КОМ'ЕТА, кометы, ·жен. (от ·греч. kometes, ·букв. волосатый) (астр.). Небесное тело, состоящее из туманного пятна со светящимся ядром и хвостом в виде серебристой полосы света. Комета Галлея.

1. небесное тело, вдали от Солнца имеющее вид туманного светящегося пятна, а с приближением к Солнцу обнаруживающее яркую голову и хвост.

2. речное быстроходное пассажирское судно на подводных крылья.

жен. небесное тело, сравнительно с прочими, огромной величины, но редкое или жидкое, сквозящее; иногда в ней заметно ядро, а окружная среда образует как бы хвост, бороду или космы; звезда с хвостом, косматая. Кометный, к комете относящийся. Кометная труба, зрительная, с обширным полем, для розыску комет. Кометография жен. описание известных комет.

небольшое небесное тело, движущееся в межпланетном пространстве и обильно выделяющее газ при сближении с Солнцем. С кометами связаны разнообразные физические процессы, от сублимации (сухое испарение) льда до плазменных явлений. Кометы - это остатки формирования Солнечной системы, переходная ступень к межзвездному веществу. Наблюдение комет и даже их открытие нередко осуществляются любителями астрономии. Иногда кометы бывают столь яркими, что привлекают всеобщее внимание. В прошлом появление ярких комет вызывало у людей страх и служило источником вдохновения для художников и карикатуристов.

Движение и пространственное распределение. Все или почти все кометы являются составными частями Солнечной системы. Они, как и планеты, подчиняются законам тяготения, но движутся весьма своеобразно. Все планеты обращаются вокруг Солнца в одном направлении (которое называют "прямым" в отличие от "обратного") по почти круговым орбитам, лежащим примерно в одной плоскости (эклиптики), а кометы движутся как в прямом, так и обратном направлениях по сильно вытянутым (эксцентричным) орбитам, наклоненным под различными углами к эклиптике. Именно характер движения сразу выдает комету.

Долгопериодические кометы (с орбитальным периодом более 200 лет) прилетают из областей, расположенных в тысячи раз дальше, чем самые удаленные планеты, причем их орбиты бывают наклонены под всевозможными углами. Короткопериодические кометы (период менее 200 лет) приходят из района внешних планет, двигаясь в прямом направлении по орбитам, лежащим недалеко от эклиптики. Вдали от Солнца кометы обычно не имеют "хвостов", но иногда имеют еле видимую "кому", окружающую "ядро"; вместе их называют "головой" кометы. С приближением к Солнцу голова увеличивается и появляется хвост.

Структура. В центре комы располагается ядро - твердое тело или конгломерат тел диаметром в несколько километров. Практически вся масса кометы сосредоточена в ее ядре; эта масса в миллиарды раз меньше земной. Согласно модели Ф.Уиппла, ядро кометы состоит из смеси различных льдов, в основном водяного льда с примесью замерзших углекислоты, аммиака и пыли. Эту модель подтверждают как астрономические наблюдения, так и прямые измерения с космических аппаратов вблизи ядер комет Галлея и Джакобини - Циннера в 1985-1986.

Когда комета приближается к Солнцу ее ядро нагревается, и льды сублимируются, т.е. испаряются без плавления. Образовавшийся газ разлетается во все стороны от ядра, унося с собой пылинки и создавая кому. Разрушающиеся под действием солнечного света молекулы воды образуют вокруг ядра кометы огромную водородную корону. Помимо солнечного притяжения на разреженное вещество кометы действуют и отталкивающие силы, благодаря которым образуется хвост. На нейтральные молекулы, атомы и пылинки действует давление солнечного света, а на ионизованные молекулы и атомы сильнее влияет давление солнечного ветра.

Поведение частиц, формирующих хвост, стало значительно понятнее после прямого исследования комет в 1985-1986. Плазменный хвост, состоящий из заряженных частиц, имеет сложную магнитную структуру с двумя областями различной полярности. На обращенной к Солнцу стороне комы формируется лобовая ударная волна, проявляющая высокую плазменную активность.

Хотя в хвосте и коме заключено менее одной миллионной доли массы кометы, 99,9% света исходит именно из этих газовых образований, и только 0,1% - от ядра. Дело в том, что ядро очень компактно и к тому же имеет низкий коэффициент отражения (альбедо).

Потерянные кометой частицы движутся по своим орбитам и, попадая в атмосферы планет, становятся причиной возникновения метеоров ("падающих звезд"). Большинство наблюдаемых нами метеоров связано именно с кометными частицами. Иногда разрушение комет носит более катастрофический характер. Открытая в 1826 комета Биелы в 1845 на глазах у наблюдателей разделилась на две части. Когда в 1852 эту комету видели в последний раз, куски ее ядра удалились друг от друга на миллионы километров. Деление ядра обычно предвещает полный распад кометы. В 1872 и 1885, когда комета Биелы, если бы с нею ничего не случилось, должна была пересекать орбиту Земли, наблюдались необычайно обильные метеорные дожди. См. также МЕТЕОР
; МЕТЕОРИТ
.

Иногда кометы разрушаются при сближении с планетами. 24 марта 1993 на обсерватории Маунт-Паломар в Калифорнии астрономы К. и Ю.Шумейкеры совместно с Д.Леви открыли недалеко от Юпитера комету с уже разрушенным ядром. Вычисления показали, что 9 июля 1992 комета Шумейкеров - Леви-9 (это уже девятая открытая ими комета) прошла вблизи Юпитера на расстоянии половины радиуса планеты от ее поверхности и была разорвана его притяжением более чем на 20 частей. До разрушения радиус ее ядра составлял ок. 20 км.

Растянувшись в цепочку, осколки кометы удалились от Юпитера по вытянутой орбите, а затем в июле 1994 вновь приблизились к нему и столкнулись с облачной поверхностью Юпитера.

Происхождение. Ядра комет - это остатки первичного вещества Солнечной системы, составлявшего протопланетный диск. Поэтому их изучение помогает восстановить картину формирования планет, включая Землю. В принципе некоторые кометы могли бы приходить к нам из межзвездного пространства, но пока ни одна такая комета надежно не выявлена.

Газовый состав. В табл. 1 перечислены основные газовые составляющие комет в порядке убывания их содержания. Движение газа в хвостах комет показывает, что на него сильно влияют негравитационные силы. Свечение газа возбуждается солнечным излучением.

См. также:

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 (См. Аристотель), 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 (См. Бессель) (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 (См. Галлея комета) 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 (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 | Кометы | Наибольшая видимая |

| | звездная величина | | звездная величина |

|-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 1811 I | +1 | 1882 II | -17 |

|-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 1823 | | 1901 II | -2 |

|-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 1843 I | -7 | 1910 I | -5 |

|-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 1858 VI | +0,2 | 1910 II Галлея | -1 |

|-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 1861 II | -4 | 1927 IX | -6 |

|-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 1874 III | | 1947 XII | -2 |

|-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 1880 I | | 1948 XI | ок. +1 |

|-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 1881 II | | 1957 III | +2 |

--------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

Блеск К. изменяется в больших пределах. Самой яркой из известных была К. 1882 II, подходившая к Солнцу на очень небольшое расстояние. Её блеск в перигелии достигал -17 звёздной величины, т. е. она давала в 60 раз больше света, чем Луна в полнолуние. Она была самым ярким небесным объектом после Солнца и была хорошо видна днём вблизи поверхности Солнца. Однако большинство К. видно только в телескопы.

Блеск К. быстро увеличивается с изменением её расстояния r от Солнца и зависит также от её расстояния Δ от Земли. Звёздная величина т головы К. может быть представлена эмпирической зависимостью т = т_о + 5 lg Δ + 2,5 т lg r. Советский астроном Б. Ю. Левин, на основании физических соображений, установил иную зависимость: т = А + В (r + 5 lgΔ. В этих формулах т_о - абсолютный блеск, n, А и В - постоянные, у большинства К. n ≈4, т. е. свечение головы К. изменяется приблизительно обратно пропорционально r⁴. На регулярное изменение блеска К. с изменением r накладываются иногда неправильные колебания, которые, возможно, связаны с солнечной активностью. У многих периодических К. наблюдается вековое ослабление блеска, которое объясняют исчерпыванием запасов светящегося вещества.

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 | Период | Эксцентриситет | Наклон | Долгота | Расстояние | Перигелийное | Афелийное | Примечания |

| | последнего | обращения | е | орбиты i | восходящего | перигелия | расстояние q | расстояние | |

| | прохождения | р (годы) | | | узла | от узла ω | (а. е.) | Q (а. е.) | |

| | перигелия Т | | | | | | | | |

|-----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 1970 I Энке | 1971 январь, | 3,302 | 0,847152 | 11°, | 334°, 2224 | 185°,9383 | 0,338897 | 4,09 | Самая |

| | 9,92 | | | 9747 | | | | | короткопериодическая |

|-----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 1957 IV | 1957, май, | 16,10 | 0,131488 | 9,4872 | 321,6094 | 355,8271 | 5,53774 | 7,21 | Малое е, |

| Швассмана- | 12, 89 | | | | | | | | планетоподобная |

| Вахмана I | | | | | | | | | орбита |

|-----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 1910 II | 1910, | 76,1 | 0,967297 | 162,2158 | 57,8466 | 111,7190 | 0,587212 | 35,31 | Первая К. для которой |

| Галлея | апрель, 20, | | | | | | | | определена орбита |

| | 18 | | | | | | | | |

|-----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------|

| 1965 VIII | 1965, | 874 | 0,999915 | 141, | 346,2963 | 69,0499 | 0,007785 | 183 | "Задевающая |

| Икея-Секи | октябрь, 21, | | | 8576 | | | | | Солнце" |

| (главное | 18 | | | | | | | | |

| ядро) | | | | | | | | | |

------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------

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 (СО₂, NH₃ и 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 C₃, C₂, CN, СН, ОН, NH, NH₂, ионизованные молекулы СО⁺, N₂⁺, 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⁺, N₂⁺, 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 10²-10³ ионов/см³.

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. км созданы искусственные облака из паров щелочных металлов - так называемые кометы искусственные (См. Комета искусственная), 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 cometés, Liege, 1966.

О. В. Добровольский.

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

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

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.

Биелы комета, комета, открытая в 1826 чешским астрономом-любителем В. Биэлой (W. Biela). Установлено её тождество с кометами 1772 и 1806 I. Наблюдалась в появлениях 1832, 1846, 1852. В январе 1846 было обнаружено её разделение на две части, разошедшиеся к 1852 на 2,8 млн. км. По их движению оценили массу кометы в 4×10^-7 массы Земли. После 1852 Б. к. окончательно распалась, только в 1872 ещё раз наблюдали слабое кометоподобное облако, вероятно, сгусток не успевших рассеяться метеорных тел. Сближения продуктов распада с Землёй в 1741, 1872 и 1885 дали обильные метеорные дожди - Андромедиды (Биэлиды).