Кометоискатель
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.
Кометы
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
| Кометы | Наибольшая видимая звездная величина | Кометы | Наибольшая видимая 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 D от Земли. Звёздная величина т головы К. может быть представлена эмпирической зависимостью т = то + 5 lg D + 2,5 т lg r. Советский астроном Б. Ю. Левин, на основании физических соображений, установил иную зависимость: т = А + В (r + 5 lgD. В этих формулах то — абсолютный блеск, n, А и В — постоянные, у большинства К. n »4, 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.
Орбитыкомет . 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 р<200 лет), наблюдавшихся при двух и более приближениях к Солнцу; 40 короткопериодических, наблюдавшихся только при одном приближении; 117 долгопериодических (с р > 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.
