Коменского в переводе А. Адольфа и С. Любомудрова, изд. К. И. Тихомирова (2 чч., М., 1902—12); Великая дидактика. Латинский текст с русским переводом А.
Адольфа и С. Любомудрова, 1896; Открытая дверь языков. Латинский текст с русским переводом, Ревель, 1892—93; Мир в картинках, 3 изд., конец 18 и начало 19 вв. с. Фрумов,
КОМЕТОИСКАТЕЛЬу короткофокусный рефрактор с большим полем зрения, в к-ром, благодаря его большой светосиле, получается очень большая поверхностная яркость изображений.
Название К. происходит оттого, что он может быть с успехом применен при поисках телескопических комет, имеющих вид слабосветящихся туманных пятнышек.
КОМЕТЫ (с греч. — волосатые звезды), светила особого вида с туманной оболочкой и хвостом, к-рый иногда тянется по небу на несколько десятков градусов (рис. 1). Необыкновенный вид К., неожиданные их появления и перемещения по небу между звездами вызывали в прежнее время суеверный ужас у некультурных людей,
Рис. 1. Большая комета 1882.
чем широко пользовались религиозные проповедники разных мастей. В К. видели предзнаменование различных несчастий: смерти, войны, голода и т. п. О природе К. и их движении ничего не было известно в древности.
С изобретением астрономической трубы стали возможны наблюдения и слабых К., называемых телескопическими, к-рые обычно имеют вид туманного пятна без хвоста. Оказалось, что вид К. изменяется с ее расстоянием от Солнца. Когда К. далека, она имеет вид слабой туманности, когда же она приближается к Солнцу, у нее появляется хвост, и общая яркость увеличивается. Бывали случаи, когда К. была настолько ярка, что наблюдалась днем, при полном солнечном свете. В настоящее время ежегодно наблюдаются по нескольку К., в среднем 4—5 в год, к-рые только в исключительных случаях бывают видны невооруженным глазом.
К. представляют собой тела с ничтожной массой. Когда К. подходит к нашему Солнцу на такое расстояние, при к-ром оказывается ощутимым его притяжение, она начинает приближаться к нему по орбите, огибающей Солнце.
Действительное движение кометы совершается по орбите, имеющей вид сильно удлиненного эллипса, в одном из фокусов к-рого находится Солнце. В первом приближении, в части, доступной наблюдателю, этот эллипс можно
. 592
считать параболой. Когда К. находится далеко от Солнца, ее скорость ничтожна и измеряется небольшим числом метров в секунду.
Когда же она приближается к Солнцу на очень малое расстояние, скорость может достигнуть нескольких сот километров в секунду.
Для громадного большинства известных в наст, время К. орбиты являются параболическими. Лишь для очень небольшого числа комет получены были гиперболические орбиты с эксцентриситетом, мало отличающимся от единицы. Однако во всех случаях оказалось, что такие гиперболические орбиты получились под влиянием возмущений со стороны планет, причем первоначальная орбита К. была параболой или очень сильно вытянутым эллипсом.
Большой интерес представляют К., движущиеся по эллипсам со сравнительно небольшим временем обращения, к-рые периодически, через определенное число лет, возвращаются к Солнцу и могут быть при этом каждый раз вновь наблюдаемы. Такие К. называются периодическими. Примером их может служить яркая комета Галлея (см. Галлея комета). Все другие периодические К. очень слабые. Особенного внимания заслуживают те периодические кометы, которые движутся по орбитам, мало наклоненным к эклиптике, с коротким временем обращения (5—7 лет). В отдаленных частях своих орбит они подходят близко к орбите Юпитера. Другие, с большими временами обращения, приближаются к орбитам Сатурна, Урана и Нептуна. Существует теория, что эти К. изменили свой первоначально долгий период обращения под влиянием притяжения этих планет. Возможность коренного изменения орбиты К. при встрече с Юпитером внушила Лапласу мысль о вербовании К. в члены солнечной системы большими планетами. Горячим поклонником этой гипотезы являлся Леверье. В действительности известно несколько К., которые приближались к Юпитеру на очень малое расстояние и претерпевали значительные изменения в орбитах (комета Лекселля в 1767, Брорзена в 1842, комета Вольфа в 1875 и 1922, комета Брукса в 188G и др.), но ни разу нельзя было констатировать непосредственного изменения параболы в малый эллипс. По мнению Бредихина, кроме захвата К. большой планетой, возможен и иной путь образования периодической кометы. Известно, что вещество К. — мало связанное, легко разделяемое. Комета Биелы, напр., сначала разделилась на две части, а потом рассыпалась на большое число частиц, к-рые наблюдались в 1872 и 1885 в виде эффектных звездных дождей. Комета Брукса (май 1889) состояла иэ пяти частей и т. д. Эти дробления К. могут происходить как под действием возмущений со стороны больших планет, так и под действием Солнца. Бредихин показал, как от К. родоначальницы, к-рая, обогнув Солнце, уходит из нашей солнечной системы навсегда^ могут отделиться части, движущиеся по замкнутым орбитам с коротким временем обращения, становясь, т. о., периодическими К., входящими в состав солнечной системы. Эта теория объясняет происхождение т. н. семейств* К., т. е. групп К., имеющих подобные, но нетождественные орбиты.
В противоположность взгляду о космическом происхождении К. высказывались также предположения, что К. образуются внутри солнечной системы. Кромелин и Всехсвятский раз-
