Есть такие астрономические явления, которые можно точно предсказать наперед, напр., положения планет или затмения. Другие, — как появление солнечных пятен, — можно предусмотреть лишь отчасти: можно предсказать вообще, будет ли в данном году число их увеличиваться или уменьшится, а также на каких частях солнечной поверхности они будут видны; но нельзя сказать, когда и где именно появится отдельное пятно. Наконец, есть и такие явления, которых мы совсем предусмотреть не можем — таково появление крупной кометы.
В такой точной науке, какою считается астрономия, это может казаться удивительным. Но противоречие возникает здесь не вследствие беззаконности или неопределенности в движениях комет, а от ограниченности наших знаний. Яркие кометы довольно многочисленны; в солнечной системе должны находиться сотни, если не тысячи таких, которые в определенные периоды возвращаются к перигелию, — но периоды их обращения по большей части_слишком велики. Только комета Галлея возвращалась более, чем один раз. Есть, конечно, еще много других комет, но все они слабы. Более же яркие кометы всегда, за исключением Галлеевой, появляются неожиданно, не потому, что это новые пришельцы в солнечной системе, а скорее потому, что их последнее возвращение было слишком давно, и о нем не сохранилось никаких записей — по крайней мере, достаточно точных для того, чтобы предсказать время их возвращения. В наших северных широтах с 1914 г. не появлялось ни одной кометы, видимой невооруженным глазом, хотя за семь лет ранее таких комет наблюдалось до полудюжины или больше. Согласно расчету вероятностей, появления яркой кометы можно ожидать очень скоро; однако, следует помнить, что, согласно той же теории, длинный ряд бескометных лет нисколько не увеличивает шансов появления яркой кометы в текущем году.
Простой пример лучше пояснит положение. Предположим, что мы бросаем монету так, что она имеет равные шансы упасть орлом или решеткой, и что она уже упала орлом девять раз подряд. Какова вероятность, что она в следующий раз упадет решеткой? Точно такая же, как и всякий иной раз. Совершенно верно, что, при большом числе бросаний, падения монеты подряд десять раз орлом (или решеткой) можно ожидать один раз из 1024, так что получить кряду 10 решеток, — вещь мало вероятная. Но когда решетка уже легла девять раз кряду, большая часть случаев, составляющих нашу невероятную комбинацию, уже случилась. Существует только один шанс из 512 на то, чтобы решетка выпала последовательно девять раз кряду; но если это уже случилось, шансы на то, чтобы при ближайшем разе опять выпала решетка, будут равны: имеется один шанс из двух, чтобы выпала решетка.
Поэтому было бы совершенно неправильным применением теории вероятности утверждать, что, так как целый ряд лет прошел без ярких комет, представляется более вероятным, чем обычно, что мы увидим такую комету в течение текущего или будущего года, Шансы для каждого отдельного года от этого не увеличиваются. Но рано или поздно такое неудачное стечение обстоятельств прекратится, и какая-нибудь новая яркая комета, видимая невооруженным глазом, наконец появится.
Когда это случится, мы будем иметь возможность изучить некоторые из ее свойств с большими подробностями, чем было десять или больше лет назад.
Более столетия назад было известно, что в способности комет излучать свет есть какая-то особенность. Они увеличивали свою яркость с приближением к Солнцу гораздо быстрее и теряли ее значительно сильнее при удалении от него, чем бывает с планетами. После определения изменяющегося расстояния от Земли (что сделать очень легко) было найдено, что планета, при уменьшении ее расстояния от Солнца на половину первоначальной величины, увеличивает свою яркость в четыре раза. Этого можно было, конечно, ожидать, потому что на половинном расстоянии солнечный свет, — согласно закону обратных квадратов — сильнее в четыре раза. Но комета, при приближении к Солнцу на половину прежнего расстояния, становится ярче не в четыре раза, но в пятнадцать или двадцать раз, а иногда даже и еще больше.
Параллельно этому обыкновенно идет и возрастание размеров кометы. Центральное ядро не увеличивается особенно значительно, но голова, туманное сияние, окружающее ее, растет в диаметре; также и хвост, обычно незаметный или даже совсем отсутствующий, когда комета далека от Солнца, — по мере приближения к нему растет все больше и больше.
Очевидно, что-то истекает из центральных частей кометы по мере ее приближения к Солнцу, что-то распространяется наружу во всех направлениях, образуя голову, и затем устремляется от Солнца, составляя хвост. Количество этой светящейся материи в комете быстро увеличивается, по мере ее приближения к перигелию; а с увеличением падающего на нее от Солнца света возрастает и яркость ее. Спектроскоп показывает, что некоторая часть в голове и хвосте кометы есть, по всей вероятности, пыль так как она отражает солнечный свет и дает спектр, обнаруживающий фраунгферовы линии. Но наряду с этим, там должно находиться и значительное количество газов, так как спектр показывает также широкие полосы, одинаковые с получаемыми в лабораториях от обыкновенных газов — азота, синерода и окиси углерода, когда через них в безвоздушных трубках проходят сильные электрические разряды.
Почему кометы светятся? Мы не допускаем здесь электрических токов, проходящих через разреженные газы головы кометы или ее хвоста, под влиянием которых газы эти могли бы светиться. Поэтому приходится искать иного источника энергии; вероятная природа такого источника найдена недавно. За последние годы мы составили себе понятие о том, что происходит, когда атом или молекула испускает свет. В атоме один из электронов, обращающихся вокруг ядра, меняет свою орбиту, переходя с одной на другую. В молекуле условия значительно сложнее. Здесь не только могут меняться орбиты, но и ядра двух или большего числа атомов, составляющих молекулу, могут приходить в более или менее резкие колебания, то сближаясь, то расходясь; в то же время может изменяться в целом и вращение всей молекулы. При таком множестве возможных изменений нет ничего удивительного, что эти изменения выражаются обилием тонких линий, образующим те полосы, которые обнаруживает спектроскоп.
Когда молекула находится в нормальном состоянии, — напр., в холодном газе, — она может поглощать свет, соответствующий некоторым линиям этих полос, вследствие чего приходит в состояние большего возбуждения. Такая возбуждаемая молекула готова уже к переходу в другое состояние и к поглощению новых полос; но чаще случается, что она возвращается снова в исходное состояние, разряжая избыток своей энергии и отдавая назад свет как раз того сорта, какой был ею раньше поглощен.
Масса газа, изолированная в пространстве и освещенная солнечным светом, должна поглощать энергию этого света, производя в солнечном спектре новые темные линии и полосы, как это видно наблюдателю, смотрящему сквозь нее, и отдавать поглощенную энергию в виде лучей того же самого сорта во всех направлениях, так что смотря сквозь эту массу газа, можно видеть спектр со светлыми линиями или полосами.
Такое лучеиспускание покажет не все светлые линии, которые можно получить в разрядной трубке, а лишь те, которые поглощаются атомом в его нормальном состоянии.
Недавние исследования показали, что как раз это и происходит в кометах. Все полосы кометных спектров, поскольку они охватываются теперешними исследованиями, суть именно такие "резонирующие полосы" описанного выше типа. Поэтому представляется вполне вероятным, что свойственный кометам спектр происходит вследствие прямого поглощения солнечного света молекулами кометных газов.
Однако, при этом еще остается кажущаяся трудность. Когда комета Галлея в 1910 г. проходила перед Солнцем, она казалась совершенно прозрачной, и в солнечном спектре не обнаружилось новых линий. С первого раза этот факт представляется невыгодным для приведения теории. Но когда были произведены вычисления действительного количества света, испускаемого кометой, — достаточного для того, чтобы сделать ее видимой на темном небе, но не на светлом фоне Солнца, — то оказалось, что количество энергии, которая должна быть поглощена из солнечного света, чтобы вызвать ожидаемый эффект, составляет очень ничтожную часть всего наличного количества ее. Поэтому и линии, вызываемые кометой, хотя теоретически и должны были иметься, в действительности были слишком слабы, чтобы их можно было видеть.
