Ядро. Все проявления кометы так или иначе связаны с ядром. Уиппл предположил, что ядро кометы является сплошным телом, состоящим в основном из водяного льда с частицами пыли. Такая модель "грязного снежка" легко объясняет многократные пролеты комет вблизи Солнца: при каждом пролете испаряется тонкий поверхностный слой (0,1-1% полной массы) и сохраняется внутренняя часть ядра. Возможно, ядро является конгломератом нескольких "кометезималей", каждая не более километра в диаметре. Такая структура могла бы объяснить распад ядер на части, как это наблюдалось у кометы Биелы в1845 или у кометы Веста в 1976.

Блеск. Наблюдаемый блеск освещенного Солнцем небесного тела с неизменной поверхностью меняется обратно пропорционально квадратам его расстояний от наблюдателя и от Солнца. Однако солнечный свет рассеивается в основном газопылевой оболочкой кометы, эффективная площадь которой зависит от скорости сублимации льда, а та, в свою очередь, - от теплового потока, падающего на ядро, который сам изменяется обратно пропорционально квадрату расстояния до Солнца. Поэтому блеск кометы должен меняться обратно пропорционально четвертой степени расстояния до Солнца, что и подтверждают наблюдения.

Размер ядра. Размер ядра кометы можно оценить из наблюдений в то время, когда оно далеко от Солнца и не окутано газопылевой оболочкой. В этом случае свет отражается только твердой поверхностью ядра, и его видимый блеск зависит от площади сечения и коэффициента отражения (альбедо). У ядра кометы Галлея альбедо оказалось очень низким - ок. 3%. Если это характерно и для других ядер, то диаметры большинства из них лежат в диапазоне от 0,5 до 25 км.

Сублимация. Переход вещества из твердого состояния в газообразное важен для физики комет. Измерения яркости и спектров излучения комет показали, что плавление основных льдов начинается на расстоянии 2,5-3,0 а.е., как должно быть, если лед в основном водяной. Это подтвердилось при изучении комет Галлея и Джакобини - Циннера. Газы, наблюдающиеся первыми при сближении кометы с Солнцем (CN, C2), вероятно, растворены в водяном льде и образуют газовые гидраты (клатраты). Каким образом этот "составной" лед будет сублимироваться, в значительной степени зависит от термодинамических свойств водяного льда. Сублимация пыле-ледяной смеси происходит в несколько этапов. Потоки газа и подхваченные ими мелкие и пушистые пылинки покидают ядро, поскольку притяжение у его поверхности крайне слабое. Но плотные или скрепленные между собой тяжелые пылинки газовый поток не уносит, и формируется пылевая кора. Затем солнечные лучи нагревают пылевой слой, тепло проходит внутрь, лед сублимируется, и газовые потоки прорываются, ломая пылевую кору. Эти эффекты проявились при наблюдении кометы Галлея в 1986: сублимация и отток газа происходили лишь в нескольких областях ядра кометы, освещенных Солнцем. Вероятно, в этих областях обнажился лед, тогда как остальная поверхность была закрыта корой. Вырвавшиеся на свободу газ и пыль формируют наблюдаемые структуры вокруг ядра кометы.

Кома. Пылинки и газ из нейтральных молекул (табл. 1) образуют почти сферическую кому кометы. Обычно кома тянется от 100 тыс. до 1 млн. км от ядра. Давление света может деформировать кому, вытянув ее в антисолнечном направлении.

Водородная корона. Поскольку льды ядра в основном водяные, то и кома в основном содержит молекулы H2O. Фотодиссоциация разрушает H2O на H и OH, а затем OH - на O и H. Быстрые атомы водорода улетают далеко от ядра прежде чем оказываются ионизованными, и образуют корону, видимый размер которой часто превосходит солнечный диск.

Хвост и сопутствующие явления. Хвост кометы может состоять из молекулярной плазмы или пыли. Некоторые кометы имеют хвосты обоих типов.

Пылевой хвост обычно однородный и тянется на миллионы и десятки миллионов километров. Он образован пылинками, отброшенными давлением солнечного света от ядра в антисолнечном направлении, и имеет желтоватый цвет, поскольку пылинки просто рассеивают солнечный свет. Структуры пылевого хвоста могут объясняться неравномерным извержением пыли из ядра или разрушением пылинок.

Плазменный хвост в десятки и даже сотни миллионов километров длиной - это видимое проявление сложного взаимодействия между кометой и солнечным ветром. Некоторые покинувшие ядро молекулы ионизуются солнечным излучением, образуя молекулярные ионы (H2O+, OH+, CO+, CO2+) и электроны. Эта плазма препятствует движению солнечного ветра, пронизанного магнитным полем. Наталкиваясь на комету, силовые линии поля оборачиваются вокруг нее, принимая форму шпильки для волос и образуя две области противоположной полярности. Молекулярные ионы захватываются в эту магнитную структуру и образуют в центральной, наиболее плотной ее части видимый плазменный хвост, имеющий голубой цвет из-за спектральных полос CO+ . Роль солнечного ветра в формировании плазменных хвостов установили Л.Бирман и Х.Альвен в 1950-х годах. Их расчеты подтвердили измерения с космических аппаратов, пролетевших через хвосты комет Джакобини - Циннера и Галлея в 1985 и 1986.

В плазменном хвосте происходят и другие явления взаимодействия с солнечным ветром, налетающим на комету со скоростью ок. 400 км/с и образующим перед ней ударную волну, в которой уплотняется вещество ветра и головы кометы. Существенную роль играет процесс "захвата"; суть его в том, что нейтральные молекулы кометы свободно проникают в поток солнечного ветра, но сразу после ионизации начинают активно взаимодействовать с магнитным полем и ускоряются до значительных энергий. Правда, иногда наблюдаются весьма энергичные молекулярные ионы, необъяснимые с точки зрения указанного механизма. Процесс захвата возбуждает также плазменные волны в гигантском объеме пространства вокруг ядра. Наблюдение этих явлений имеет фундаментальный интерес для физики плазмы.

Замечательное зрелище представляет "обрыв хвоста". Как известно, в нормальном состоянии плазменный хвост связан с головой кометы магнитным полем. Однако нередко хвост отрывается от головы и отстает, а на его месте образуется новый. Это случается, когда комета проходит через границу областей солнечного ветра с противоположно направленным магнитным полем. В этот момент магнитная структура хвоста перестраивается, что выглядит как обрыв и формирование нового хвоста. Сложная топология магнитного поля приводит к ускорению заряженных частиц; возможно, этим объясняется появление упомянутых выше быстрых ионов.

Столкновения в Солнечной системе. Из наблюдаемого количества и орбитальных параметров комет Э.Эпик вычислил вероятность столкновения с ядрами комет различного размера (табл. 2). В среднем 1 раз за 1,5 млрд. лет Земля имеет шанс столкнуться с ядром диаметром 17 км, а это может полностью уничтожить жизнь на территории, равной площади Северной Америки. За 4,5 млрд. лет истории Земли такое могло случаться неоднократно. Гораздо чаще происходят катастрофы меньшего масштаба: в 1908 над Сибирью, вероятно, вошло в атмосферу и взорвалось ядро небольшой кометы, вызвав полегание леса на большой территории.

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).

раздел физики, посвященный изучению структуры атомного ядра, процессов радиоактивного распада и механизма ядерных реакций (См. Ядерные реакции). Придавая этому термину более общий смысл, к Я. ф. часто относят также физику элементарных частиц (См. Элементарные частицы). Иногда разделами Я. ф. продолжают считать направления исследований, ставшие самостоятельными ветвями техники, например ускорительную технику (см. Ускорители заряженных частиц), ядерную энергетику (См. Ядерная энергетика). Исторически Я. ф. возникла ещё до установления факта существования ядра атомного (См. Ядро атомное). Возраст Я. ф. можно исчислять со времени открытия радиоактивности (См. Радиоактивность).

Канонизированного деления современной Я. ф. на более узкие области и направления не существует. Обычно различают Я. ф. низких, промежуточных и высоких энергий. К Я. ф. низких энергий относят проблемы строения ядра, изучение радиоактивного распада ядер, а также исследования ядерных реакций, вызываемых частицами с энергией до 200 Мэв. Энергии от 200 Мэв до 1 Гэв называются промежуточными, а свыше 1 Гэв - высокими. Это разграничение в значительной мере условно (особенно деление на промежуточные и высокие энергии) и сложилось в соответствии с историей развития ускорительной техники. В современной Я. ф. структуру ядра исследуют с помощью частиц высоких энергий, а фундаментальные свойства элементарных частиц устанавливают в результате исследования радиоактивного распада ядер.

Обширной составной частью Я. ф. низких энергии является нейтронная физика, охватывающая исследования взаимодействия медленных нейтронов с веществом и ядерные реакции под действием нейтронов (см. Нейтронная спектроскопия). Молодой областью Я. ф. является изучение ядерных реакций под действием многозарядных ионов. Эти реакции используются как для поиска новых тяжёлых ядер (см. Трансурановые элементы), так и для изучения механизма взаимодействия сложных ядер друг с другом. Отдельное направление Я. ф. - изучение взаимодействия ядер с электронами и фотонами (см. Фотоядерные реакции). Все эти разделы Я. ф. тесно переплетаются друг с другом и связаны общими целями.

В Я. ф. (как и во всей современной физике) существует резкое разделение эксперимента и теории. Арсенал экспериментальных средств Я. ф. разнообразен и технически сложен. Его основу составляют ускорители заряженных частиц (от электронов до многозарядных ионов), ядерные реакторы (См. Ядерный реактор), служащие мощными источниками нейтронов, и Детекторы ядерных излучений, регистрирующие продукты ядерных реакций. Для современного ядерного эксперимента характерны большие интенсивности потоков ускоренных заряженных частиц или нейтронов, позволяющие исследовать редкие ядерные процессы и явления, и одновременная регистрация нескольких частиц, испускаемых в одном акте ядерного столкновения. Множество данных, получаемых в одном опыте, требует использования ЭВМ, сопрягаемых непосредственно с регистрирующей аппаратурой (см. Ядерная спектроскопия). Сложность и трудоёмкость эксперимента приводит к тому, что его выполнение часто оказывается посильным лишь большим коллективам специалистов.

Для теоретической Я. ф. характерна необходимость использования аппаратов разнообразных разделов теоретической физики: классической электродинамики (См. Электродинамика), теории сплошных сред, квантовой механики (См. Квантовая механика), статистической физики (См. Статистическая физика), квантовой теории поля (См. Квантовая теория поля). Центральная проблема теоретической Я. ф. - квантовая задача о движении многих тел, сильно взаимодействующих друг с другом. Теорией ядра и элементарных частиц были рождены и развиты новые направления теоретической физики (например, в теории сверхпроводимости (См. Сверхпроводимость), в теории химической реакции), получившие впоследствии применение в других областях физики и положившие начало новым математическим исследованиям (обратная задача теории рассеяния и её применения к решению нелинейных уравнений в частных производных) и др. Развитие теоретических и экспериментальных ядерных исследований взаимозависимо и тематически связано. Стоящие перед Я. ф. проблемы слишком сложны и лишь в немногих случаях могут быть решены чисто теоретическим или эмпирическим путём. Я. ф. оказала большое влияние на развитие ряда других областей физики (в частности, астрофизики и физики твёрдого тела) и других наук (химии, биологии, биофизики).

Прикладное значение Я. ф. в жизни современного общества огромно, её практические приложения фантастически разнообразны - от ядерного оружия (См. Ядерное оружие) и ядерной энергетики до диагностики и терапии в медицине (см. Радиология). Вместе с тем (и это является специфической особенностью Я. ф.) она остаётся той фундаментальной наукой, от прогресса которой можно ожидать выяснения глубоких свойств строения материи и открытия новых общих законов природы.

Лит. см. при ст. Ядро атомное.

И. С. Шапиро.

научный журнал Отделения ядерной физики АН СССР. Основан в 1965, издаётся в Москве. Выходит 2 тома в год по 6 выпусков в каждом. Публикует оригинальные статьи, рассчитанные на специалистов по физике атомного ядра, физике элементарных частиц, физике частиц высоких энергий, физике космических лучей. Тираж (1978) около 1000 экз. Переиздаётся в США на английском языке (с 1965).

яркая комета, первая, для которой была вычислена эллиптическая орбита и тем самым доказана периодичность её возвращения к Солнцу. Английский астроном Э. Галлей, составивший первый каталог элементов орбит комет, появлявшихся в 1337-1698, обратил внимание на совпадение путей комет 1531, 1607 и 1682 гг. и предположил, что это - прохождения одной и той же кометы, обращающейся около Солнца с периодом 75-76 лет. В 1705 Галлей предсказал возвращение кометы на 1758. К 1758 французский учёный А. Клеро разработал метод учёта возмущений движения кометы притяжением планет Юпитера и Сатурна и уточнил дату прохождения кометы через перигелий. Оно произошло 12 марта 1759 - в пределах вероятного срока, указанного Клеро; это явилось блестящим подтверждением механики И. Ньютона. Перигелийное расстояние Г. к. составляет 0,587 астрономической единицы, афелийное - более 35 астрономических единиц. Следующее прохождение кометы состоялось в 1835. К этому времени в движении кометы были учтены возмущения и от Урана, незадолго перед тем открытого английским астрономом В. Гершелем. Комета прошла перигелий 16 ноября, с опозданием всего на 3 дня против расчёта. Изучение Г. к. нем. астрономом В. Бесселем положило начало развитию механической теории кометных форм, впоследствии продолженной русским астрономом Ф. А. Бредихиным. Исследования Г. к. во время её последнего появления (перигелий 19 мая 1910), основанные на многочисленных наблюдениях, позволили получить первые сведения о физической природе комет и побудили Ф.Коуэлла разработать более совершенный метод расчёта возмущений от планет. Совместно с А. Кроммелином он проследил движение Г. к. не только в будущем, но и в прошлом. Оказалось, что до 1909 Г. к. наблюдалась 29 раз, причём впервые - в 446 до и. э. Ближайшее прохождение Г. к. через перигелий произойдёт в январе 1986. Это будет один из наиболее удобных во 2-й половине 20 в. случаев для посылки к кометам ракеты-зонда с целью прямого определения состава и состояния вещества в кометах.

Лит.: Орлов С. В., О природе комет, М., 1958.

О. В. Добровольский.