Энциклопедия Брокгауза и Ефрона - 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 5¹/2 лет; 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.

Энциклопедический словарь Ф.А. Брокгауза и И.А. Ефрона. — С.-Пб.: Брокгауз-Ефрон

1890—1907