Табл. 1.— Великі комети

Найбільша видима зіркова величина

Блиск К. змінюється у великих межах. Найяскравішою з відомих була К. 1882 II, що підходила до Сонця на дуже невелику відстань. Її блиск у перигелії досягав -17 зоряної величини, тобто вона давала в 60 разів більше світла, ніж Місяць у повний місяць. Вона була найяскравішим небесним об'єктом після Сонця і була добре помітна днем поблизу поверхні Сонця. Проте більшість До. видно лише телескопи.

Блиск До. швидко збільшується зі зміною її відстані від Сонця і залежить також від її відстані D від Землі. Зоряна величинатголови К. може бути представлена емпіричною залежністют=то+ 5 lg D + 2,5тlgr.Радянський астроном Б. Ю. Левін, виходячи з фізичних міркувань, встановив іншу залежність:т = А+В(r +5 lg D. У цих формулах абсолютний блиск,n, АіВ -постійні, у більшості К.n» 4,т. е. світіння голови К. змінюється приблизно обернено пропорційно r 4. На регулярну зміну блиску К. зі зміноюrнакладаються іноді неправильні коливання, які, можливо, пов'язані з сонячною активністю У багатьох періодичних К. спостерігається вікове ослаблення блиску, яке пояснюють вичерпуванням запасів речовини, що світиться.

Орбітикомет. До 1971 р. обчислено близько 1 тис. систем елементів орбіт для майже 600 К. Результати обчислень публікуються у спеціальних каталогах. Так, каталог Портера містить відомості про появу До. у роки від 239 до н. е. до 1961 р. н. е.; всього в ньому згадується 829 появ 566 індивідуальних До., серед яких 54 короткоперіодичних (з періодами р 200 років); 290 К. з параболічних орбіт; 65 До.з гіперболічними орбітами, які, віддаляючись від Сонця, назавжди залишають Сонячну систему, йдучи у міжзоряний простір. Більшість орбіт, які вважаються параболічними, насправді, мабуть, сильно витягнуті еліптичні, для них, однак, ексцентриситет не міг бути визначений через недостатню точність спостережень. Гіперболічні ж орбіти є результатом обурювальної дії великих планет, переважно Юпітера, на рух К. Аналіз руху таких К. в минулі роки привів до висновку, що до моменту, коли кожна з таких К. почала відчувати помітний вплив планет, що обурює, вона наближалася до Сонячної. системі з еліптичної орбіти. Проходження До. поблизу великих планет призводять до різких змін орбіт К. Наприклад, До., відкрита фінським астрономом Л. Отермою в 1942 і рухалася до 1963 між орбітами Марса і Юпітера, перейшла після зближення з Юпітером на нову орбіту, що лежить між і Сатурна.

Час останнього проходження перигелію Т

Період зверненняр(роки)

Нахил орбітиi

Довгота висхідного вузла

Відстань перигелію від вузла w

Перигелійна відстаньq(а. е.)

Афелійна відстаньQ(а. е.)

Примітки

1957 IV Швассмана-Вахмана I

Малее, планетоподібна орбіта

Перша К. для якої визначено орбіту

1965 VIII Ікея-Секі (головне ядро)

У русі ряду До., насамперед короткоперіодичних, виявлено також ефекти, які не можна пояснити притягненням їх відомими тілами Сонячної системи (так звані негравітаційні ефекти). Так, одні До. відчувають вікове прискорення, інші — вікові уповільнення руху, є, очевидно,результатом реактивного ефекту від потоків речовини, що виділяються з ядра.

Короткоперіодичні До. прийнято ділити на «родини» за величиною афелійних відстаней. До найчисленнішого сімейства Юпітера відносять До., афелій яких розташований біля орбіти Юпітера. До сімейства Сатурна відносять До. з афеліями поблизу його орбіти. Цікаву групу До., що «зачіпають Сонце», утворюють кілька довгоперіодичних До. Всі вони мають дуже малі перигелійні відстані, в межах 0,0055-0,0097 а. е. (т. е. їх перигелії віддалені від поверхні Сонця на 0,5-1 радіус Сонця), і приблизно однакові інші елементи орбіти. Цілком ймовірно, що ці До. — продукти розпаду однієї материнської До.

У табл. 2 наведені елементи орбіт деяких До.

Будова комет.За сучасними уявленнями, ядра К. складаються з водяного газу з домішкою «льодів» інших газів (СО2, NH3 та ін), а також кам'янистих речовин. Пилочки частково виділяються з ядра при випаровуванні (сублімації) льодів, частково утворюються в його околицях в результаті конденсації молекул нелетких і помірно летких речовин. Пилові частинки розсіюють сонячне світло, атоми і молекули газів поглинають випромінювання в деяких довгих хвилях і з сонячного світла, що освітлює, а потім перевипромінюють їх. В результаті виділення з нагрітого Сонцем ядра газу і порошин виникає реактивна сила, яка, можливо, породжує негравітаційні ефекти в русі К. Інтенсивне виділення походить з найбільш нагрітої ділянки поверхні ядра, який, внаслідок обертання ядра, розташований не точно з сонячного боку, а кілька зміщений у бік обертання. В результаті з'являється компонент реактивної сили, яка або прискорює рух До., якщо обертання ядра відбувається в тому ж напрямку, що і звернення До.біля Сонця, або уповільнює його, якщо обертання та звернення відбуваються у протилежних напрямках.

Газ і пил, що виділяються ядром, утворюють голову К. Молекули води та ін. газів, що виділяються з ядра під дією сонячного випромінювання, дуже швидко розпадаються, породжуючи хімічно активні вільні радикали, що спостерігаються. Останні також розпадаються під впливом випромінювання Сонця, але набагато повільніше, унаслідок чого встигають поширитися значні відстані від ядра. Вивчення спектрів До. свідчить про те, що До. містять нейтральні молекули C3, C2, CN, СН, ВІН, NH, NH2, іонізовані молекули СО +, N2 +, СН +, а також атоми Н, Про і Na. У поодиноких випадках у спектрах До., що виключно близько підлітали до Сонця, спостерігалися лінії випромінювання Fe та ін. нелетких хімічних елементів. Діаметр голови у яскравих До. може досягати мільйонівкм.Кількість пилу в головах До. по-різному: в одних До. вона відсутня, у ін. її маса може досягати половини маси всієї речовини голови. Колір і поляризація світла, відбитого пиловими частинками, вказує на те, що їх розміри в головах К. становлять близько 0,25-5 мкм.

Частини рівної величини, що безперервно виділяються з ядра і рухаються під дією однакового прискорення, розташовуються в просторі вздовж викривленої лінії — так званої синдинами. Хвости 2-го типу є віяло синдинам, відповідним порошинкам різних розмірів. Видима форма хвоста 2-го типу визначається у своїй розподілом пилових частинок за розмірами. Таким чином, видимий хвіст 2-го типу є смугою максимальної яскравості в межах віяла.

Найбільшої довжини досягають, як правило, хвости 1-го типу, сягаючи на сотні млн.км.Однак їх щільність, мабуть, не перевищує 10 2—103 іонів/див3 .

Кращему розумінню природи До. багато в чому сприяють лабораторні експерименти з моделювання До. Вдалося, зокрема, відтворити сублімацію запилених кометних льодів з викидом метеорних частинок з ядра, утворення іонізованих структур, що нагадують хвости 1-го типу. За допомогою геофізичних ракет і космічних зондів на висотах від кількох сотень до десятків тис.кмстворені штучні хмари з пари лужних металів — так званікомети штучні,які підготували ґрунт для моделювання К. у відкритому космосі. Обговорюється питання посилці космічного зонда до тієї чи іншої періодичної До. при її поверненні до Сонця для безпосереднього вивчення складу, магнітних полів та інших фізичних особливостей До.

Походження та еволюція комет.Теорія, спостереження та експерименти свідчать про те, що при повернення до Сонця К. втрачає значну частину своєї речовини, так що час її життя не може перевищувати сотні або тисячі обертів біля Сонця; цей час надзвичайно мало з космогонічної точки зору. Оскільки, проте, К. спостерігаються й у сучасну епоху, мають існувати ті чи інші джерела поповнення їхньої кількості. Згідно з однією гіпотезою, що розробляється радянським астрономом С. К. Всехсвятським, К. є результатами потужних вулканічних вивержень на великих планетах та їх супутниках. За іншою гіпотезою, запропонованою голландським астрономом Я. Оортом, нині спостерігаються К. приходять в околиці Сонця з гігантської кометної хмари, що оточує Сонячну систему і тягнеться до відстаней в 150 тис. астрономічних одиниць, що утворилося в епоху формування планет-гігантів. Під впливом обурень від тяжіння зірок деякі До. цієї хмари можутьпереходити на орбіти з малими перигелійними відстанями і ставати таким чином спостережуваними.

Літ.:Бредіхін Ф. А., Про хвості комет, М. - Л., 1934; Орлов С. Ст, Про природу комет, М., 1958; Всехсвятський С. До., Фізичні характеристики комет, М., 1958; Добровольський О. Ст, Комети, М., 1966; Фесенков Ст Р., Сонячна кометна хмара і міжзоряний простір, «Земля і Всесвіт», 1965 № 4; Richter N. Ст, Statistik und Physik der Kometen, Lpz., 1954 (English translation: The Nature of Comets, L., 1963); The Moon, Meteorites and Comets, ed B. М. M & és, Liege, 1966.

О. В. Добровольський.

Комета Ікея 1963 I: трохи турбулізований хвіст 1-го типу.

Комета Оренда - Ролана 1957 III: хвіст 2-го типу і списоподібний псевдоаномальний хвіст.

Комета Мркоса 1957 V: широкий вигнутий хвіст 2-го типу з поперечними смугами та вузький прямий хвіст 1-го типу.

Комета Ікея - Секі 1965 VIII: веретеноподібна структура в хвості 2-го типу.

Комета Донаті 1858 VI: оболонки в голові (замальовка).