Друк

[Гість]

Ласкаво просимо, Гість. Будь ласка, увійдіть або зареєструйтеся.
02 Липня 2026, 23:17:58

1 година 1 день 1 тиждень 1 місяць Назавжди

Увійти

[Новини]

•    Новини
•      Астрономія
•      Астрозаходи
•    Життя клуба
•      Новини
•      Проекти
•      Заходи
•      Звіти про спостереження
•      Документи
•    Статті
•      Обладнання та телескопи
•      Спостереження
•      Астрофотографія
•      Астрософт
•      Астрономія в Україні
•      Астрономи шуткують
•      Інше
•     
•      Файловий архів

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

[tlgleonid]

Впервые я услышал слово "комета" будучи еще ребенком. Ведь Советский Союз тогда запустил два космических зонда Вега-1 и Вега-2 к одной из комет - комете Галлея. Миссия оказалась успешной. Вега-1 4 марта 1986 года пролетела на расстоянии всего в 8879 километров от ядра, а 9 марта того же года в 8045 километрах от ядра кометы пролетела Вега-2. В те годы государство уделяло серьезное внимание своим космическим достижениям, поэтому не удивительно, что перед этим событием появилось множество интересных книг, посвященных кометам в целом и комете Галлея в частности. Благодаря этим книгам, а также журнальным и газетным статьям, лекциям в планетариях и на телевидении, о приближении комете узнали практически все. Конечно же, хотелось увидеть комету с длинным и ярким хвостом, о которой столько говорилось и писалось. Увы, в северном полушарии условия для ее наблюдений были очень неблагоприятны, а когда она оказалась доступной, то имела небольшой блеск (слабее 4 звездной величины). Лично я увидел эту комету только на фотографиях Веги-1, Веги-2, а также зонда Джотто, запущенного Европейским космическим агентством. Еще два японских космических аппарата Суйсэй и Сакигакэ пролетели слишком далеко, что бы были получены впечатляющие снимки.
   Почему же именно к комете Галлея было запущено столько космических зондов? Ведь из астрономического календаря следовало, что в те годы можно было наблюдать до двух десятков, пусть и слабых, комет за год. Да и среди числа очень ярких комет комета Галлея не самая-самая. Так, в 1975 году наблюдалась гораздо более яркая комета Веста, которая имела длинный и яркий хвост. А до этого, в 1965 году наблюдалась очень яркая комета, открытая японскими наблюдателями Каору Икэея и Цутому-Сэки. Собственно говоря, комета Икэя-Сэки стала одной из ярчайших комет тысячелетия и была видна на дневном небе недалеко от Солнца, ибо ее блеск достиг -17 звездной величины (это в 60 раз ярче полной Луны)! Что бы понять, почему именно комета Галлея стала объектом столь пристального внимания, нужно провести небольшой экскурс в мир комет.
   Кометы - сравнительно редкие гости на небе. Хорошо заметные невооруженным глазом кометы появляются примерно раз в десять лет. Но в отличие от многих других небесных тел они имеют хорошо видимые глазом размеры и очень эффектный, постоянно изменяющийся вид. Как правило, яркая комета выглядит состоящей из округлой туманной головы и одного или нескольких хвостов. У некоторых ярких комет хвост простирался на половину неба. Как правило, комета появлялась неожиданно, резко увеличивала свою яркость и длину хвоста, при этом от ночи к ночи довольно существенно смещаясь среди звезд. Через несколько месяцев (очень редко - лет) комета слабела и терялась либо в лабиринте неподвижных звезд, либо в сиянии зари. Понятно, что древний человек под темным, незасвеченым небом не мог не обратить внимание на такое необычное явление. Первое, известное письменное упоминание о яркой комете относится к 2296 году и сделано китайскими наблюдателями. Упоминаются хвостатые гости и в древнеегипетских, и в ваволонянских и древнегреческих источниках. При этом оставалось совершенно неясным, что же они представляют собой. Как правило, суеверные античные люди пугались этих хвостатых странниц. Воображение рисовало кометы в виде меча, кинжала, дубинки, а иногда и в виде огромного горящего факела или отрезанной головы жертвы у жертвенного костра. Возможно, что именно такая аналогия и побудила древних греков дать такому объекту название "комета", что дословно означает "волосатая". Считалось, что кометы являются предвестником войн, голода, страшной засухи, неурожая, эпидемий и других стихийных бедствий. Каждая комета обладала своей неповторимой индивидуальностью, своим уникальным внешним видом. Некоторые кометы могли иметь несколько голов, у других могло быть множество хвостов. Одни кометы имели хвост прямой, а у других он был причудливо изогнут. Поэтому считалось, что каждая конкретная комета несет свою беду. С появлением комет также связывали смерть императоров, царей и королей.
   В прочем, наиболее просвещенные люди даже в эпоху античности пытались понять, какова же истинная природа комет. К сожалению их размышления грешили безосновательными фантазиями и, соответственно, не могли быть доказаны. Наиболее прижилось мнение Аристотеля, что кометы  рождаются в атмосфере так же, как туманы и облака, только немного выше. Будучи очень легкими, они поднимаются высоко над Землей и загораются от небесного огня, превращаясь в огненные факелы. Только в 1531 году астроном Аниан, исследуя тщательно сделанные Региомонтаном зарисовки самых разных комет, обратил внимание на странную закономерность: хвосты всех комет были направлены в сторону, противоположную направлению на Солнце. Странно, что этот легкообнаруживаемый факт небыл известен ранее. Но еще более странно, что даже великие художники, славящиеся своей наблюдательностью, совершенно неправильно рисуют кометы. Так, Николай Рерих на своих картинах изображал кометы, хвост которых был перпендикулярен направлению на Солнце.
   Открытие Аниана вызвало подозрения, что кометы могут оказаться такими же далекими небесными телами, как Луна или планеты. С целью проверить это, Тихо Браге организовал параллельные наблюдения одной и той же кометы в один и тот же момент времени из разных точек Земли. При этом выяснилось, что зависимость положения кометы на небе изменяется намного меньше, чем положение Луны. Значит и кометы находятся намного дальше, чем Луна! Но что бы понять, насколько это дальше, откуда берутся кометы и куда они деваются, потребовался гений Ньютона.
   Созданная Ньютоном классическая механика оказалась применима как к земным объектам, так и к небесным телам. Выяснилось, что в отсутствие других возмущений, объекты солнечной системы могут двигаться по одной из кривых второго порядка: кругу, эллипсу, параболе или гиперболе.

[tlgleonid]

Если движение осуществляется по кругу или эллипсу, то оно будет называться замкнутым, иначе говоря объект будет все время вращаться вокруг Солнца. Если же объект движется по параболе или гиперболе, то после прохождения перигелия такое тело навсегда покинет солнечную систему. Орбита каждого небесного тела может быть описана шестью числами - элементами орбиты. Поскольку все точки орбиты находятся в одной плоскости вместе с Солнцем, то два элемента орбиты описывают положение этой плоскости в пространстве по отношению к плоскости движения Земли. Обычно это угол между двумя плоскостями и угол между линией пересечения плоскостей и линией направления на точку весеннего равноденствия. Еще три параметра требуется для задания геометрических размеров орбиты: угол между линией пересечения плоскости орбит объекта и земли и направлением на точку перигелия, параметр вытянутости орбиты (эксцентриситет) и размер орбиты (большая полуось либо для незамкнутых кривых расстояние до точки перигелия). Еще одно число - значение момента времени прохождения какой-либо точки орбиты (как правило, прохождения перигелия). Если известны положения комет на небе (минимум три) можно определить все параметры орбиты.
   В 1682 году появилась новая яркая комета и наблюдатели получили достаточно много точек ее положения. К несчастью, высшая математика в то время только зарождалась, поэтому простых методов вычисления параметров орбиты по трем наблюдениям еще небыло. Их придумает Гаусс только через целое столетие. Ньютон, будучи очень занятым человеком поручает задачу молодому Эдмонду Галлею, который уже успел к 26 годам за свои измерения положения звезд южного полушария получить ученую степень магистра искусств от Оксфордовского университета и стать членом королевского общества. Галлей определяет орбиту кометы и выясняет, что она очень вытянута, но все же эллиптична. В перигелии она приближается к Солнцу на 0.4 астрономические единицы ближе чем Земля, а в афелии уходит далеко за орбиту Сатурна. Когда комета была близка к Солнцу и к Земле, она становилась хорошо видна жителям Земли. Удаляясь от точки перигелия она становилась все хуже освещенной Солнцем и из-за удаленности от нашей планеты становилась невидимой. Галлею стало интересно, а какие орбиты у других комет. И он трудолюбиво собирает данные наблюдений о 20 более ранних кометах, начиная с кометы 1337 года, положения которых на небе задокументированы с достаточной степенью точности. После получения элементов орбит выяснился поразительный факт: у комет 1682, 1607 и 1531 годов эти элементы практически одинаковы, различие углов менее градуса. Да и вычисленный период обращения, равный около 76 лет совпадал с периодом между появлениями этих комет, поэтому можно смело предполагать, что это одна и та же комета, двигающаяся по очень вытянутой орбите.

[tlgleonid]

   В XVIII веке Лаланд, Клеро и Гортензия Лепот объяснили причину небольших изменений параметров орбит и вычислили момент следующего появления кометы в 1759 году. Причиной же постоянно меняющихся характеристик орбиты являются большие планеты. Они возмущают своей гравитацией орбиту кометы. Сама комета действительно вернулась в положенное время и  к ней навсегда прикрепилось имя "комета Галлея".
   А что же с другими кометами? Оказалось, что орбиты у них вытянуты, как правило, еще сильнее, чем у кометы Галлея, а периоды обращения составляют тысячи, десятки тысяч и даже сотни тысяч лет. Существенная часть комет движется по параболическим (эксцентриситет равен 1) и даже слегка гиперболическим (эксцентриситет больше 1) орбитам. Самое интересное, что орбиты с эксцентриситетом e>1.006 не встречаются, то есть все, навсегда покидающие солнечную систему, кометы движется по кривым, малоотличимым от параболы. Эта особенность заставляет задуматься. Ведь если бы кометы к нам залетали из межзвездного пространства, они бы могли иметь сколь угодно большие относительные скорости, а значит и эксцентриситет орбит мог бы быть равным числу, намного превосходящему единицу. Следовательно, кометы к нам прилетают из самых внешних слоев солнечной системы, но все-таки именно из солнечной системы.
   Поскольку возвращение кометы в 1759 было очевидным заранее, а также было понятно, что она невидна большую часть времени из-за удаленности, возникло естественно желание увидеть ее еще на подлете с помощью телескопа. Очевидно, что если мониторить небо с помощью телескопа, можно заранее обнаружить и другие яркие кометы, еще неизвестные человечеству. Ряд наблюдателей вступили в гонку по поиску комет. Особенно преуспел в этом Шарль Месье, за 39 лет поисков обнаруживший 14 новых комет. В телескоп кометы выглядят диффузными клочками тумана больших или меньших размеров, медленно передвигающимися по небу. Проблема поиска комет связана с тем, что существует множество других, неподвижных объектов, похожих на кометы: неразрешимые на звезды рассеянные или шаровые звездные скопления, галактики и туманности. Шарль Месье даже составил каталог таких объектов, который сейчас стал первым каталогом, с которым обычно знакомится любитель астрономии.
   Самым же успешным охотником за кометами стал другой француз - сторож Марсельской обсерватории Жан Понс (Впоследствии ему было суждено стать директором обсерватории). Он сумел за 26 лет открыть визуально 33 новые кометы. До сих пор этот рекорд не побит. Ведь только благодаря постройке автоматического полуметрового телескопа Роберт МакНот смог превзойти этот результат. Большинство открытых комет так и не достигали такого блеска, что бы могли быть замеченными невооруженным глазом. Такие кометы сейчас принято называть телескопическими.
   Сам Понс только искал новые кометы, но не обладал необходимыми навыками для расчета их орбит. Элементы орбит вычисляли другие люди. Так Энке вычислив орбиту одной из комет Понса был сильно удивлен. Получалось, что период вращения вокруг Солнца составляет всего 3 года и 4 месяца. Энке начал искать, небыла ли это уже одна из ранее открытых комет. Он обнаружил, что эту комету уже открывал Мешен в 1786 году, Каролина Гершель в 1795 году и Бювар с Понсом в 1805 году. Таким образом стало понятно, что в солнечной системе существуют и короткопериодические кометы. В память об открывателе этой кометы она получила имя кометы Энке. Нужно также принимать в расчет, что по сложившейся практике кометы называют именами открывших ее людей или роботов-телескопов. В крайнем случае яркие кометы называли кометой того года, в котором она появилась. Так что комета Галлея и комета Энке - это исключение из правил. Еще одно исключение - комета Кромеллина, которую на самом деле открыли в 1928 году японец Ямадзаки и Форбс из ЮАР. Кромеллин лишь вычислил ее элементы орбиты и доказал, что эта комета, с периодом обращения вокруг Солнца в 28 лет наблюдалась ранее в 1818, 1625 и 1457 годах. 
   К концу XIX века уже накопился весьма внушительный объем материала по кометным орбитам, который позволил заметить еще одну закономерность. У ряда комет афелий орбиты находится немного дальше или немного ближе, чем орбита какой-либо большой планеты. Очевидно, что из-за влияния больших планет кометы постепенно меняют свою орбиту, пока она частично не синхронизируется с одной из них. Совокупность комет, орбиты которых связаны с большими планетами называют семейством данной планеты. Естественно, что у самой большой планеты солнечной системы -  Юпитера, самое большое семейство, насчитывающее порядка сотни известных комет. Под влиянием планеты-гиганта они стали двигаться а плоскости, близкой к плоскости движения планет солнечной системы. Семейства других комет на порядок беднее, да и орбиты в этих семействах находятся под самыми разными углами с плоскостью эклиптики.
   1882-1887 годы в историю наблюдения комет внесли несколько новых и интересных страниц. 17 мая 1882 года произошло солнечное затмение, полную фазу которого можно было наблюдать в северной Африке, ближнем Востоке и Китае. Во время полной фазы наблюдатели, находившиеся в Египте, увидели хвост кометы очень близко к Солнцу. Комета за время полной фазы (менее двух минут) успела заметно сместится на небе, из-за чего стало понятно, что эта комета пролетела очень близко к Солнцу. Поскольку больше эту комету никто не наблюдал, за ней закрепилось название Кометы затмения 1882 года. А чуть больше, чем через три месяца на небе была обнаружена новая яркая комета. К 16 сентября она стала настолько яркой, что была видна днем сквозь неплотные облака. Комету окрестили Большой сентябрьской кометой 1882 года. Расчет орбиты показал, что она должна пролететь очень близко к Солнцу. В результате такого тесного подлета к нашему дневному светилу комета рассыпалась на ряд фрагментов и во внешнюю часть солнечной системы полетел уже ряд обломков.

[tlgleonid]

Еще одна сходная комета, названная Большой южной кометой наблюдалась в 1887 году Собственно говоря, кометы, подлетающие близко к Солнцу наблюдались и до этого. В феврале-марте 1843 года наблюдалась очень яркая комета, хвост которой достиг 50 градусов в длину. Она также прошла на небольшом расстоянии от Солнца. А Большая комета 1680 года вообще пролетела на расстоянии в 200 тысяч километром от солнечной фотосферы. (Это меньше, чем расстояние от Земли до Луны). Однако только эти кометы побудили одного из исследователей - Генриха Крейтца заняться исследованием орбит цапающих Солнце комет. Он показал, что кометы 1843 и 1882 годов являются, по-видимому, обломками одной большой кометы. Еще двумя обломками супекометы оказались менее известная комета 1880 года и комета 1887 года. В дальнейшем эту гипотетическую комету назвали кометой Крейтца. В прочем, через несколько десятилетий об этой комете практически забыли, поскольку новых ярких околосолнечных комет не наблюдалось. Но вот, в 1963 году вновь появилась комета с орбитой, характерной для обломков кометы Крейтца. А по прошествии двух лет 18 сентября 1965 года японские любители астрономии Икея и Сэки обнаружили еще одну комету из семейства Крейтца. Этой комете было суждено стать самой яркой кометой ХХ-го века. В момент прохождения перигелия 21 октября ее было видно недалеко от Солнца на дневном небе, а блеск кометы был оценен в -17m. Из-за близкого прохождения к Солнцу комета распалась на три фрагмента.
   На этот раз исследованием эволюции кометных орбит занялся Брайан Марсден. Он обратил внимание, что все подобные кометы семейства Крейтца можно объединить по параметрам орбит в две большие группы. Кометы 1843, 1880 и 1887 годов можно отнести к первой группе, а кометы 1882, 1963 и 1965 годов ко второй группе. Общими для обеих групп является положение плоскости орбиты комет, в то время, как сами орбиты в этой плоскости несколько различны. Было высказано предположение, что какая-то очень крупная комета сначала распалась не две части, а через какое-то количество прохождений перигелия части распались на более мелкие осколки. Стало очевидно, что таких осколков может быть очень много, но из-за своих небольших размеров они не обнаруживаются. И действительно, космические аппараты для исследования Солнца SOLWIND(1979-1984) и Solar Maximum Mission (1987-1989) помогли обнаружить по десятку небольших комет каждая.
   В 1995 году в точку Лагранжа между Землей и Солнцем, где притяжение двух небесных тел уравниваются, вышел космический зонд SOHO. Благодаря этому зонду появилась возможность видеть постоянно обновляющиеся изображения Солнца в разных линиях и околосолнечное пространство. И вот уже десятки любителей начали замечать сотни небольших комет, подлетающих к Солнцу. Около 83% таких комет имеют свойства орбиты, характерные для комет семейства Крейтца. При этом все эти кометы имеют очень небольшие ядра (порядка метра) и в результате пролета около Солнца полностью испаряются.
    Ответить на вопрос "как двигаются кометы?" оказалось намного проще, чем на вопрос "Что представляют собой кометы?". Ведь если кометы находятся на таких же расстояниях, как и близкие планеты (Венера, например), то какие же у них размеры должны быть, что мы видим головы комет невооруженным глазом! Получается, что голова комет имеет размеры в сотни тысяч, а иногда и миллионы километров. Откуда берется такое количество вещества? Ведь если голова кометы сравнима по размерам с Солнцем, а масса их существенно меньше, чем у планет (в противном случае они бы серьезно возмущали кометные орбиты), значит и плотность у них ничтожна. Это подтвердили и телескопические наблюдения: через хвост и даже голову кометы видны звезды, причем без существенного ослабления. Именно на этом основании кометы заслужили названия "видимого ничто". Еще Ньютон заметил, что при таких размерах и плотностях разные части кометы будут с разной силой притягиваться к Солнцу и комета должна распасться на составляющие, которые довольно быстро заполнят околосолнечное пространство. Поскольку кометы двигаются по строго определенным орбитам, следовательно они должны иметь компактное твердое ядро. В 1687 году Ньютон предположил, что "хвост кометы есть не что иное, как тончайший пар, испускаемый головой или ядром кометы вследствие его нагревания", а Роберт Гук уточнил, что "очевидно очень легкие и тонкие частицы, подобно парам, распространяются от ядра на значительные расстояния от него в направлении к Солнцу и достигнув некоторого предела возвращаются назад и идут в сторону, противоположную Солнцу".
   Поскольку блеск комет наблюдатели оценивали даже в дотелескопическую эру (в том числе Кеплер и Гавелий), Ньютон заметил, что способность отражать свет у разных комет различна. Он даже вывел закон изменения блеска комет, опубликованный в "математических началах натуральной философии": I=H/(d^2*r*2), где H - абсолютная яркость кометы на расстоянии астрономической единицы от Солнца и от Земли, d - расстояние кометы от солнца, r - расстояние кометы от Земли, I - видимая яркость кометы. Как мы знаем, звездная величина вычисляется по формуле m=5*log(I). Эту формулу экспериментально доказывал Ольберс в 1816 году, после чего она вошла во многие астрономические книги. Только в 1888 году Берберих замечает, что формула в общем случае дает неправильные результаты. Через 6 лет после этого Голочек предлагает другую эмпирическую формулу I=H/(d^n*r*2), где n - некоторый параметр, зависящий от индивидуальных особенностей комет. При этом n в большинстве случаев оказалось существенно больше 2, а точнее ближе к 4. Связано такое поведение блеска комет с тем, что с приближением комет к Солнцу они нагреваются и извержение газов происходит заметно быстрее. Этот подход используется до сих пор, причем до перигелия и после него значения H и n различны.
   Что за газы истекают из ядер комет, из чего состоят ядра, какие у них массы и размеры долгое время оставалось неясным. Только в 1770 году, наблюдая за кометой Лекселя, которая прошла на расстоянии 2400 тысяч километров от Земли и через систему спутников Юпитера, при этом не оказала на них никакого воздействия, стало понятно, что массы комет очень малы, по крайней мере они не составляют и десятитысячной доли массы Земли. 18 мая 1910 года комета Галлея проходила перед диском Солнца. Антониади наблюдал это прохождение на Медонской обсерватории в 83-сантиметровый телескоп, но ядра не различил. Следовательно размер ядра не может превышать 5 км.
   Впервые пролил свет на вещество, которое истекает из ядра кометы итальянский астроном Донати. Он распознал в спектре кометы 1864 года голубую (473.7нм), зеленую(516.5) и желтую (563.5) линии излучения молекулярного углерода. Эти линии называют еще линиями Свана по имени ученого исследовавшего их. Наиболее яркой из них у большинства комет оказалась зеленая линия Свана. Именно благодаря ней многие кометы на цветных снимках выглядят зелеными. Наблюдая спектр Большой кометы 1881 года Хеггинс заметил еще несколько ярких линий с длинами волн 388.3 и 421.6 нанометров. Эти линии принадлежат молекулярным переходам очень ядовитого газа циана (CN). Любопытно, что эти линии при приближении кометы к Солнцу появляются в спектре первыми. Если комета приближается к Солнцу ближе, чем на 2 астрономические единицы, в ее спектре стают заметными еще и линии NH2 (557.5-753.4нм). Еще ближе к Солнцу преобладающими становятся именно линии Свана. Интересно, что у комет, которые приближаются к Солнцу ближе, чем Венера, появляются линии дублета натрия (589 и 589.6нм). А у комет Крейтца и им подобным в спектре обнаружились и многочисленные линии металлов. Наблюдаются в спектре комет также линии молекул метана, запрещенные линии кислорода, серы и другие.
   В 1910 году Европу охватил ужас перед возвращающейся кометой Галлея. В отличие от средневековой Европы уже мало кто верил в комету, как предвестницу различных бед. Однако информация о том, что в хвосте кометы очень много смертельно ядовитого газа циана вызвало тревогу. Ведь Земле предстояло пройти через хвост кометы. Была даже выпущена открытка с изображением кометы, убивающей хвостом Землю. Тем не менее, все благополучно обошлось, Земля даже не заметила хвоста кометы. Настолько разреженным оказалось ее вещество.
   Дальнейшие наблюдения за кометами показали, что каждая комета имеет в чем-то свои, уникальные характеристики. Долгопериодические или с параболическими орбитами кометы демонстрировали высокую яркость, развернутые хвосты и заметную кому. У короткопериодических комет хвосты сравнительно малы, а кома имеем не очень большие размеры. Советский астроном Всехсвятский провел анализ наблюдений короткопериодической кометы Энке и пришел к выводу, что кометы постепенно деградируют.
   Не смотря на слегка поднятую завесу над природой комет, многое в их природе оставалось загадкой. Вот почему было желательно запустить к комете исследовательский зонд. Но к какой комете его запустить? Новые яркие кометы появляются внезапно, подготовить миссию к ним в короткие сроки нереально. Короткопериодические кометы уже растеряли в основном свое вещество и не так интересны. Вот почему выбор пал именно на комету Галлея.   
   В результате пролета зондов Вега-1, Вега-2, Джотто выяснилось, что ядро кометы Галлея очень мало, но все-таки больше, чем предположил Антониади. По своей форме оно напоминает картофелину с вытянутостью 15 км и поперечником 7-8 км. На снимках прослеживается сложный характер поверхности ядра с различными выпуклостями, впадинами, хребтами. Сфотографирован был даже один кратер.  Исходя из характера отклонения движения аппаратов оказалось возможным оценить массу ядра, что позволило сделать вывод о сложном строении этого ядра. Вероятно, оно сложено из каменистых обломков, соединенных ледяной массой, так называемых "грязных снежков". При приближении к Солнцу замерзшие газы частично испаряются и вместе с содержащейся в ней пылью разлетаются во все стороны, образуя собой нечто вроде атмосферы - гигантской комы. Если пыль только рассеивает солнечный свет, то газы его переизлучают в узких спектральных линиях. Каждую секунду  комета выбрасывала около 45 тонн газа и 8 тонн пыли. При этом ионизированный газ взаимодействуя с заряженными частицами солнечного ветра улетает далеко от Солнца. Пыль же продолжает двигаться по своей, слегка отличной от кометной, траектории. По данным аппаратов Вега, среди всех испускаемых кометой газов 4/5 приходится на водяной пар, а еще 17% - на угарный газ и почти 3% на углекислый газ. Остальные газы в сумме составляют менее процента! Пылевые частицы состоят из соединений кремния, а также других соединений с углеродом, кислородом, азотом и водородом.
   Мисия к комете Галлея стала первой, но отнюдь не последней. 24 октября 1998 года к комете Борелли (19P/Borrelly) был отправлен зонд Deep Space 1. Этот зонд был уже зондом нового поколения с ионным двигателем, автономной системой навигации, миниатюрной системой дальней связи и высокоэффективные солнечные батареи. Аппарат полетел достаточно близко к астероиду Бройлю и к упомянутой выше комете. Совершить очень близкий пролет от ядра кометы зонду помогло довольно хорошее знание орбиты кометы, ведь она была открыта французом А. Борелли еще в 1904 году. Помимо этого, аппарат смог существенно ближе подлететь к ядру благодаря системе навигации и оперативному маневрированию. Выяснилось, что ядро кометы имеет сильно вытянутую форму, состоящую как бы из двух частей, соединенных сравнительно узкой талией. Поперечник этих частей составляет 3-4 километра, в то время как вытянутость "осы" составляет 8 километров. На снимке видно обширные угольно-темные участки и светлые пятна и полосы, подтверждая репутацию комет, как груды камней, склеенных ярким льдом.
   Исследование комет были продолжены при помощи миссии "Stardust", что в переводе означает "Звездная пыль". В этот раз была поставлена более амбициозная цель - не только пролететь возле кометы, а еще и захватить кометное вещество и доставить его для исследований на Землю. Поскольку относительные скорости движения частиц по отношению к аппарату достаточно высоки, 132 ячейки для захвата кометного вещества с его торможением были заполнены силиконовым аэрогелем. У этого материала очень низкая плотность и частицы даже сложных органических молекул могут тормозиться без разрушения. Расчетная траектория аппарата была довольно сложной, поэтому она только после ряда коррекций 5 января 2004 года она прошла через хвост кометы Вильда-2 на расстоянии в 750 километров от ядра и захватила, как позже выяснилось, порядка 30 пылевых частиц. При очередном пролете около Земли от аппарата была отделена капсула, которая совершила жесткую посадку 15 января 2006 года. Не смотря на жесткость посадки капсулы уцелели и были исследованы. В пылинках были найдены алюминий, никель, марганец, медь, хром, магний и железо, причем у железа был обнаружен редкий и сравнительно маложивущий изотоп железа-60. Главная проблема исследований - найти на огромных снимках очень маленькие пылинки. NASA даже обратилась к любителям за помощью.
   12 января 2005 года вновь была запущена космическая миссия к комете. На этот раз более совершенный зонд Deep Impact был отправлен к комете 9P/Tempel 1. Это короткопериодическая комета с периодом обращения вокруг Солнца в 5 с половиной лет. Она была открыта 3 апреля 1867 года французом Эрнстом Темпелем и с тех пор постоянно наблюдается. За это время из-за сближений с Юпитером, период ее вращения вокруг Солнца сократился почти на полтора месяца. 4 июля 2005 года Deep Impact сбросил в сторону кометы 370-килограмовый снаряд с относительной скоростью более 10 километров в секунду. В результате "бомбардировки кометы" с ее поверхности выделилось порядка 10 тон частиц пыли и сравнительно небольшое количество воды. С Земли и с космического аппарата проводились исследования такого воздействия. 4 ноября 2010 года зонд Deep Impact пролетел на расстоянии всего в 700 километров от еще одной кометы Hartley 2 или по современному обозначению 103P/Hartley. Это короткопериодическая комета с периодом вращения вокруг Солнца в 6 с половиной лет имеет довольно интересную судьбу. Ее открыл английский астроном Малкольм Хартли 15 марта 1986 года. Первоначально ее считали двигающейся по параболической орбите, однако вскоре было выяснено Грином и Марсденом, что комета двигается не только по эллиптической орбите, а еще очень короткопериодическая и пролетела очень близко от Земли. Причина того, что ее не обнаружили раньше связана с тем, что до 1982 года она двигалась по совсем другой орбите, но близкий пролет около Юпитера ее заставил изменить свой путь на тот, который и наблюдался. Комета должна была вернуться вновь в 1991 году, но по рассчитанным данным ее найти не удалось. Зато ее случайно обнаружил в немного другой части неба Тимур Крячко - известный российский любитель астрономии. Комета достигла 8 звездной величины и была доступна любителям, которые смогли о ней узнать. Если возвращение кометы в 1998 еще можно было наблюдать любительскими средствами, то в 2004 году ее возвращение к Солнцу оказалось крайне неблагоприятным. 20 октября 2010 году комета пролетела на расстоянии всего в 18 миллионов километров от Земли, что позволило увидеть ее невооруженным глазом, а 4 ноября она уже, как писалось выше, была сфотографирована с близкого расстояния, в результате чего у кометы обнаружено очень небольшое ядро с диаметром чуть больше километра.
   Не осталась без работы и сама станция "Stardust". Она была направлена к комете Темпель-1 и ожидается, что 14 февраля 2011 года она передаст снимки того, как выглядит после бомбардировки комета 9P/Tempel 1.
   Европейское космическое агентство также включилось в космические исследования комет. Этим агентством был создан зонд "Розетта" со спускаемым модулем "Philae lander". Такое название выбрано не случайно. Древнеегипетскую письменность удалось расшифровать благодаря найденному на острове Фили (в английском написании Philae) среди реки Нил особому розетскому камню, на котором была одна и таже надпись высечена на нескольких языках, в том числе и с помощью древнеегипетских иероглифов. Предполагалось, что зонд подлетит к комете, а спускаемый аппарат совершит на нее мягкую посадку и будет исследовать комету в процессе ее приближения к Солнцу. Первоначально в качестве цели выбор пал на комету Виртанена, но из-за того, что двигатель на ракетоносителе не заработал, старт был отложен. После этого, новой целью была выбрана комета 67Р/Чурюмова-Герасименко. Эта комета была открыта известным украинским ученым, членом-корреспондентом академии наук Украины Климом Ивановичем Чурюмовым и Светланой Герасименко. 2 марта произошел успешный старт и зонд отправился в путь, что бы 2014 году встретится с кометой. До этого он совершил три гравитационных маневра у Земли и один возле Марса. Помимо этого, зонд пролетел возле астероидов Штейнс и Лютеция.

[tlgleonid]

   Естественно, что кометы изучаются не только при помощи космических аппаратов, но и с Земли. Благодаря этим многочисленным наблюдениям хорошо известно, что комета состоит из ядра и туманной округлой оболочки, состоящей из газов и пылинок и называемой комой. При приближении к Солнцу большинство комет выбрасывает такое количество газа, что становится заметен хвост. Несмотря на чрезвычайную разреженность вещества хвоста из-за его колоссальных размеров он все-таки заметен.
   Хвосты у комет бывают очень разными, а нередко наблюдается и несколько хвостов. Еще в 19-ом веке русский астроном Федер Бредихин выделил три типа хвостов: длинный и прямой, широкий и скривленный и короткий в направлении в сторону от линии Солнце-комета.
   В настоящее время выделяют 5 разных типов хвостов:
1 тип - так называемые "ионные" хвосты, состоящие из частичек газа или плазмы. Эти частицы под действием заряженных частиц солнечного ветра улетают в направлении от Солнца. Соответственно такие хвосты имеют прямолинейную форму и направлены в сторону, противоположную направлению от кометы к Солнцу. На фотографиях такие хвосты имеют голубоватый оттенок, вызванный флюоресценцией света. Обычно такие хвосты неоднородны и состоят из небольших струй или лучей либо имеют спиральную структуру.
2 тип - однородные пылевые хвосты, состоящие из частиц пыли, практически равномерно вылетающей из ядра кометы. Поскольку пылевые частицы слабо взаимодействуют с солнечным ветром, они продолжат двигаться по траектории движения кометы. Из-за этого, такие пылевые хвосты достаточно широкие  и заметно изогнутые "как лезвие сабли". На цветных фотографиях у этих хвостов проявляется желтый оттенок. Направление пылевого и ионного хвостов заметно отличаются.
3 тип -  неоднородные пылевые хвосты, образованные взрывными выбросами частиц пыли. Соответственно, хвосты очень короткие и неширокие, направлены вдоль орбиты кометы. Как и хвосты второго типа, эти хвосты имеют на цветных фотографиях желтоватый оттенок.
4 тип - аномальные хвосты, вытянутые по направлению к Солнцу. Эти хвосты также состоят из пылинок, только гораздо более крупных, чем пылинки в хвостах 2-го и 3-го типов.
5 тип - оторвавшиеся плазменные хвосты. Как и хвосты 1-го типа направлены в направлении, противоположному направлению на Солнце.

[tlgleonid]

   Ядра комет достаточно компактны и их диаметры равны, как правило, от нескольких километров у ординарных комет, до сотни километров, при этом состоят из каменистых обломков, пыли и замерзшего газа. С каждым приближением к Солнцу существенная часть газа навсегда улетучивается из ядра кометы и в связи с этим, с каждым следующим появлением комета становится все слабее. Ядра комет вращаются вокруг своей оси с периодами, порядка нескольких десятков часов. Ядро комет слишком мало, что бы его разглядеть. Наблюдатель видит лишь кому - голову кометы. Из-за линий Свана голова кометы на фотографиях имеет характерный зеленоватый оттенок. Глазом же никаких цветов у комет не различить. Именно поэтому, до изобретения фотографии о зеленом оттенке комы никто не догадывался. Если верить Ф. Араго, Гершель у одной кометы видел красноватый оттенок комы.
   Если, несмотря на некоторые неясности, состав и строение комет более менее ясны, то их происхождение остается полной загадкой. Исходя из очень сильной вытянутости орбит большинства комет Оортом было сделано предположение, что во внешних областях солнечной системы находится огромных резервуар кометных ядер (облако Оорта). По некоторым оценкам это облако находится в области от 3000 до 160000 астрономических единиц и в нем находится от тысячи до десяти тысяч миллиардов тел, которые под воздействием соседних звезд попадают во внутренние области Солнечной системы, где и становятся кометами. Юпитер и другие крупные планеты захватывают кометы, делая их короткопериодическими. По некоторым предположениям, далеко за орбитой Плутона есть еще несколько крупных планет, которые также серьезно могут влиять на кометные орбиты.
   Каждый начинающий любитель астрономии мечтает увидеть комету. Яркие, с хорошо видимыми хвостами кометы появляются на небе в среднем раз в десять лет. В среднем, раз в два года одна из комет достигает такого блеска, что видна невооруженным глазом в виде туманной звезды 4-5 зв. величины. Но уже в 150-мм телескоп у таких комет хорошо видно хвост и другие элементы. Более слабые кометы можно наблюдать чаще. Так, каждый год несколько комет достигают 7-8 звездной величины и могут наблюдаться в виде туманного пятна уже в небольшой телескоп. С ростом апертуры эти кометы также представляют собой интересное зрелище. Кометы 9-10 звездной величины наблюдается до 4-5 в год. Для наблюдения таких комет нужно использовать телескоп с объективом 130-150 мм. Как правило, на небе почти всегда присутствует одна комета с блеском ярче 12 звездной величины, то есть наблюдатель комет с 200-250мм телескопом почти всегда будет иметь объект для наблюдений. А наблюдателю с 400мм телескоп доступно уже несколько комет в течение ночи. Следует учитывать, что конкретному телескопу сильно сконденсированные кометы доступны где-то на 0.5-1 звездную величину ярче, чем предельная звездная величина для данного инструмента, а сильно диффузные кометы могут быть замечены лишь тогда, когда их блеск на 2 звездные величины превышает блеск предельных звезд.
   Естественно, что комета Галлея в свое появление в 1986 году небыла последней яркой кометой. Например, конец ХХ века ознаменовался двумя очень яркими и необычными кометами. Началось все с того, что 31 января 1996 года японский астроном Юджи Хиакутаке обнаружил новую комету, которой предстояло пройти 26 марта на расстоянии в 15 миллионов километров от Земли. Комета в рекордно быстрые сроки разгорелась до нулевой звездной величины, а ее хвост в момент сближения "вырос" на половину неба. Поскольку интернет в то время был еще не очень сильно развит, а периодические журналы (Звездочет) не успели оповестить любителей о яркой комете, то большинство любителей астрономии увидели комету совершенно случайно.
   Совсем по другому обстояли дела с другой яркой кометой, обнаруженной любителями астрономии Хейлом и Боппом в виде туманного пятнышка 10 величины еще в 1995 году. Эта комета должна была пройти на очень большом расстоянии от Земли - 196 миллионов километров. Но это оказалась поистине исполинская комета. Ее ядро по массе где-то в 100 раз массивнее ядра кометы Галлея и эта комета была прекрасно видна в северном полушарии с февраля 1997 года на протяжении многих месяцев, а блеск достиг отрицательных значений. Конечно же, очень многие любители астрономии смогли ее пронаблюдать.
   В 2002 году любители астрономии наблюдали довольно яркую комету 155P/ Икэя-Чанга. Во второй половине марта она разгорелась ярче 4 звездной величины и была видна на уже темно-синем вечернем небе в западной части небосклона невооруженным глазом в виде размытой звездочки. В бинокль же, был заметен хвост длинной до нескольких градусов, а при помощи телескопа можно было рассмотреть и яркую околоядерную часть. Только к концу мая она стала слабее 6 звездной величины.
   В январе 2005 года любители наблюдали еще одну яркую комету, которую можно было видеть невооруженным глазом, ведь ее блеск достиг 3.4 звездной величины. Это комета С/2004 Q2 (Мачхольца). Дональд Мачхольц, открывший комету 27 августа 2004 года смог доказать, что человеческий глаз еще в состоянии тягаться с автоматизированными станциями. Эта довольно яркая комета могла бы быть еще ярче, если бы она оказалась ближе к Земле. Но увы, минимальное расстояние между нами и кометой составило 51 миллион километров. Зато эту комету можно было наблюдать в любительский телескоп еще больше года.
   Очень интересное небесное шоу ожидало любителей астрономии в мае 2006 года, когда рядом с нашей планетой пронеслись остатки кометы Швассмана-Вахмана. Открыта эта комета была 2 мая 1930 года на Гамбургской обсерватории в Германии Арнольдом Швассманом и Артуром Вахманом. Комета была обнаружена в виде диффузного объекта 9,5 звездной величины на фотографической пластинке при поиске астероидов. Благодаря тому, что изображение этой кометы обнаружились на фотопластинках, полученных 27 и 29 апреля, удалось вычислить орбиту кометы. Комета приближалась к Солнцу и Земле, и очень быстро набирала яркость. 31 мая она прошла от нашей планеты на ничтожном по космическим меркам расстоянии в 7,6 млн.км. от нашей планеты. При этом комета стала видима невооруженным глазом. Сейчас этой периодической комете присвоено название 73P/Швассмана-Вахмана3.
   Как известно, кометы могут порождать метеорные потоки. И действительно японский наблюдатель Канам Накамура увидел в ночь на 21 мая около 100 метеоров за 25 минут. В последующие несколько дней активность потока заметно снизилась, что бы вновь возрасти 9 июня до 59 метеоров в течение часа. Радиант потока постепенно смещался, имея прямое восхождение около 14-15 часов и склонение от 30 до 50 градусов. Название свое поток получил по обозначению одной из звезд этой области неба - тау-Геркулиды.
   К сожалению, после такого эффектного появления комета оказалась потерянной. Отчасти это было вызвано ее низкой относительной яркостью, которая у всех короткопериодических комет невелика, да к тому же, как показали более поздние расчеты, в 1953 году она несколько поменяла орбиту, пройдя всего в 135 млн. километров от гиганта Юпитера, в результате чего ее орбита изменилась и комета перестала проходить вблизи нашей планеты. В 1973 году советские астрономы Беляев и Шапорев провели более детальный расчет и выяснили, что в 1965 году комета должна была пройти на еще более близком расстоянии от Юпитера (всего 38 млн. километров) и ее вновь можно будет увидеть в окрестностях Земли в 1979 году. И действительно, 13 августа 1979 года австралийские астрономы Д. Джонсон и М. Бухагер, работающие на Пертской обсерватории, обнаружили эту комету на фотопластинке. В скорости была рассчитана орбита этой переоткрытой кометы и она практически совпала с расчетной. В следующее свое появление через 5 лет и 4 месяца, комета двигалась настолько неудобно по отношению к Земле, что ее так и не удалось обнаружить. Но в 1990 комета была обнаружена вновь и двигалась она по той же орбите.
      В свое следующее появление в 1995 году комета вновь преподнесла сюрприз. Ее обнаружили в виде диффузного объекта 12,9m еще 19 августа. Однако поведение кометы оказалось необычным. Наблюдения на радиотелескопе обнаружили 8 сентября заметное увеличение излучения в линии ОH. К 13 сентября излучение увеличилось. К 17-му, блеск кометы достиг 8,3m, несмотря на то, что комета находилась еще довольно далеко. Такая яркость более или менее поддерживалась до начала октября, а затем скачком увеличилась  до 6 звездной величины, из-за чего комета была видна в бинокль как слегка туманная звезда. После этого блеск кометы резко упал, что бы 22 октября вновь вырасти до 6,3 звездной величины. Комета оставалась яркой, хотя перемещалась далеко от Солнца и Земли. Ее блеск колебался между 7,5m и 8m в конце ноября и слегка уменьшился в начале декабря. В это же время обнаружилось, что в пределах комы кометы движется уже три ядра. В скорости было обнаружено еще два небольших ядрышка. Выяснилась еще одна любопытная деталь. Траектория движения кометы 7P/ Понса - Виннеке очень напоминает траекторию движения кометы 73P/ Швассмана - Вахмана 3. По-видимому, эти две кометы в прошлом составляли единое целое. А сейчас и комета Швассмана - Вахмана разваливается на новые кометы, попутно выбрасывая много метеорной пыли. В связи с этим после каждого визита этой кометы усаливаются метеорные потоки тау Геркулид и альфа Боотид. Но поскольку радиант на небе слишком большой, то специалисты предпочитают говорить о Швассманавахмидах. Особенно интересным будет этот поток 31 мая 2022 года, когда Земля столкнется с остатками метеорной пыли, вызванной распадом кометы в 1995 году.
   В следующее появление в 2001 году комета была похожа уже не на комету, а на целый кометный поезд, где друг за другом следовали постепенно расходящиеся обломки. И вот, в 2006 году снова ожидалось появление этой кометы. При этом она должна была пройти на минимальном от Земли расстоянии со времен своего открытия. Ближе всех пролетел обломок Е - на расстоянии в 7.5 млн. километров. К сожалению, он обладал низким блеском Чуть дальше пролетел обломок В - на расстоянии 7.7 млн километров. Минимальное расстояние между Землей и обломком С оказалось 11.3 млн. километров. Всего же было зафиксировано 71 отдельное ядро. Самые яркие обломки имели блеск 6-8 звездной величины и в средний любительский телескоп можно было видеть их хвосты.
   7 августа 2006 года Роберт МакНот открыл комету, получившую обозначение C/2006P1. Эта комета, приближаясь к своему перигелию 12 января 2007 года необычайно разгорелась и была прекрасно видна в начале января недалеко от Солнца сразу после его захода на фоне зари, достигнув блеска -7m. При этом был виден хвост кометы. Таким образом эта комета стала ярчайшей за последние 40 лет. К сожалению орбита у кометы гиперболическая и она больше никогда не вернется к Солнцу.
   Строго говоря, мир комет непредсказуем. Скромная комета 17P/Holmes (Холмса), имевшая блеск 16m и наблюдавшаяся только профессионалами, 24 октября 2007 года резко вспыхнула и достигла в блеск практически 2 звездной величины. Не смотря на почти полную Луну, комета была видна невооруженным глазом, как туманная звездочка. Таким образом, ее блеск увеличился в результате какого-то взрывного процесса более, чем в миллион раз. Буквально на глазах размер кометы увеличивался, а в области ядра наблюдалось несколько компонент. Постепенно голова кометы выросла до размеров, сравнимых с видимыми размерами Луны.
   11 июля 2007 года на тайваньской обсерватории Лулинь 19-ти летний астроном Цюаньчжи обнаружил интересную комету, которую наблюдали многие любители астрономии в 2009 году, поскольку комета достигла в феврале 5-ой звездной величины. Эта комета оказалась необычной, поскольку потеряла свой хвост. Кроме того у нее наблюдалось два хвоста: один как у всех комет, направленный в противоположную от Солнца сторону, а второй - пылевой антихвост.

[tlgleonid]

   Описывая кометы, мы не раз встречали названия типа 17P/Holmes или С/2004 Q2 Мачхольца. Что же обозначают эти названия? Думаю, понятно, что после цифробуквенного обозначения стоит фамилия первооткрывателя. Как правило, это фамилии до трех наблюдателей, которые первыми сообщили об обнаружении комет, причем независимо друг от друга. Однако в наше время, когда кометы в своем большинстве открываются еще далеко на подлете к внутренней части солнечной системы при помощи автоматизированных станций и которые обслуживает большое количество людей, их принято называть по названию этой станции, например LINEAR или NEAT. Как было уже сказано, кометы Галлея, Энке и Биэлы были названы по именам людей, доказавших их периодичность. Наконец некоторые яркие кометы, которые были обнаружены сразу большим количеством людей, получали названия в зависимости от яркости, особенностей, года, а иногда и месяца обнаружения, например: "дневная комета 1910 года" или "большая сентябрьская комета 1882 года". Известны случаи, когда определенная группа людей открывала несколько комет. Так Шумейер и Леви открыли совместно 9 периодических комет. В связи с этим после фамилий авторов ставился порядковый номер кометы, например Шумейкеров-Леви-2. 
   В обозначении кометы обычно указывается префиксный индекс, указывающий на характеристику ее орбиты. Так "P" - означает короткопериодическую комету (по современным критериям это значит, что период обращения вокруг Солнца менее 200 лет или если она наблюдалась минимум в двух возвращениях), "С" - долгопериодическая комета, которая движется по очень вытянутой орбите, "Х" - комета с неизвестной орбитой, "D" - потерянные или развалившиеся кометы, "А" - объекты, которые оказались не кометами. Если комета периодическая, перед буквой "Р" ставят ее порядковый номер. Так номер 1 принадлежит комете Галлея. После буквы, если комета не периодическая, ставят год ее открытия, а затем букву полумесяца. Кометы, открытые с 1 по 15 января имеют индекс "а", с 16 по 31 января - "b", с 1 по 15 февраля - "с" и т.д. после буквы полумесяца указывают порядковый номер кометы, открытой в этом месяце. Например, если в начале марта 2013 года откроют 3 долгопериодические кометы, то третья получит обозначения C/2013 E3.
   В старой литературе (до 1994 года) можно встретить другую систему нумерации комет. При открытии комете ставили в качестве индекса номер года, а потом последовательно в алфавитном порядке присваивали буквы. Например 1974f означает шестую, открытую в 1974 комету. Это было временное обозначение. После прохождения перигелия и вычисления орбиты комете давали постоянное обозначение в виде года прохождения перигелия и римской цифре, означавшей порядковый номер прохождения кометой перигелия в данном году. Например, 1966III означает, что комета прошла перигелий в 1966 году и была третей по счету из прошедших перигелий в том же году.
   Новая яркая и интересная кометы может появиться в любой момент. В сети есть ряд специализированных сайтов, посвященных кометам. Начинающим любителям я бы рекомендовал обратиться к сайту http://www.aerith.net , где постоянно обновляется информация о видимости комет в настоящее время и о кометах, появление которых ожидается в скором будущем. А на интернет-страничке http://minorplanetcenter.org/iau/Ephemerides/Comets/index.html можно скачать эфемериды комет для большинства программ-планетариев.
   Увидеть комету, полюбоваться ее хвостом, проследить за ее движением среди звезд всегда интересно. Но для того, что бы наблюдения приобрели практическую ценность, важно во время наблюдений как-то охарактеризовать комету. Все наблюдения комет оцениваются при помощи характеристик трех различных типов. Это астрометрия (определение координат кометы на небе), фотометрия (оценка интегрального блеска кометы или ее частей) и структура (диаметр комы, распределения яркости в ней, длины и типы хвостов, спектральные характеристики).
   Провести фотометрию кометы значительно проще, чем ее астрометрию. Каждый наблюдатель комет должен уметь оценивать блеск кометы. Без этого невозможно сказать, ярче стала комета или слабее за последнюю неделю. При этом оценки сейчас встречаются как визуальные, так и фотографические. Естественно, что у слабых комет блеск оценивают только по ПЗС-снимкам. Но у достаточно ярких комет, которые можно наблюдать глазом, визуальные оценки до сих пор играют весьма важную роль. Причин этому много. Одной из основных является накопленное огромное число таких оценок не за одно столетие. К тому же часто кометы имеют длительные периоды обращения вокруг Солнца и за год наблюдается их не так уж и много. Поэтому, сравнивать блеск новых комет со старыми или блеск комет в новом появлении с прежними значениями можно только путем сравнения визуальных оценок. Еще одна причина связана с тем, что спектр излучения комет состоит из ряда ярких эмиссионных линий. При этом небольшие отклонения в спектральной чувствительности приемника могут приводить к существенно разному вкладу в общий блеск некоторых ярких линий и, как результат, к совершенно иным оценкам блеска. У людей же спектральная чувствительность глаза практически одинакова. Но самая большая сложность связана с достаточно большими угловыми размерами слабого гало головы кометы. Часто глаз способен проследить его на большей площади благодаря огромному динамическому диапазону. Динамический диапазон ПЗС матриц ограничен, и желая "неперепалить" центральную часть кометы, наблюдатель вынужденно теряет периферию. По этому, фотографические оценки нередко дают заниженное значение.
   Главная трудность при визуальных оценках заключается в том, что кометы имеют заметные угловые размеры в отличие от точечных звезд. По этому, приходится искать методы, при которых появляется возможность оценить общий поток света, идущий от комет. Наверно каждого любителя посещала мысль, что бы сравнивать яркость кометы с теми или иными туманностями, скоплениями или галактиками. Однако характер распределения яркости в таких объектах совсем иной, да и оценки блеска имеют слишком большую погрешность. В связи с этим такой способ оценки блеска никакой научной ценности не представляет. Сравнивать блеск кометы нужно только со звездами.
   Если изображение звезды расфокусировать, мы увидим круглый туманный диск с дифракционными полосами. Если добиться того, что бы размер расфокусированной звезды достиг такой же величины, как и голова кометы, когда она в фокусе, можно попытаться их сравнить. На этом основан метод Сидгвика. Наблюдателю нужно сначала внимательно рассмотреть комету, когда та находится в фокусе, и постараться запомнить ее среднюю яркость и размеры. После этого, нужно постепенно расфокусировать изображение до тех пор, пока размеры дисков внефокальных изображений звезд не совпадут с запомненным диаметром головы изображения кометы в фокусе. После этого сравнивается яркость изображений опорных звезд с запомненной яркостью головы кометы. Естественно, что скорее всего найдется одна звезда более яркая, чем комета, а вторая менее яркая. В этом случае, как и для звезд, применяют метод Нейланда-Блажко. Весь интервал между звездами сравнения делят на различаемые степени, получая n (n - некоторое число) степеней. Затем оценивают, на сколько степеней комета ярче более слабой звезды или слабее более яркой. Затем по полученным данным находят блеск кометы. Например, если звезды сравнения имеют блеск 8m и 9.2m и удается выделить 6 степеней, то одна степень составляет (9.2-8)/6=0.2m. Если комета ярче более слабой звезды на 2 степени, то есть на 0.4m, то ее блеск составляет 8.8m. Если имеется более двух звезд, удобных для применения метода, то для разных пар находят значения блеска, а потом полученные значения усредняют. Метод Сидгвика - довольно неплохой, хотя и требует определенной тренировки, поскольку нужно уметь сравнивать яркость кометы в фокусе и расфокусированных звезд. Из-за этого, данный метод рекомендуют опытным наблюдателям. Помимо прочего, для правильной оценки блеска нужно еще и правильно выбирать телескоп. Диаметр объектива должен быть таким, что бы комета была видна близко к пределу.
   Начинающим больше подойдет метод Бахарева-Бобровникова-Всехсвятского. Этот метод основан на сравнении расфокусированных изображений звезд и кометы. Для этого комету и звезды сравнения плавно расфокусируют до тех пор, пока размеры кометы и звезды не станут примерно равны. Затем вышеописанным методом сравнивают яркость пятна кометы с яркостью опорных звезд. При этом яркость кометы нужно как бы мысленно размазывать, что бы ее можно было сравнивать. Более опытные наблюдатели предпочитают использовать более сложный, но и более результативный метод Морииса. Для применения этого метода изображение комы кометы расфокусируется до такой степени, что бы поверхностная яркость ее стала почти постоянной. Наблюдатель должен запомнить полученную яркость и размеры. Затем нужно расфокусировать звезды сравнения, добиваясь, что бы их видимые диски достигли запомненных размеров головы кометы. Теперь нужно сравнить яркость этих дисков с яркостью запомненного диска головы кометы методом Нейланда-Блажко.
   Естественно, что для оценок звездной величины нужно иметь точно определенные оценки блеска опорных звезд. На сегодняшний день таковыми являются звезды каталога Tycho-2. Этот каталог достаточно полон для звезд до 12 звездной величины. Блеск более слабых звезд в других каталогах определен с заметной ошибкой и требуется некоторая редукция. В этом случае нужно стремиться к выбору белых или бело-голубых звезд с низким значением показателя цвета.
   Не смотря на ценность визуальных оценок блеска, все чаще, особенно для слабых комет блеск определяют при помощи фотографических методов. Самой сложной проблемой при оценке блеска комет при помощи ПЗС-снимков является корректный учет фона неба, с которым сливается свет периферии комы кометы. Высокие требования также выдвигаются к учету темнового тока матрицы, виньетирования и учета собственного шума матрицы. В связи с этим очень важно получать помимо снимка кометы сразу же и серии необходимых калибровочных кадров. При калибровке снимков важно пользоваться хорошо проверенным софтом, который создавался в первую очередь для обработки научных, а не художественных снимков. Сейчас такого программного обеспечения немало: MaximDL, AstroArt, Iris, IzmCCD, Audela, IRAF. К слову, пакет IRAF до сих пор является наилучшим среди бесплатных пакетов, позволяющий корректно обрабатывать снимки комет.
   При работе с программным обеспечением возникает желание получить простой инструмент типа "нажал кнопку, получил результат". Увы, с кометами так не получается. Причин тут множество. Одной из основных является большой динамический диапазон яркости кометы. Если АЦП ПЗС-матрицы имеет 16 бит, значит матрица может выделять 65536 градаций ярости. Поверхностная яркость комет, особенно ярких, может меняться в миллион и более раз. Но даже если блеск кометы укладывается в динамический диапазон матрицы, есть проблема поиска края области комы кометы. Для решения этой проблемы в свое время был создан пакет ESO-MIDAS, позволяющий грамотно проводить поверхностную фотометрию под операционной системой Linux. Нужно также хорошо понимать, что ряд популярных программ для обработки изображений ориентированы на фотометрию точечных объектов, в частности звезд и астероидов, а не для протяженных объектов. Измеряя интегральный блеск комет, нужно уметь исключать блеск звезд, которые проецируются на общий фон кометы.
   Нужно помнить, что спектр комет сильно не похож на спектр звезд. Да и соотношение количества пыли и разных газов индивидуально для каждой конкретной кометы в каждый конкретный день наблюдений. Конечно, очень многие наблюдатели используют стандартную фотометрическую систему UBVRI и в первую очередь фильтр V, но нередко фотометрия комет осуществляется при помощи узкополосных фильтров в линиях 387, 406 и 512 нанометров. К сожалению, часть любителей лишена возможности использовать такие фильтры в виду их недоступности, а целый ряд комет с применением фильтров становятся недоступными. Наверно лучше все-таки получить хоть какой-то результат без фильтра, чем никакого с фильтром. К тому же, значения, полученные на одну и ту же матрицу с одним и тем же оборудованием можно сравнивать. Кстати, блеск комет с фотометрическими фильтрами и без них часто отличается не более, чем на несколько десятых звездной величины. На практике же получить оценки блеска довольно трудно. Звезды имеют разные спектры и провести редукцию их звездных величин с данными для кометы представляет серьезную научную задачу. Что бы значения были сравнимы, в качестве опорных нужно выбирать звезды определенного спектрального класса.
   Конечно, что бы получить максимально достоверное значения блеска кометы, нужно максимально снизить соотношение сигнал/шум. Для этого ПЗС-матрицы охлаждают, а также делают серию снимков кометы, а потом складывают по изображению кометы.
   Если интегральный блеск кометы может быть получен и при помощи глаза, ПЗС наблюдения позволяют построить кривую падения блеска от расстояния до ядра, а также проследить изменение этой кривой в зависимости от направления и оценить степень несимметричности комы.
   Если фотометрия комет с помощью глаза является довольно объективной, то астрометрию, а иначе говоря измерение положение кометы на небесной сфере, проводят в первую очередь при помощи ПЗС-наблюдений. Нужно помнить, что точная фотометрия и точная астрометрия одновременно невозможны. Если мы хотим измерять интегральный блеск кометы, мы должны делать выдержку как можно больше, что бы проявились слабые периферийные области кометы. Для астрометрии же они будут помехой и выдержка требуется такая, что бы проявилась только самая яркая часть ядра. Да и в этом случае возможна проблема. В голове кометы присутствуют различные джеты, выбросы, а центр масс центральной части комы далеко не всегда совпадает с ядром кометы. Именно из-за этого несовпадения, орбиты комет определяются с меньшей точностью, требуется заметно больший период для выяснения ее траектории. Нередки случаи, когда в популярных изданиях печатаются карты движения ярких комет, а в реальности путь кометы оказывается смещен на несколько градусов! Такой же подвох может ждать любителя, когда он ищет комету по поисковым картам, полученных при помощи программного обеспечения, использующего немного устаревшую информацию. Перед построением трека кометы нужно обновить базу данных комет.
   Наиболее сложно исследовать изменения структуры комет. Ее можно охарактеризовать большим числом параметров. К ним относятся: диаметр комы, степень диффузности, неоднородность комы, наличие джетов, фонтанов и т.п., длина хвоста, угол раствора хвоста, позиционный угол хвоста и другие.
   Диаметр комы - проще всего измеряется при помощи ПЗС-снимков с большой выдержкой, на которых ядро может быть сколь угодно сильно пересвечено. Краем комы можно считать область, где фон от кометы составляет не более 0.5 фона неба. В случае визуальных наблюдений наблюдатель может использовать метод дрейфа, метод сравнений или измерение с помощью шкал астрометрического окуляра. Если имеется окуляр с подсвечиваемыми шкалами, достаточно знать шкалу деления. Если же такого окуляра нет, можно применить окуляр с крестом нитей (самодельный или промышленный). В этом случае наблюдатель замечает время, за которое комета преодолеет от края до края точку в центре "креста" при неподвижном телескопе. Если это время равно t, а склонение кометы равно d, то диаметр комы в угловых минутах будет равен D=t*cos(d)/4. Если же комета наблюдается близко к северному полюсу мира или имеет большой диаметр комы или в окуляре отсутствует крест нитей, применяют метод сравнений. Он основан на том, что в поле зрения выбираются подходящие звезды и диаметр комы определяют в сравнении с расстоянием между этими звездами. Узнав при помощи атласа реальное межзвездное расстояние, можно вычислить и диаметр комы кометы.
   Степень диффузности - определяется распределением яркости в коме кометы. Всего выделяют 10 степеней от 0 до 9. Так, если степень диффузности равна нулю, то кома кометы выглядит диском с практически равномерным распределением яркости, которая не меняется от центра к периферии. В этом случае говорят о полностью диффузной комете. Случай, когда степень диффузности равна 9, комета имеет резкое звездообразное ядро почти без комы.
   Неоднородность комы - степень радиальной неоднородности диска комы. Например в коме может быть какой-то сектор быть ярче всей остальной поверхности. Здесь также упоминают наличие линейных структур, вторичных пятен, несколько сгущений, джеты и т.п. 
   Длина хвоста - ее длину измеряют от края комы до той части хвоста, где он перестает быть заметным. Во многих случаях, когда хвост кометы укладывается в поле зрения окуляра или границы ПЗС-снимка, можно применить те же методы, что и для определения диаметра комы. Для ярких же комет, когда хвост превышает несколько градусов, приходится применять координатный метод. Наблюдатель по опорным звездам или с помощью астрометрических методов программ для обработки ПЗС-изображений определяет координаты начала и конца хвоста. Пусть координаты начала: прямое восхождение - f1, склонение - d1; координаты конца: прямое восхождение - f2, склонение - d2. Тогда длина хвоста кометы вычисляется по формуле: L=arccos[ cos(d1)*cos(d2)*cos(a2-a1)+sin(d1)*sin(d2)]
   Угол раствора хвоста - Если хвост кометы с удалением расширяется, можно говорить об угле раствора хвоста. Как правило, эту характеристику можно встреть довольно редко. Определяется этот угол так же, как и длина хвоста и диаметр комы.
   Позиционный угол хвоста - угол между направлением хвоста и направлением на северный полюс мира и отсчитывается по часовой стрелке. Таким образом 0 градусов - хвост точно направлен точно на северный полюс мира.
   Естественно, что наиболее информативны снимки кометы с различными фильтрами. По ним можно получить гораздо больше информации о характере изменения вида кометы. Вот, как выглядит телескопическая комета на снимке.

[tlgleonid]

   Не смотря на документированность, визуальные наблюдения сравнительно ярких комет до сих пор не потеряли своего значения. Дело в том, что наблюдатель может по своему желанию менять увеличения, рассматривать определенную деталь и т.п. При этом, в каждом конкретном случае нужно применять свое увеличение. Для поиска комет на небе и наблюдения сильно диффузных комет подходят минимальные увеличения, численно близкие диаметру объектива телескопа в миллиметрах, деленного на 6. Более конденсированные кометы и кометы богатые крупными деталями требуют увеличений вдвое больших. Мелкие же детали в околоядерной области, звездообразные головы комет и тонкая структура комы и хвоста видна при увеличениях, приблизительно численно равных диаметру объектива телескопа в миллиметрах.
   Отдельного освещения стоит вопрос возможности открытия кометы любителями. Ведь не секрет, что немалую часть комет открывали именно любители астрономии. К сожалению, в наше время роботизированных телескопов такие события происходят все реже и реже. Большинство комет открывают еще далеко на подлете, когда их блеск составляет 19-20 звездную величину. И тем не менее, у любителей всегда остается шанс. Он связан с появлением кометы, которую небыло видно из-за неблагоприятного положения, из-за солнца или сильной вспышки кометы. Но даже в этом случае, шансы существенно возрастают в случае применения автоматизированного телескопа с ПЗС-матрицей. Для поиска комет очень важно правильно выбирать место наблюдений. У любителя шансы найти новую комету во время эпизодических вылазок в места с хорошим астроклиматом и низкой засветкой неизмеримо выше, чем при ежедневном поиске из  покрытого шапкой смога города с засвеченным небом. Обычно, роботы-телескопы не патрулируют часть неба, где еще ярок свет утренней или вечерней зари, дабы не засвечивать чувствительные матрицы. Поэтому, поиск на фоне зари может оказаться результативным. В силу того, что утром мы смотрим в направлении движения Земли, около 70% всех комет приходятся именно на утреннее небо. К тому же утром воздух обычно чище. Также в силу особенностей движения комет, вероятность их появления в тех или иных созвездиях неодинакова. Например минимальная она в районе полюсов эклиптики, например в созвездии Дракона и близлежащих Лире, Цефее, Малой медведице. Зато в созвездиях с умеренной эклиптической широтой, таких как Персей, Пегас, Жираф, Рысь кометы открывали наиболее часто. Немало комет было обнаружено в созвездиях  Геркулеса, Возничего, Кассиопеи, Большой медведицы, Кита  и Змееносца. Среди созвездий эклиптики отличились Телец, Лев, Дева и Водолей.
   Приступая к поискам кометы нужно предварительно научиться находить уже известные слабые кометы на небе, привыкнуть к их виду. Если поиск ведется при помощи астрофотографических методов, то поиск комет на снимках нужно проводить немедля. В случае обнаружения подозрительного объекта необходимо с максимальной точностью измерить координаты наиболее плотной части любым доступным методом. По возможности нужно повторить наблюдение (или фотографирование) кометы через пол часа или час. Если обнаружено смещение объекта, значит велика вероятность того, что перед нами действительно комета. Также необходимо проверить, не является ли эта комета уже известной (смотрим список текущих комет) и не является ли туманный объект галактикой или туманностью (проверяем с помощью атласа или компьютерного планетария). Если комета и вправду новая, необходимо сообщить о ней в центральное бюро астрономических телеграмм.

[angelsky]

   Естественно, ....

Рисунок на мой взгляд несколько примитивен(21 век все таки) да и не хватает  описания галосов.
"ГАЛОСЫ. Галосообразование в кометах заключается в появлении на фоне диффузного свечения комы системы расширяющихся концентрических светящихся колец. Расширяясь со скоростью 1-2 км/сек., галосы постепенно сливаются с фоном неба и становятся невидимыми. Наиболее рельефно галосы наблюдались в головах ярких комет."
Помню как я обалдел от их вида  наблюдая комету Хейла-Боппа (1997г), и не знал что это такое.3 и 4шт  и более в 150мм рефлектор прекрасно были видны!.
(Поэднее даже в 65мм"Алькор" было заметно)

[icetechno]

Очень интересная статья. хотя с тем что нельзя визуально увидеть цвет кометы - несогласен.

Конечно, что бы получить максимально достоверное значения блеска кометы, нужно максимально снизить соотношение сигнал/шум.

шуп понизить а отношение соответсвенно повысить.