БСЭ БСЭ - Большая Советская Энциклопедия (КО)

Коме'тная астроно'мия,раздел астрономии, посвященный исследованиям комет. К. а. занимается: позиционными, фотометрическими, поляризационными и др. наблюдениями комет; разработкой физических теорий комет; изучением законов движения комет, в частности возмущений, оказываемых на их движение большими планетами; разработкой гипотез происхождения комет; моделированием комет в лабораториях и космосе. В исследованиях К. а. широко используются методы астрофизики, небесной механики, астрометрии. Проблемы К. а. в СССР разрабатываются в астрономических учреждениях Москвы, Ленинграда, Алма-Аты, Киева и др. Очерк развития К. а. см. в ст. Кометы.

Коме'тное о'блако,облако Оорта, гипотетический невидимый рой комет, простирающийся до далёких окрестностей Солнца (афелии отдельных комет — от 50 до 150 тыс. а. е .), где силы тяготения к Солнцу сравнимы по величине с общим гравитационным полем Галактики (голландский астроном Я. Оорт, 1950). Возмущения от ближайших к Солнцу звёзд изменяют орбиты членов К. о., переводя часть их на орбиты с перигелиями вблизи Солнца. Эти кометы становятся доступными наблюдению.

Кометоиска'тель,небольшой телескоп для поисков и визуальных наблюдений слабых комет. Для К. характерно большое поле зрения и небольшое увеличение, при котором выходной зрачок К. равен зрачку глаза в ночных условиях. Это обеспечивает минимальное ослабление поверхностной яркости протяжённых объектов.

Коме'ты(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, 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. Ольберс и др.). Новый подход к исследованию К. был предложен Ф. Бесселем (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 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, 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

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.