БСЭ. Большая Советская Энциклопедия (КО)

Туманности галактические.

Кометная астрономия

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.

Кометное облако

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.

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 rот Солнца и зависит также от её расстояния D от Земли. Звёздная величина тголовы К. может быть представлена эмпирической зависимостью т= т _о+ 5 lg D + 2,5 тlg r.Советский астроном Б. Ю. Левин, на основании физических соображений, установил иную зависимость: т = А+ В( r +5 lgD. В этих формулах т _о-абсолютный блеск, n, Аи В -постоянные, у большинства К. n»4 ,т. е. свечение головы К. изменяется приблизительно обратно пропорционально r ⁴. На регулярное изменение блеска К. с изменением rнакладываются 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 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.

Табл. 2.- Элементы орбит некоторых комет

Комета	Время последнего прохождения перигелия Т	Период обращения р(годы)	Эксцентриситет е	Наклон орбиты i	Долгота восходящего узла	Расстояние перигелия от узла w	Перигелийное расстояние q(а. е.)	Афелийное расстояние Q(а. е.)	Примечания
1970 I Энке	1971 январь, 9,92	3,302	0,847152	11°, 9747	334°, 2224	185°,9383	0,338897	4,09	Самая короткопериодическая
1957 IV Швассмана-Вахмана I	1957, май, 12, 89	16,10	0,131488	9,4872	321,6094	355,8271	5,53774	7,21	Малое е, планетоподобная орбита
1910 II Галлея	1910, апрель, 20, 18	76,1	0,967297	162,2158	57,8466	111,7190	0,587212	35,31	Первая К. для которой определена орбита
1965 VIII Икея-Секи (главное ядро)	1965, октябрь, 21, 18	874	0,999915	141, 8576	346,2963	69,0499	0,007785	183	«Задевающая Солнце»

  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 (СО ₂, NH ₃и 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 C ₃, C ₂, CN, СН, ОН, NH, NH ₂, ионизованные молекулы СО ⁺, N ₂ ⁺, 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 ⁺, N ₂ ⁺, 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 10 ² -10 ³ ионов/ см ³.

  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. кмсозданы искусственные облака из паров щелочных металлов - так называемые кометы искусственные,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 cometйs, Liege, 1966.

  О. В. Добровольский.

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.

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

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

Коми

Ко'ми,1) самоназвание двух близко родственных, имеющих общее происхождение народов - собственно К. (в прошлом их называли зырянами) и коми-пермяков.2) К. - коренное население Коми АССР. За пределами Коми АССР значительные группы К. живут за Уралом в Тюменской области, в Ямало-Ненецком и Ханты-Мансийском национальных округах, а также на Кольском полуострове в Мурманской области РСФСР. Общая численность собственно К. - 322 тыс. человек (1970, перепись). Говорят на коми языке,включающем несколько диалектов. В советское время сформировался литературный язык, на котором издаётся литература и ведётся преподавание. Верующие К. - православные, есть старообрядцы.

  Предки К. и К.-пермяков обитали в бассейнах средних и верхних течений р. Камы. Поблизости, в бассейне Вятки, жили предки удмуртов, с которыми они составляли так называемую пермскую языковую общность, существовавшую ещё в 1-м тысячелетии до н. э. После её распада и выделения удмуртов предки К. и К.-пермяков ещё некоторое время представляли один народ, живший в Прикамье. Со 2-ой половины 1-ого тысячелетия н. э. часть их переселилась из верхнего Прикамья в бассейн р. Вычегды. На новых местах пришельцы частично смешались с местным населением и образовали новое племенное объединение. Таким образом, к началу 2-го тысячелетия н. э. в бассейне средней Вычегды, с одной стороны, и в бассейне Камы - с другой, сложились два племенных объединения. Первое (предки К.) было известно в русских источниках под названием перми вычегодской, а второе (предки К.-пермяков) - под названием перми великой. Население и той и другой перми именовалось пермянами. В 16-18 вв. К. расселились в бассейнах верхней Вычегды и Печоры (с Ижмой). Главными их занятиями были земледелие, животноводство; значительную роль играли охота и рыбная ловля. С середины 19 в. в северных районах стало развиваться оленеводство. После победы Советской власти К. получили автономию (в 1921 образована автономная область Коми, в 1936 - Коми АССР). В результате социалистических преобразований в республике получили развитие промышленность и механизированное сельское хозяйство, выросла национальная интеллигенция. Самобытная культура К. находит особо яркое выражение в народном изобразительном искусстве (резьба, аппликация из меха, вязание), фольклоре, национальной художественной литературе и театре. Об истории, хозяйстве и культуре народа К. см. также в ст. Коми Автономная Советская Социалистическая Республика.

  Лит.:Народы Европейской части СССР, т. 2, М., 1964; Латук Л. П., Происхождение народов Коми, Сыктывкар, 1961; Белицер В. Н., Очерки по этнографии народов коми. XIX-начало XX вв., М., 1958; Очерки по истории Коми АССР, т. 1-2, Сыктывкар, 1955-62; Гагарин Ю. В., Жеребцов Л. Н., Быт и культура села, Сыктывкар, 1968.

   В. Н. Белицер.

Коми Автономная Советская Социалистическая Республика

Ко'ми Автоно'мная Сове'тская Социалисти'ческая Респу'блика(Коми Автономнцй Сцветскцй Социалистическцй Республика), Коми АССР. В составе РСФСР. Образована как автономная область 22 августа 1921; преобразована в АССР 5 декабря 1936. Расположена на северо-востоке европейской части СССР. Площадь 415,9 тыс. км ². Население 984 тыс. человек (1972). В республике 13 административных районов, 7 городов и 36 посёлков городского типа. Столица - г. Сыктывкар.

  Государственный строй. Коми АССР - социалистическое государство рабочих и крестьян, автономная советская социалистическая республика. Действующая конституция принята 11-м Чрезвычайным съездом Советов Коми АССР 23 июня 1937. Высшие органы государственной власти - однопалатный Верховный Совет Коми АССР, избираемый на 4 года по норме 1 депутат от 6 тыс. жителей, и его Президиум. Верховный Совет образует правительство республики - Совет Министров Коми АССР. В Совете Национальностей Верховного Совета СССР Коми АССР представлена 11 депутатами. Местные органы государственной власти - городские, районные, поселковые и сельские Советы депутатов трудящихся, избираемые населением на 2 года.

  Верховный Совет Коми АССР избирает сроком на 5 лет Верховный суд республики в составе 2 судейских коллегий (по уголовным и по гражданским делам) и Президиума Верховного суда. Прокурор Коми АССР назначается Генеральным прокурором СССР на 5 лет.

  Природа.По характеру рельефа большая часть территории республики равнинная, лишь Тиманский кряж прорезает её с Юго-Востока на Северо-3апад; наибольшая высота - 456 м(Четласский Камень). На Востоке возвышаются горы Северного, Приполярного и Полярного Урала, по главному водоразделу которых проходит восточная граница Коми АССР. Высшая точка Коми АССР и всего Урала - гора Народная, 1895 м.Между Тиманским кряжем и Уралом расположена Печорская низменность.

  Коми АССР богата минеральными ресурсами: каменным углем, нефтью, природным газом, горючими сланцами, асфальтитами, титановыми рудами, бокситами, каменной солью, гипсом, известняками, минеральными водами. Особенно велико значение топливно-энергетических ресурсов. Их потенциальные

запасы составляют ⁹/ ₁₀всех ресурсов Северо-Запада СССР. Комплексный характер размещения полезных ископаемых в сочетании с высокой концентрацией на единицу площади обеспечивает высокую эффективность их освоения.

  На большей части республики климат умеренно континентальный с продолжительной и довольно суровой зимой и коротким, сравнительно тёплым летом. Суровость климата возрастает с Юго-Запада на Северо-Восток. В Сыктывкаре средняя температура января -15,1°С, июля 16,6°С; в Ухте - соответственно -17,3°С и 15,3°С; в Воркуте -20,4°С и 11,7°С. В северной и северо-восточной части республики (главным образом за Полярным кругом) развита многолетняя мерзлота (13% всей территории). Количество осадков на преобладающей части территории 600-700 ммв год, в горах Урала - до 1500 мм.Вегетационный период изменяется от 150