Большая Советская Энциклопедия (КО)
Шрифт:
Лит.: Красновский А. А., Я. А. Коменский, М., 1953; Материалы науч. сессии АПН РСФСР, посвященной 300-летию опубликования собрания дидактических трудов Я. А. Коменского (13—14 декабря 1957 г.), М., 1959; Альт Р., Прогрессивный характер педагогики Коменского, пер. с нем., М., 1959; Лордкипанидзе Д., Ян Амос Коменский, М., 1970; KvacaIa J., J. A. Comenius. Sein Leben und seine Schriften, B., 1892; Heyberger A.. J. A. Comenius (Komensk'y). Sa vie et son oeuvre d ''education. P., 1928; Nov'ak J., Hendrich J., J. A. Komensk'y. Jeho zivot a spisy, Praha, 1932: Young R. F., Comenius in England, Oxf., 1932; Kopeck'y J., Patocka J., Куrasek J., J. A. Komonsk'y. N'astin zivota a d'ila, Praha, 1957; Kurdybacha L., Dzialalnos'c Jana Amosa Komenskiego w Polsce, Warsz., 1957; Sesja naukowa w Lesznie w czterechsetna rocznica powstania Gimnazjum_ i w trzechsetna wydania «Opera didactica omnia» J. A. Kome'nskiego, red. Kurdybacha, Wroclaw — Warsz., 1957; Soupis del J. A. Komensk'eho v 'ceskoslovensk'ych knihovn'ach, archivech a museJich, Praha, 1959; Schaller K., Die P"adagogik des Johann Amos Comenius und die Anf"ange des p"adagogischen Realismus im 17. Jahrhundert, Hdlb., 1962;
Л. И. Пискунов.
Я. Коменский.
Комета искусственная
Коме'та иску'сственная, облако паров натрия, выпускаемое с борта космической ракеты в определенной точке ее траектории. Служит для осуществления оптических наблюдений за полетом ракеты и определения параметров ее траектории, а также для различных научных исследований. Пары натрия, находящиеся в облаке К. и. в атомарном состоянии интенсивно рассеивают солнечный свет определенной длины волны, что позволяет, используя светофильтры, наблюдать К. и. даже на сравнительно ярком фоне неба. К. и. были образованы при полетах 1-й и 2-й советских автоматических межпланетных станций «Луна». На расстоянии 113—150 тыс. км их яркость соответствовала 4—6-й звёздной величине. Для образования К. и. на борту последней ступени ракеты-носителя имелось устройство-испаритель, обеспечивавшее испарение 1 кг натрия в течение 5—7 сек и выброс натриевого облака.
Кометарные туманности
Комета'рные тума'нности , небольшие (поперечник около 1 парсека ) галактические туманности с непрерывным спектром излучения, как правило, имеющие форму кометы. В голове такой «кометы» обычно расположена молодая звезда (типа Т Тельца), излучение которой обеспечивает свечение туманности. Наблюдаются также К. т., имеющие вид двух комет, направленных в противоположные стороны от звезды; глобулы со светлым ободком, в центре которой находится звезда, и др. Предполагается, что К. т. образовались из характерных газово-пылевых включений в диффузных туманностях (так называемые «слоновые хоботы» и др.). После рассеяния туманности и «исчезновения» возбуждавшей ее горячей звезды включение остается, а в его области с максимальной плотностью образуется молодая звезда, излучение которой рассеивается пылью и делает туманность видимой. См. Туманности галактические .
Кометная астрономия
Коме'тная астроно'мия, раздел астрономии, посвященный исследованиям комет. К. а. занимается: позиционными, фотометрическими, поляризационными и др. наблюдениями комет; разработкой физических теорий комет; изучением законов движения комет, в частности возмущений, оказываемых на их движение большими планетами; разработкой гипотез происхождения комет; моделированием комет в лабораториях и космосе. В исследованиях К. а. широко используются методы астрофизики, небесной механики, астрометрии. Проблемы К. а. в СССР разрабатываются в астрономических учреждениях Москвы, Ленинграда, Алма-Аты, Киева и др. Очерк развития К. а. см. в ст. Кометы .
Кометное облако
Коме'тное о'блако, облако Оорта, гипотетический невидимый рой комет , простирающийся до далёких окрестностей Солнца (афелии отдельных комет — от 50 до 150 тыс. а.е .), где силы тяготения к Солнцу сравнимы по величине с общим гравитационным полем Галактики (голландский астроном Я. Оорт, 1950). Возмущения от ближайших к Солнцу звёзд изменяют орбиты членов К. о., переводя часть их на орбиты с перигелиями вблизи Солнца. Эти кометы становятся доступными наблюдению.
Кометоискатель
Кометоиска'тель, небольшой телескоп для поисков и визуальных наблюдений слабых комет . Для К. характерно
большое поле зрения и небольшое увеличение, при котором выходной зрачок К. равен зрачку глаза в ночных условиях. Это обеспечивает минимальное ослабление поверхностной яркости протяжённых объектов.Кометы
Коме'ты (от греч. kometes — звезда с хвостом, комета; буквально—длинноволосый), 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 , 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 (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 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 , Белявского комета , Биэлы комета , Джакобини — Циннера комета , Донати комета , Икея — Секи комета , Лекселя комета , Морхауза комета , Неуймина кометы , Шайна комета , Энке — Баклунда комета .