выразился, что К. в небесах столько же, сколько рыб в морях. Ныне ежегодно открывают по две или по три К., но нашим наблюдениям доступны лишь те из них, перигелии которых расположены недалеко от Земли. То обстоятельство, что из наблюденных поныне К. весьма немногие имеют расстояние перигелия более 2-х расстояний Земли от Солнца, показывает не действительное отсутствие таких К., а невозможность наблюдать их с Земли.

Физическое строение К. начали изучать только в новейшее время. В этих светилах внимание наблюдателей всегда привлекали хвосты, которые в течение даже небольших промежутков времени успевают весьма значительно изменять размеры и фигуру. Обыкновенно только что появившаяся К. или вовсе не имеет хвоста, или имеет хвост незначительных размеров. По мере приближения ее к перигелию хвост непрерывно увеличивается, а ядро К. уменьшается и становится ярче. После прохождения через перигелий, наоборот, хвост уменьшается, а ядро увеличивается и светит все слабее и слабее. Так как хвост всегда расположен в плоскости кометной орбиты и в сторону, противоположную Солнцу, лишь немного уклоняясь от направления радиуса вектора, то невольно появилось предположение, что причина образования хвоста должна находиться в самом Солнце. Ньютон полагал, что К. состоят из твердого тела, окруженного весьма обширной атмосферой, рассеивающейся от действия солнечных лучей. Вальц объяснил происхождение хвостов действием разреженной материи, окружающей Солнце на весьма значительное расстояние; он допускал, что, по мере погружения ядра К. в эту материю, частицы кометной атмосферы отстают от него, рассеиваются и образуют хвост. Наконец, трудами Ольберса, Бесселя и особенно Бредихина, образование хвостов объясняется тем, что в состав К., кроме ядра, из небольших твердых частиц, входят вещества, находящиеся в крайне разряженном, диссоциированном состоянии, образуя род атмосферы, окутывающей твердые частицы и которые, помимо притягательной силы, обладают еще и отталкивательной. Сущность этой отталкивательной силы неизвестна, как впрочем неизвестна и сущность силы притягательной; это может быть нечто похожее на полярные силы, вроде электричества или магнетизма. Во всяком случае, если не с физической, то чисто с математической точки зрения теория форм кометных хвостов совершенно объяснена новейшими работами Бредихина. Хвосты К. представляют обыкновенно коноидальное тело, расходящееся от ядра, причем края хвоста светятся ярче внутренности, где должна быть пустота. Сущность гипотезы Бредихина заключается в том, что хвост не представляет постоянной принадлежности К., а есть продукт непрерывных выделений из ядра весьма разреженной материи, теряющейся затем в пространстве подобно расходящейся струе дыма, сопровождающей движущийся пароход. Переходя от видимых с Земли в перспективе хвостов К. к их истинным фигурам и изучив хвосты более сорока К., Бредихин нашел, что, несмотря на кажущееся разнообразие, все обыкновенные или так называемые нормальные хвосты могут быть подведены под три типа, в зависимости от величины отталкивательной силы. К первому типу он относит хвосты прямолинейные и направленные почти вдоль радиуса вектора ядра, в противоположную от Солнца сторону; таковы хвосты К. 1811,1843, 1874, галлеевой и др. Образование их возможно, если положить, что отталкивательная сила в 17,5 раз больше силы притяжения, при том же расстоянии от Солнца. Частицы материи этих хвостов двигаются по гиперболам, обращенным своими выпуклостями к Солнцу. Хвосты второго типа немного отклонены от радиуса вектора в сторону, откуда идет К.; они весьма ярки, но короче и шире хвостов первого типа. Иногда К. сопровождается и не одним, а несколькими подобными хвостами; К. Шезо 1844 г. имела, например, 6 хвостов по 4° ширины и от 30° до 44° длины; все они расходились как бы веером, расположенным в плоскости орбиты. Второму типу хвостов соответствует отталкивательная сила в среднем только немного больше силы притяжения, именно от одного края хвоста до другого эта отталкивательная сила меняется в пределах от 2,2 до 0,5 силы притяжения. В хвостах этого типа, наиболее встречающихся в К., может встретиться любопытный случай равномерного движения частиц, по прямым линиям; действительно, когда отталкивательная сила равна единице, то она уравновешивается с силой притяжения и частицы кометной материи, после начального толчка от ядра, будут двигаться затем только по инерции равномерно и прямолинейно. Наконец, хвосты третьего типа очень коротки, широки и значительно уклонены от радиуса вектора, но тоже в сторону, откуда движется К. Им соответствует отталкивательная сила, меняющаяся в пределах от 0,3 до 0,1 силы притяжения, так что движущей силой здесь является только несколько ослабленное ньютоновское притяжение, и частицы описывают ветви гипербол, обращенных к Солнцу своими вогнутостями. Обыкновенно такие хвосты встречаются лишь в соединении с хвостами других типов (например, у К. Галлея). Частицы кометной материи, образующие хвост, не просто отделяются от ядра К., но, вообще говоря, выбрасываются из ядра с некоторой начальной скоростью, величина которой, вместе с величиной отталкивательной силы, обуславливает, между прочим, и размеры головы К., так что и наоборот, начальная скорость может быть вычислена, если размеры головы получены из наблюдений. Такие исследования привели Бредихина к важному выводу, что величина начальной скорости частиц также постоянна для каждого типа, а именно, в среднем выводе, для хвостов первого типа она равна 6,5 км в секунду, для хвостов второго типа 1,5 км и, наконец, для хвостов третьего типа около 500 м. По гипотезе Бредихина, отталкивательная сила есть результат электрической энергии Солнца, действующей на частицы кометной материи, которая, под влиянием тепловых и световых лучей Солнца, приходит в состояние полной диссоциации. Такое допущение имеет известное основание, если вспомнить связь периодичности солнечных пятен с полярными сияниями и магнитными бурями на земной поверхности. Отталкивательная сила Солнца на К. должна быть обратно пропорциональна атомным весам частиц кометной материи и зависеть от количества электричества, которым частица заряжена (пропорционально поверхности частицы). Отсюда понятно, что К., по мере приближения к Солнцу, будет развивать хвост того или другого типа, смотря по тому, какой атомный вес имеют частицы ее материи, т. е. каков ее химический состав. Таким образом, по величине отталкивательной силы, найденной из наблюдений, можно судить, какие элементы входят в состав хвоста данной К., и обратно, получив химический состав хвоста, при помощи спектрального анализа, можно вычислить величину отталкивательной силы, действующей в этой К. Наименьший атомный вес и, следовательно, наибольшая отталкивательная сила принадлежат водороду, и потому хвосты первого типа должны состоять из водорода; подобным же образом оказывается, что хвосты второго типа должны состоять из углеводородов, металлоидов и легких щелочных металлов, а хвосты третьего типа — из тяжелых металлов. К. развивает хвосты одного или нескольких типов, смотря по тому, какие элементы входят в ее состав и насколько они диссоциировались под влиянием солнечной энергии. Этой гипотезой вполне объясняется, почему хвосты первого типа стоят особняком (между атомными весами водорода и других элементов имеется значительный скачок), почему в хвостах второго типа величина отталкивательной силы меняется в известных пределах и почему третий тип хвостов должен встречаться реже и притом большей частью в соединении с другими типами: требуется сильное и продолжительное влияние солнечных лучей на К., чтобы элементы с большими атомными весами могли диссоциироваться. Новейшие спектроскопические наблюдения Фогеля, Бредихина, Гассельберга, Дюнера и др. отчасти подтвердили эти теоретические предположения. Оказалось, что К. светятся отчасти собственным, а отчасти отраженным от Солнца светом; вот почему ядро К., по мере приближения к перигелию, делается светлее и почему в спектре ядра виден сплошной солнечный спектр с несколькими яркими линиями, свойственными раскаленным газам. В хвостах первого типа открыты спектральные линии, свойственные чистому водороду. Кроме трех типов нормальных хвостов, обращенных от Солнца, в некоторых К. усматривались придатки, обращенные к Солнцу и называемые аномальными хвостами. Бредихин показал, что для их объяснения достаточно допустить обыкновенное притяжение и начальный толчок из ядра К. Эти хвосты должны состоять из таких частиц кометной материи, которые не успели еще разложиться на отдельные атомы и настолько велики и тяжелы, что в них ньютоновское притяжение (пропорциональное массе частицы) преобладает над отталкивательной силой (пропорциональной поверхности частицы). В этом излиянии из кометного ядра более тяжелых частиц Бредихин видит источник происхождения метеорных потоков (см. Падающие звезды), а также возможность деления К. на части, что наблюдалось, например, в К. Биеллы, в 1846 г., и в К. 1889 г. Спектральные наблюдения подтвердили существование в аномальных хвостах линий железа, из которого состоят многие метеориты.

Массы К. должны быть очень малы. Нередко наблюдались случаи прохождения К. весьма близко к планетам или их спутникам; при этом пути К. подвергались весьма значительным изменениям, в путях же планет и спутников не обнаруживалось никаких перемен. Притом же, во время прохождений кометных хвостов и даже ядер перед неподвижными звездами, свет последних не подвергался заметному ослаблению. По оценкам современных астрономов, массы К. должны составлять лишь миллионные доли масс больших планет; а так как размеры даже кометных ядер обыкновенно громадны, то средняя плотность их должна быть ничтожна. Допуская, что ядра состоят из твердых частиц, эти частицы должны быть очень малы и разделены громадными промежутками. Эти соображения совершенно исключают всякую опасность столкновения К. с Землей, над которой задумывались не раз даже и специалисты. Во-первых, самое столкновение очень маловероятно, и по оценке Бабине может случаться лишь однажды в 15 млн. лет, во-вторых, в случае такого столкновения, удар К. не причинит жителям Земли никакого вреда. Единственно возможное при этом следствие — это прохождение и полное сгорание в верхних слоях атмосферы твердых частиц ядра К., которое представилось бы нам в виде красивого и изобильного потока падающих звезд. Хотя массы К., вследствие их ничтожности, и не могли быть определены, но зато изучение путей К. доставляет одно из лучших средств для определения масс планет и особенно планет, не имеющих спутников.

Литература. Tychonis Brahe, "Progymnasmata" (Прага, 1603); Kepleri, "De Cometis"; Smith, "A treatise of Comets" (Лондон, 1744); Haeleii, "Synopsis astronomiae Cometicae" (1752); Pingré, "Cométographie ou Traité historique et théorique des Comètes" (Париж, 1784, 2 vol.); Olbers, "Abhandlung über die leichteste und bequemste Methode die Bahn eines Cometen zu berechnen" (Веймар, 1797); Zöllner,"Ueber die Natur der Cometen" (Лейпциг, 1872); Бредихин, "О хвостах К." (Москва, 1862, и статьи Бредихина в "Annales ide l'Observatoire de Moscou", 43 статьи). Из общедоступных сочинений можно рекомендовать: Guillemin, "Les comètes" (П., 1875); Глазенап, "К. и падающие звезды" (СПб., 1881); Бредихин, "О физических переменах в небесных телах. Речь в заседании академии наук" (1893 г.). См. также общие курсы, перечисленные в статье Астрономия.

В. Витковский.

(от греч. kometes — звезда с хвостом, комета; буквально—длинноволосый)

тела Солнечной системы, имеющие вид туманных объектов обычно со светлым сгустком — ядром в центре и хвостом.

Общие сведения о кометах. К. наблюдаются тогда, когда небольшое ледяное тело, называемое ядром К., приближается к Солнцу на расстояние, меньшее 4—5 астрономических единиц, прогревается его лучами и из него начинают выделяться газы и пыль. Последние создают вокруг ядра туманную оболочку (атмосферу К.), иногда называемую комой и составляющую вместе с ядром голову К. Атмосфера К. непрерывно рассеивается в пространство и существует лишь тогда, когда происходит выделение газов и пыли из ядра. Под действием светового давления, а также вследствие взаимодействия с солнечным ветром газы и пыль уносятся прочь от ядра, образуя хвосты К.

У большинства К. в середине головы наблюдается яркое «ядро» (звездообразное или диффузное), представляющее собой свечение центральной, наиболее плотной зоны газов вокруг истинного ядра К. Голова К. и её хвосты не имеют резких очертаний, и их видимые размеры зависят, с одной стороны, от общей интенсивности выделения газов и пыли из ядра и его близостью к Солнцу, а с другой стороны — от обстоятельств наблюдений, в первую очередь от яркости фона неба. Значительное количество сведений о появлении К., об их движениях содержат древние китайские хроники. В Европе же, в соответствии с учением Аристотеля (См. Аристотель), вплоть до 17 в. считали, что К. возникают и движутся в атмосфере, что это — земные пары, поднявшиеся вверх и загоревшиеся от приближения к «сфере огня», причём их хвосты — это пламя, гонимое ветром. Т. Браге, изучая движение кометы 1577 среди звёзд, по наблюдениям в Дании и в Праге определил её параллакс, который оказался меньше лунного параллакса, и, т. о., оказалось, что К. находилась дальше Луны. Это явилось доказательством того, что К. — такие же небесные светила, как и Луна, планеты и др.

После открытия закона тяготения в 18—19 вв. были разработаны методы определения орбит К. (Э. Галлей, Г. Ольберси др.). Новый подход к исследованию К. был предложен Ф. Бесселем (См. Бессель) (начало 19 в.) и развит Ф. А. Бредихиным (2-я половина 19 в.), начавшим изучение физической природы К. и особенностей их внутреннего строения; в частности, Бредихин создал сыгравшую большую роль в исследованиях К. механическую теорию кометных форм. В начале 20 в. австрийский астроном И. Голечек и советский астроном. С. В. Орлов исследовали блеск К. и выяснили закон его изменения в зависимости от расстояния К. до Солнца. Современная эпоха в исследовании К. началась в 1910, когда при возвращении яркой Галлея кометы (См. Галлея комета) стали широко применяться фотографический и спектроскопический методы наблюдений.

Неожиданные появления необычных небесных светил, какими представляются яркие К., всегда производило сильное впечатление. Поэтому неудивительно, что появления К. суеверные люди принимали за разного рода предзнаменования, связывали их с различными земными событиями, причём в разных местах — с разными. Так, появление яркой К. в 1811— 1812 в России связывалось с нашествием полчищ Наполеона, в Испании — с хорошим урожаем винограда, в Мексике — с открытием серебряных руд и т.п.

Количество К. в Солнечной системе чрезвычайно велико: их число, по-видимому, достигает сотен миллиардов. Однако наблюдениям доступно лишь небольшое число К., заходящих внутрь орбиты Юпитера. Так, в 1850—1949 в среднем наблюдалось по 5 прохождений К. через перигелий ежегодно (из них лишь одно, видимое невооружённым глазом). В последующие 20 лет (1950—69), вследствие интенсификации поисков К., это число возросло до 9 прохождений за год. В табл. 1 приведён список наиболее ярких К. 19 и 20 вв. и указаны их наибольшие звёздные величины (где они известны).

По международному соглашению К. первоначально обозначаются годом открытия и буквой латинского алфавита в порядке поступления сообщения об их открытии.

После надёжного определения их орбит эти предвариттельные обозначения заменяются окончательными, содержащими год, порядковый номер (римская цифра) прохождения К. через перигелий и имя открывшего её наблюдателя (или наблюдателей). См. Ахмарова — Юрлова комета (См. Ахмарова-Юрлова комета), Белявского комета, Биэлы комета, Джакобини - Циннера комета, Донати комета, Икея - Секи комета, Лекселя комета, Морхауза комета, Неуймина кометы, Шайна комета, Энке - Баклунда комета.

Табл. 1.— Большие кометы

--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

| Кометы        | Наибольшая видимая  | Кометы       | Наибольшая видимая  |

|    | звездная величина     |    | звездная величина      |

|-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 1811 I          | +1       | 1882 II  | -17       |

|-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 1823    |    | 1901 II  | -2         |

|-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 1843 I          | -7        | 1910 I          | -5         |

|-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 1858 VI        | +0,2     | 1910 II Галлея      | -1         |

|-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 1861 II  | -4        | 1927 IX        | -6         |

|-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 1874 III         |    | 1947 XII       | -2         |

|-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 1880 I          |    | 1948 XI        | ок. +1   |

|-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 1881 II  |    | 1957 III         | +2        |

--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

Блеск К. изменяется в больших пределах. Самой яркой из известных была К. 1882 II, подходившая к Солнцу на очень небольшое расстояние. Её блеск в перигелии достигал —17 звёздной величины, т. е. она давала в 60 раз больше света, чем Луна в полнолуние. Она была самым ярким небесным объектом после Солнца и была хорошо видна днём вблизи поверхности Солнца. Однако большинство К. видно только в телескопы.

Блеск К. быстро увеличивается с изменением её расстояния r от Солнца и зависит также от её расстояния Δ от Земли. Звёздная величина т головы К. может быть представлена эмпирической зависимостью т = т_о + 5 lg Δ + 2,5 т lg r.Советский астроном Б. Ю. Левин, на основании физических соображений, установил иную зависимость: т = А + В(r + 5 lgΔ. В этих формулах т_о — абсолютный блеск, n, АиВ — постоянные, у большинства К. n4, т. е. свечение головы К. изменяется приблизительно обратно пропорционально r⁴. На регулярное изменение блеска К. с изменением r накладываются иногда неправильные колебания, которые, возможно, связаны с солнечной активностью. У многих периодических К. наблюдается вековое ослабление блеска, которое объясняют исчерпыванием запасов светящегося вещества.

Орбиты комет. К 1971 вычислено около 1 тыс. систем элементов орбит для почти 600 К. Результаты вычислений публикуются в специальных каталогах. Так, каталог Портера содержит сведения о появлениях К. в годы от 239 до н. э. до 1961 н. э.; всего в нём упоминается 829 появлений 566 индивидуальных К., среди которых 54 короткопериодических (с периодами рр > 200 лет); 290 К. с параболическими орбитами; 65 К. с гиперболическими орбитами, которые, удаляясь от Солнца, навсегда покидают Солнечную систему, уходя в межзвёздное пространство. Большинство орбит, считающихся параболическими, в действительности, по-видимому, сильно вытянутые эллиптические, для них, однако, эксцентриситет не мог быть определен из-за недостаточной точности наблюдений. Гиперболические же орбиты являются результатом возмущающего действия больших планет, преимущественно Юпитера, на движение К. Анализ движения таких К. в минувшие годы привел к заключению, что до момента, когда каждая из таких К. начала испытывать заметное возмущающее влияние планет, она приближалась к Солнечной системе по эллиптической орбите. Прохождения К. вблизи больших планет приводят к резким изменениям орбит К. Например, К., открытая финским астрономом Л. Отермой в 1942 и двигавшаяся до 1963 между орбитами Марса и Юпитера, перешла после сближения с Юпитером на новую орбиту, лежащую между орбитами Юпитера и Сатурна.

Табл. 2.— Элементы орбит некоторых комет

------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

| Комета        | Время    | Период       | Эксцентриситет  | Наклон   | Долгота  | Расстояние | Перигелийное | Афелийное  | Примечания  |

|     | последнего   | обращения  | е         | орбиты i  | восходящего | перигелия   | расстояние q  | расстояние  |     |

|     | прохождения | р (годы)      |    |        | узла       | от узла ω    | (а. е.)      | Q (а. е.)       |     |

|     | перигелия Т  |     |    |        |       |    |        |     |     |

|-----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 1970 I Энке  | 1971 январь, | 3,302    | 0,847152     | 11°,        | 334°, 2224     | 185°,9383    | 0,338897        | 4,09      | Самая   |

|     | 9,92       |    |    | 9747       |       |    |        |     | короткопериодическая |

|-----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 1957 IV        | 1957, май,     | 16,10          | 0,131488     | 9,4872    | 321,6094       | 355,8271     | 5,53774   | 7,21      | Малое е,       |

| Швассмана- | 12, 89     |    |    |        |       |    |        |     | планетоподобная         |

| Вахмана I    |       |    |    |        |       |    |        |     | орбита          |

|-----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 1910 II   | 1910,      | 76,1     | 0,967297     | 162,2158 | 57,8466         | 111,7190     | 0,587212        | 35,31    | Первая К. для которой |

| Галлея  | апрель, 20,    |    |    |        |       |    |        |     | определена орбита      |

|     | 18          |    |    |        |       |    |        |     |     |

|-----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 1965 VIII       | 1965,      | 874      | 0,999915     | 141, | 346,2963       | 69,0499       | 0,007785        | 183       | «Задевающая       |

| Икея-Секи    | октябрь, 21,  |     |    | 8576       |       |    |        |     | Солнце»        |

| (главное      | 18          |    |    |        |       |    |        |     |     |

| ядро)    |       |    |    |        |       |    |        |     |     |

------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

В движении ряда К., в первую очередь короткопериодических, обнаружены также эффекты, не объяснимые притяжением их известными телами Солнечной системы (так называемые негравитационные эффекты). Так, одни К. испытывают вековое ускорение, а другие — вековые замедления движения, являющиеся, по-видимому, результатом реактивного эффекта от выделяющихся из ядра потоков вещества.

Короткопериодические К. принято делить на «семейства» по величине афелийных расстояний. К наиболее многочисленному семейству Юпитера относят К., афелий которых расположен около орбиты Юпитера. К семейству Сатурна относят К. с афелиями вблизи его орбиты. Интересную группу К., «задевающих Солнце», образуют несколько долгопериодических К. Все они имеют очень малые перигелийные расстояния, в пределах 0,0055—0,0097 а. е. (т. e. их перигелии удалены от поверхности Солнца на 0,5—1 радиус Солнца), и примерно одинаковые остальные элементы орбиты. Весьма вероятно, что эти К. — продукты распада одной материнской К.

В табл. 2 приведены элементы орбит некоторых К.

Строение комет. По современным представлениям, ядра К. состоят из водяного газа с примесью «льдов» других газов (СО₂, NH₃ и др.), а также каменистых веществ. Пылинки частично выделяются из ядра при испарении (сублимации) льдов, частично образуются в его окрестностях в результате конденсации молекул нелетучих и умеренно летучих веществ. Пылевые частицы рассеивают солнечный свет, атомы же и молекулы газов поглощают излучения в некоторых длинных волнах и из освещающего солнечного света, а затем переизлучают их. В результате выделения из нагретого Солнцем ядра газа и пылинок возникает реактивная сила, которая, возможно, порождает негравитационные эффекты в движении К. Интенсивное выделение происходит из наиболее нагретого участка поверхности ядра, который, вследствие вращения ядра, расположен не точно с солнечной стороны, а несколько смещен в сторону вращения. В результате появляется компонента реактивной силы, которая либо ускоряет движение К., если вращение ядра происходит в том же направлении, что и обращение К. около Солнца, или замедляет его, если вращение и обращение происходят в противоположных направлениях.

Газ и пыль, выделяемые ядром, образуют голову К. Молекулы воды и др. газов, выделяющиеся из ядра под действием солнечного излучения, очень быстро распадаются, порождая наблюдаемые химически активные свободные радикалы. Последние также распадаются под действием излучения Солнца, но гораздо медленнее, вследствие чего успевают распространиться на значительные расстояния от ядра. Изучение спектров К. свидетельствует о том, что К. содержат нейтральные молекулы C₃, C₂, CN, СН, ОН, NH, NH₂, ионизованные молекулы СО⁺, N₂⁺, СН⁺, а также атомы Н, О и Na. В редких случаях в спектрах К., исключительно близко подлетавших к Солнцу, наблюдались линии излучения Fe и др. нелетучих химических элементов. Диаметр головы у ярких К. может достигать миллионов км. Количество пыли в головах К. различно: у одних К. она отсутствует, у др. её масса может достигать половины массы всего вещества головы. Цвет и поляризация света, отражённого пылевыми частицами, указывает на то, что их размеры в головах К. составляют около 0,25—5 мкм.

Согласно классификации, разработанной во второй половине 19 в. Ф. А. Бредихиным, хвосты К. подразделяются на 3 типа: хвосты 1-го типа направлены прямо от Солнца, хвосты 2-го типа изогнуты и отклоняются назад по отношению к орбитальному движению К., хвосты 3-го типа — почти прямые, но заметно отклоняются назад. При некоторых взаимных положениях Земли, К. и Солнца, отклоненные назад хвосты 2-го и 3-го типа видны с Земли как бы направленными в сторону Солнца (так называемые аномальные хвосты). Физическая интерпретация разделения хвостов на типы, предложенная Бредихиным, в последующие годы значительно развивалась и в 70-х гг. 20 в. получила следующее содержание. Хвосты 1-го типа — плазменные и состоят из ионизованных молекул СО⁺, N₂⁺, СН⁺, которые с большими ускорениями под действием солнечного ветра уносятся в сторону, противоположную направлению на Солнце. Хвосты 2-го типа образуются пылевыми частицами разной величины, непрерывно выделяющимися из ядра, хвосты же 3-го типа появляются в том случае, когда из ядра одновременно выделяется целое облако пылинок. Пылинки разной величины под действием светового давления получают различное ускорение, и облако растягивается в полосу, образующую хвост К., так называемую синхрону. Редко наблюдается прямой натриевый хвост, направленный вдоль плазменного хвоста (1-го типа). Нейтральные молекулы, присутствующие в голове К., приобретают под действием светового давления примерно такое же ускорение, как и пылевые частицы, и поэтому движутся в направлении хвоста 2-го типа. Однако время их жизни до фотодиссоциации (или ионизации) солнечным излучением составляет всего несколько часов. Поэтому они не успевают продвинуться далеко в хвост 2-го типа. Иногда их удается заметить в небольшом количестве только в начальном отрезке хвоста.

Непрерывно выделяющиеся из ядра и движущиеся под действием одинакового ускорения частицы равной величины располагаются в пространстве вдоль искривленной линии — так называемой синдинамы. Хвосты 2-го типа представляют собой веер синдинам, соответствующим пылинкам разных размеров. Видимая форма хвоста 2-го типа определяется при этом распределением пылевых частиц по размерам. Таким образом, видимый хвост 2-го типа представляет собой полосу максимальной яркости в пределах веера.

Наибольшей длины достигают, как правило, хвосты 1-го типа, простираясь на сотни млн. км. Однако их плотность, по-видимому, не превышает 10²—10³ионов/см³.

Лучшему пониманию природы К. во многом способствуют лабораторные эксперименты по моделированию К. Удалось, в частности, воспроизвести сублимацию запыленных кометных льдов с выбросом метеорных частиц из ядра, образование ионизированных структур, напоминающих хвосты 1-го типа. С помощью геофизических ракет и космических зондов на высотах от нескольких сот до десятков тыс. км созданы искусственные облака из паров щелочных металлов — так называемые кометы искусственные (См. Комета искусственная), которые подготовили почву для моделирования К. в открытом космосе. Обсуждается вопрос о посылке космического зонда к той или иной периодической К. при её возвращении к Солнцу для непосредственного изучения состава, магнитных полей и прочих физических особенностей К.

Происхождение и эволюция комет.Теория, наблюдения и эксперименты свидетельствуют о том, что при возвращениях к Солнцу К. теряет значительную часть своего вещества, так что время ее жизни не может превышать сотни или тысячи оборотов около Солнца; это время чрезвычайно мало с космогонической точки зрения. Поскольку, тем не менее, К. наблюдаются и в современную эпоху, должны существовать те или иные источники пополнения их количества. Согласно одной гипотезе, разрабатываемой советским астрономом С. К. Всехсвятским, К. являются результатами мощных вулканических извержений на больших планетах и их спутниках. По другой гипотезе, предложенной голландским астрономом Я. Оортом, ныне наблюдаемые К. приходят в окрестности Солнца из гигантского кометного облака, окружающего Солнечную систему и простирающегося до расстояний в 150 тыс. астрономических единиц, которое образовалось в эпоху формирования планет-гигантов. Под воздействием возмущений от притяжения звёзд некоторые К. этого облака могут переходить на орбиты с малыми перигелийными расстояниями и становиться таким образом наблюдаемыми.

Лит.: Бредихин Ф. А., О хвостах комет, М. — Л., 1934; Орлов С. В., О природе комет, М., 1958; Всехсвятский С. К., Физические характеристики комет, М., 1958; Добровольский О. В., Кометы, М., 1966; Фесенков В. Г., Солнечное кометное облако и межзвёздное пространство, «Земля и Вселенная», 1965, № 4; Richter N. В., Statistik und Physik der Kometen, Lpz., 1954 (English translation: The Nature of Comets, L., 1963); The Moon, Meteorites and Comets, ed B. М. Middle-hurst and G. P. Kuiper, Chi. — L., 1963, ch. 15—20; Nature et originc des cometés, Liege, 1966.

О. В. Добровольский.

Комета Донати 1858 VI: оболочки в голове (зарисовка).

Комета Икея — Секи 1965 VIII: веретенообразная структура в хвосте 2-го типа.

Комета Икея 1963 I: слегка турбулизированный хвост 1-го типа.

Комета Аренда — Ролана 1957 III: хвост 2-го типа и копьевидный псевдоаномальный хвост.

Комета Мркоса 1957 V: широкий изогнутый хвост 2-го типа с поперечными полосами и узкий прямой хвост 1-го типа.

КОМЕТЫ

(греч., ед. ч. kometes, букв.- длинноволосый) - малые тела Солнечной системы с протяжёнными (до сотен млн. км) нестационарными атмосферами. От др. малых тел К. отличаются также физ.-хим. и орбитальными характеристиками. С Земли наблюдаются именно атмосферы К., а не тела, их порождающие,- кометные ядра. Всего зарегистрировано появление более тысячи К.

Первыми зафиксировали в хрониках появление К. китайские астрономы (2296 до н. э.). В кон. 16 в. Тихо Браге (Т. Brahe) и его учениками было доказано, что К. являются самостоятельными космич. телами. На принадлежность К. к Солнечной системе впервые указано в работах Э. Галлея (Е. Halley) в кон. 17 - 1-й пол. 18 вв. Он вычислил орбиты нек-рых К. и предположил, что К., наблюдавшиеся в 1531, 1607 и 1682, были повторными возвращениями одного и того же объекта (впоследствии эта К. названа его именем). В кон. 19 в. Ф. А. Бредихиным [на основе формул Ф. В. Бесселя (F. W. Bessel)] была развита и усовершенствована т. н. механич. теория кометных хвостов. Совр. этап изучения К. характеризуется применением радиоастр., ИК-, внеатмосферных УФ-наблюдений, а также запусками космич. аппаратов к К. (Джакобини - Циннера, Галлея).

Ядра К. представляют собой глыбы неправильной формы с размерами от 10 м до 30 км, состоящие из загрязнённого льда Н ₂ О. Лёд содержит летучие примеси: ацетонитрил CH₃CN, синильную кислоту HCN, сероуглерод CS и др., преим. органич., вещества. Существование в ядрах очень летучих N₂, CH₄, СО и т. п. маловероятно. Кроме льдов присутствует минеральный компонент - окислы кремния и металлов, а также углистые вкрапления. Размеры частиц - от субмикронных (таких частиц большинство) до ~10 см.

С приближением к Солнцу летучие вещества и Н ₂ О сублимируют, унося в атмосферу наиб. лёгкие пылинки. Для каждого гелиоцентрич. расстояния r существует значение радиуса (а) частицы а _k(r )такое, что при а> а _k(r) частица не уносится потоком сублимата, а оседает на поверхности ядра. Поэтому в процессе орбитального движения происходит периодич. запы-ление поверхности ядра, наибольшее вблизи афелия. Ядра К., у к-рых нек-рые частицы не уносятся даже в перигелии, подвергаются вековому запылеиию, приводящему к вековому ослаблению блеска.

Темп-ры кометных ядер зависят от г, состояния вращения ядра (периоды осевого вращения ядер от неск. часов до неск. суток), положения на поверхности ядра. Для каждого r можно указать три характерные темп-ры в подсолнечной точке (т. е. там, где лучи Солнца падают по нормали к поверхности): темп-ру обнажённого льда, внеш. поверхности минерального слоя и льда под ним. Напр., для r=0,88 а. е. расчёт даёт соответственно 196, 422 и 200 К, что довольно близко к результатам космич. эксперимента "Вега" (1986). Отражательная способность запылённых участков весьма мала, следовательно, запылённые ядра черны.

Атмосферы К. состоят из нейтрального газа, плазмы и пыли. Плотность кометной атмосферы зависит от r и расстояния от ядра R. Атмосферы нестационарны и резко неоднородны. Типичное значение концентрации молекул (гл. обр. Н ₂ О) у ледяной поверхности при r=1 а. е. порядка 10¹³ см ^-3 и убывает с удалением от ядра по закону R^-2 или быстрее. В радиусе неск. тыс. км происходит распад вышеназванных родительских молекул с образованием наблюдаемых радикалов С ₂, С ₃, CN, NH₂, NH, ОН, СН, S₂, а также ионов СО ⁺, C0₂⁺, CH⁺, N₂⁺ и ОН ⁺. Продукты распада затем, в свою очередь, распадаются (прибл. за сутки) на отд. атомы и перестают излучать в видимом диапазоне (кроме атома кислорода).

Наибольшей протяжённостью (~10⁸ км) обладает ненаблюдаемая в видимом диапазоне водородная атмосфера, излучающая в основном в линии водорода (1216 А). Видимая плотная часть атмосферы - голова К. (~10⁵ км) - светится гл. обр. в полосах молекул С ₂ и CN, интенсивность остальных эмиссий меньше. На экстремально малых r появляются эмиссионные линии металлов (раньше всего натрия).

Из перечисленных выше ионов наиб. устойчивы СО ⁺ и . Взаимодействуя с солнечным ветром и его магн. полем, они ускоряются до скоростей порядка 10- 10² км/с, образуя узкий и длинный плазменный хвост, в к-ром имеют место мн. виды плазменных неустой-чивостей.

В околоядерных областях К. наблюдаются нестационарные пылевые выбросы и др. образования. Под действием давления света пыль уносится в сторону, противоположную Солнцу, формируя изогнутый пылевой хвост (лёгкие пылинки сильнее ускоряются и меньше отстают от движения К.). К. сильно отличаются пылесодержанием, поэтому пылевые хвосты наблюдались не у всех К.

Орбиты К. Большинство К. движутся по орбитам, близким к параболическим, однако существуют и периодич. К., общее свойство к-рых - группировка афелиев в районах орбит планет-гигантов, т. е. разделение К. на семейства Юпитера, Сатурна и т. д. Орбиты К. эволюционируют под действием гравитац. полей планет и негравитац. сил (вызванных реактивным действием сублимата).

Происхождение К. Проблема не решена. Наиб. правдоподобны три гипотезы. Первая [Г. В. Оль-берс (Н. W. Olbers), А. Дж. У. Камерон (A. G. W. Са-mеrоn)] рассматривает ядра К. как планетезимали, образовавшиеся на расстояниях 70-150 а. е. в эпоху формирования планетной системы из первичной туманности (см. Солнечная система). Для трансформации кометных орбит, согласно этой гипотезе, требуется трансплутоновая планета в зоне обращения К. Вторая гипотеза [Ж. Л. Лагранж (J. L. Lagrange), С. К. Всехсвятский] предполагает вулканич. выброс кометных ядер из спутников планет-гигантов. Третья [П. С. Лаплас (P. S. Laplace), Я. X. Оорт (J. H. Oort)] предполагает захват К. планетами-гигантами после того, как кометные ядра попадают внутрь Солнечной системы из гипотетич. облака К. (о б л а к о О о р т а), находящегося на расстоянии ~10⁵ а. е. от Солнца. Это облако могло быть образовано гравитац. выбросами ледяных тел из области планет-гигантов во время их формирования.

Лит.: Добровольский О. В., Кометы, М., 1966; Ш у л ь м а н Л. М., Динамика кометных атмосфер, К., 1972: "Письма в Астрономии, журнал", 1986, т. 16, № 8-9; "Nature", 1986, v. 321, №6067, р. 259. Л. М. Шулъман.

коме́ты

(от греч. komētēs, буквально — длинноволосый), тела Солнечной системы, движутся по сильно вытянутым орбитам, на значительных расстояниях от Солнца выглядят как слабо светящиеся пятнышки овальной формы, а с приближением к Солнцу у них появляются «голова» и «хвост». Центральная часть головы называется ядром. Диаметр ядра 0,5—20 км, масса 10¹¹—10¹⁹ кг, ядро представляет собой леденистое тело — конгломерат замёрзших газов и частиц пыли. Хвост кометы состоит из улетучивающихся из ядра под действием солнечных лучей молекул (ионов) газов и частиц пыли, длина хвоста может достигать десятков миллионов километров. Наиболее известные периодические кометы — Галлея (период Р≈76 лет), Энке (Р≈3,3 года), Швассмана — Вахмана (орбита кометы лежит между орбитами Юпитера и Сатурна). При прохождении через перигелий в 1986 комета Галлея была исследована космическими аппаратами. (Подробнее см. Галлея комета.)

* * *

КОМЕТЫ

КОМЕ́ТЫ (от греч. kometes, букв. — длинноволосый), тела Солнечной системы, движутся по сильно вытянутым орбитам, на значительных расстояниях от Солнца выглядят как слабо светящиеся пятнышки овальной формы, а с приближением к Солнцу у них появляются «голова» и «хвост». Центральная часть головы называется ядром. Диаметр ядра 0,5—20 км, масса 10¹¹-10¹⁹ кг, ядро представляет собой ледянистое тело — конгломерат замерзших газов и частиц пыли. Хвост кометы состоит из улетучивающихся из ядра под действием солнечных лучей молекул (ионов) газов и частиц пыли, длина хвоста может достигать десятков млн. км. Наиболее известные периодические кометы — Галлея (период Р»76 лет), Энке (Р»3,3 года), Швассмана — Вахмана (орбита кометы лежит между орбитами Юпитера и Сатурна). При прохождении через перигелий в 1986 комета Галлея была исследована космическими аппаратами, (Подробнее см. Галлея комета(см. ГАЛЛЕЯ КОМЕТА).)

(от греч. kometes, букв.- длинноволосый), тела Солнечной системы, движутся по сильно вытянутым орбитам; на значит, расстояниях от Солнца выглядят как слабо светящиеся пятнышки овальной формы, а с приближением к Солнцу у них появляются "голова" и "хвост". Центр. часть головы наз. ядром. Диам. ядра 0,5-20 км, масса 1011-1019 кг, ядро представляет собой леденистое тело - конгломерат замёрзших газов и частиц пыли. Хвост К. состоит из улетучивающихся из ядра под действием солнечных лучей молекул (ионов) газов и частиц пыли, длина хвоста может достигать десятков млн. километров. Хвост под действием давления света направлен от Солнца. Наиболее известные периодич. К.- Галлея (период обращения Р~76 лет), Энке (Р~3,3 года), Швассмана - Вахмана (орбита К. лежит между орбитами Юпитера и Сатурна). При прохождении через перигелий в 1986 К. Галлея была исследована космич. аппаратами. (Подробнее см. Галлея комета. )

тела Солнечной системы, движущиеся в большинстве случаев по сильно вытянутым орбитам и имеющие вид туманного пятна или хвостатой звезды. Состоят из головы (ядра с оболочкой) и хвоста. Под действием давления света и корпускулярного излучения Солнца оболочка К. (газы и пыль) уносится от ядра, образуя хвост К., направленный от Солнца. Размеры ядра К. достигают нескольких десятков километров, масса 1017 кг, видимые размеры головы 1-2 млн. км, хвоста - десятки миллионов километров.

Неустойчивые элементы Солнечной системы, обычно небольшой массы. Светящиеся тела, блуждающие по космическому пространству или обращающиеся вокруг Солнца, становящиеся видимыми только когда они приближаются к Солнцу. Комета обычно состоит из трех элементов: ядро, оболочка (или голова) и хвост. Кометы, вращающиеся вокруг Солнца, имеют периодический интервал возвращения. Астрологическое значение комет в общем неясно. Предполагается, что они являются предзнаменованием исторически важных событий. Но, осуществляясь через индивиды, чье рождение совпадает с их появлением, их воздействие, таким образом, является замедленным. Так, было выдвинуто предположение, что комета Донати, достигшая максимальной яркости 9 октября 1858 г., была фактором гороскопа Теодора Рузвельта, родившегося 27 октября 1858 г.