(греч., ед. ч. kometes, букв.- длинноволосый) - малые тела Солнечной системы с протяжёнными (до сотен млн. км) нестационарными атмосферами. От др. малых тел К. отличаются также физ.-хим. и орбитальными характеристиками. С Земли наблюдаются именно атмосферы К., а не тела, их порождающие,- кометные ядра. Всего зарегистрировано появление более тысячи К.

Первыми зафиксировали в хрониках появление К. китайские астрономы (2296 до н. э.). В кон. 16 в. Тихо Браге (Т. Brahe) и его учениками было доказано, что К. являются самостоятельными космич. телами. На принадлежность К. к Солнечной системе впервые указано в работах Э. Галлея (Е. Halley) в кон. 17 - 1-й пол. 18 вв. Он вычислил орбиты нек-рых К. и предположил, что К., наблюдавшиеся в 1531, 1607 и 1682, были повторными возвращениями одного и того же объекта (впоследствии эта К. названа его именем). В кон. 19 в. Ф. А. Бредихиным [на основе формул Ф. В. Бесселя (F. W. Bessel)] была развита и усовершенствована т. н. механич. теория кометных хвостов. Совр. этап изучения К. характеризуется применением радиоастр., ИК-, внеатмосферных УФ-наблюдений, а также запусками космич. аппаратов к К. (Джакобини - Циннера, Галлея).

Ядра К. представляют собой глыбы неправильной формы с размерами от 10 м до 30 км, состоящие из загрязнённого льда Н ₂ О. Лёд содержит летучие примеси: ацетонитрил CH₃CN, синильную кислоту HCN, сероуглерод CS и др., преим. органич., вещества. Существование в ядрах очень летучих N₂, CH₄, СО и т. п. маловероятно. Кроме льдов присутствует минеральный компонент - окислы кремния и металлов, а также углистые вкрапления. Размеры частиц - от субмикронных (таких частиц большинство) до ~10 см.

С приближением к Солнцу летучие вещества и Н ₂ О сублимируют, унося в атмосферу наиб. лёгкие пылинки. Для каждого гелиоцентрич. расстояния r существует значение радиуса (а) частицы а _k(r )такое, что при а> а _k(r) частица не уносится потоком сублимата, а оседает на поверхности ядра. Поэтому в процессе орбитального движения происходит периодич. запы-ление поверхности ядра, наибольшее вблизи афелия. Ядра К., у к-рых нек-рые частицы не уносятся даже в перигелии, подвергаются вековому запылеиию, приводящему к вековому ослаблению блеска.

Темп-ры кометных ядер зависят от г, состояния вращения ядра (периоды осевого вращения ядер от неск. часов до неск. суток), положения на поверхности ядра. Для каждого r можно указать три характерные темп-ры в подсолнечной точке (т. е. там, где лучи Солнца падают по нормали к поверхности): темп-ру обнажённого льда, внеш. поверхности минерального слоя и льда под ним. Напр., для r=0,88 а. е. расчёт даёт соответственно 196, 422 и 200 К, что довольно близко к результатам космич. эксперимента "Вега" (1986). Отражательная способность запылённых участков весьма мала, следовательно, запылённые ядра черны.

Атмосферы К. состоят из нейтрального газа, плазмы и пыли. Плотность кометной атмосферы зависит от r и расстояния от ядра R. Атмосферы нестационарны и резко неоднородны. Типичное значение концентрации молекул (гл. обр. Н ₂ О) у ледяной поверхности при r=1 а. е. порядка 10¹³ см ^-3 и убывает с удалением от ядра по закону R^-2 или быстрее. В радиусе неск. тыс. км происходит распад вышеназванных родительских молекул с образованием наблюдаемых радикалов С ₂, С ₃, CN, NH₂, NH, ОН, СН, S₂, а также ионов СО ⁺ , C0₂⁺, CH⁺ , N₂⁺ и ОН ⁺. Продукты распада затем, в свою очередь, распадаются (прибл. за сутки) на отд. атомы и перестают излучать в видимом диапазоне (кроме атома кислорода).

Наибольшей протяжённостью (~10⁸ км) обладает ненаблюдаемая в видимом диапазоне водородная атмосфера, излучающая в основном в линии водорода (1216 А). Видимая плотная часть атмосферы - голова К. (~10⁵ км) - светится гл. обр. в полосах молекул С ₂ и CN, интенсивность остальных эмиссий меньше. На экстремально малых r появляются эмиссионные линии металлов (раньше всего натрия).

Из перечисленных выше ионов наиб. устойчивы СО ⁺ и . Взаимодействуя с солнечным ветром и его магн. полем, они ускоряются до скоростей порядка 10- 10² км/с, образуя узкий и длинный плазменный хвост, в к-ром имеют место мн. виды плазменных неустой-чивостей.

В околоядерных областях К. наблюдаются нестационарные пылевые выбросы и др. образования. Под действием давления света пыль уносится в сторону, противоположную Солнцу, формируя изогнутый пылевой хвост (лёгкие пылинки сильнее ускоряются и меньше отстают от движения К.). К. сильно отличаются пылесодержанием, поэтому пылевые хвосты наблюдались не у всех К.

Орбиты К. Большинство К. движутся по орбитам, близким к параболическим, однако существуют и периодич. К., общее свойство к-рых - группировка афелиев в районах орбит планет-гигантов, т. е. разделение К. на семейства Юпитера, Сатурна и т. д. Орбиты К. эволюционируют под действием гравитац. полей планет и негравитац. сил (вызванных реактивным действием сублимата).

Происхождение К. Проблема не решена. Наиб. правдоподобны три гипотезы. Первая [Г. В. Оль-берс (Н. W. Olbers), А. Дж. У. Камерон (A. G. W. Са-mеrоn)] рассматривает ядра К. как планетезимали, образовавшиеся на расстояниях 70-150 а. е. в эпоху формирования планетной системы из первичной туманности (см. Солнечная система). Для трансформации кометных орбит, согласно этой гипотезе, требуется трансплутоновая планета в зоне обращения К. Вторая гипотеза [Ж. Л. Лагранж (J. L. Lagrange), С. К. Всехсвятский] предполагает вулканич. выброс кометных ядер из спутников планет-гигантов. Третья [П. С. Лаплас (P. S. Laplace), Я. X. Оорт (J. H. Oort)] предполагает захват К. планетами-гигантами после того, как кометные ядра попадают внутрь Солнечной системы из гипотетич. облака К. (о б л а к о О о р т а), находящегося на расстоянии ~10⁵ а. е. от Солнца. Это облако могло быть образовано гравитац. выбросами ледяных тел из области планет-гигантов во время их формирования.

Лит.: Добровольский О. В., Кометы, М., 1966; Ш у л ь м а н Л. М., Динамика кометных атмосфер, К., 1972: "Письма в Астрономии, журнал", 1986, т. 16, № 8-9; "Nature", 1986, v. 321, №6067, р. 259. Л. М. Шулъман.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.