сли бы кометам присуждали приз за красоту, то такой приз, несомненно, получила бы комета, появившаяся в 1858 году. Она была открыта 2 июля этого года. К середине августа у кометы развился великолепный хвост.

Хотя эта хвостатая звезда уступала по своим размерам многим большим кометам, появлявшимся раньше, она превосходила их красотой.

К середине октября у кометы было два хвоста — один прямой, а второй изогнутый, напоминающий турецкий ятаган. 5 октября голова кометы закрыла собою Арктур, но эта яркая желтоватая звезда нисколько не ослабела в своем блеске. Ядро кометы по своей яркости в эти дни почти не уступало Арктуру.

Комета 1858 года.

За 275 дней, в продолжение которых была видна комета, многочисленные наблюдатели обнаружили внезапные облачные истечения из ее ядра и другие интересные явления. Ни одна из комет еще не изучалась так тщательно, как эта красивейшая хвостатая звезда. Впрочем, огромный материал наблюдений был обработан значительно позже, и поэтому никаких новых идей эта комета при своем появлении не породила.

Когда определили орбиту этой кометы, выяснилось, что она движется вокруг Солнца по чрезвычайно вытянутому эллипсу, уходя почтив 150 раз дальше, чем Земля. Свой обход вокруг Солнца она совершает почти за 2 000 лет. Значит в следующий раз эту комету следует ожидать в 39-м столетии.

Прошло несколько лет. За эти годы в физике было сделано важное открытие. Физики разработали метод спектрального анализа. Сущность его основана на известном всем явлении: если белый солнечный луч пропускать через трехгранную стеклянную призму, то на белом экране, помещенном за призмой, получается радужная цветная полоса— так называемый спектр. Был изобретен прибор — так называемый спектроскоп, состоящий из двух трубок и призмы. Первая трубка называется коллиматором. На одном конце она имеет узкую щель, а на другом двояковыпуклую стеклянную линзу. Щель помещается как раз в фокусе этой линзы. По законам оптики лучи белого света, прошедшие через щель и призму, выходят из коллиматора параллельным пучком. Попадая на призму, они проходят через нее и разлагаются на составные цвета. Если за призмой поставить экран, получится спектр, то есть ряд изображений щели коллиматора в различных лучах. Чтобы лучше рассмотреть этот спектр, в спектроскопе вместо экрана помещают за призмой обычную зрительную трубу и через нее производят наблюдения.

Физики установили, что различные светящиеся тела дают различный спектр. Если мы будем рассматривать в спектроскоп твердое или жидкое раскаленное тело, то спектр получится непрерывный. Он имеет вид цветной полосы, в которой цвета постепенно переходят один в другой. По такому спектру нельзя определить химический состав светящегося тела.

Другое дело, если мы станем наблюдать в спектроскоп светящийся газ. Непрерывного спектра не будет, а в спектроскопе мы увидим ряд ярких цветных линий на темном фоне. Значит раскаленный газ в обычных условиях испускает не все лучи, а только некоторые — определенного цвета. Цветные же линии в спектре представляют собой изображение щели спектроскопа в этих лучах. Такой тип спектра называется спектром испускания. У каждого газа свои определенные линии, свой характерный для него спектр испускания.

Значит по наблюдению таких спектров можно установить, какой газ перед нами. Спектр газа — это его паспорт, по которому «личность» газа немедленно определяется.

Есть, однако, еще третий тон спектров — спектры поглощения. Если источник непрерывного спектра рассматривать через газ, более холодный, чем этот источник, то газ поглотит часть лучей, идущих от источника непрерывного спектра. И вот что замечательно: газ поглотит как раз те лучи, которые он сам может испускать в раскаленном состоянии. В спектроскоп мы увидим непрерывный спектр, а на нем темные линии поглощения, которые также дают возможность определить состав поглощающего газа.

Эти законы спектрального анализа, открытые физиками, дали мощный инструмент исследования в руки астрономов. В самом деле, теперь, находясь на Земле, можно было узнать, из каких веществ состоят Солнце и звезды.

Еще до установления законов спектрального анализа было известно, что спектр Солнца является спектром поглощения со множеством темных линий. Теперь нетрудно было установить, каким веществам принадлежат эти линии. Надо было только сравнить солнечный спектр со спектром испускания каких-нибудь веществ, известных на Земле и изученных в лаборатории. Оказалось, что в солнечном спектре есть темные линии, соответствующие по своему положению ярким «лабораторным» линиям паров железа и натрия. Значит на Солнце есть натрий и железо.

Так физики помогли астрономам начать изучение состава небесных тел. В астрономии наступила новая эра — эра спектрального анализа.

Конечно, интересно было узнать, наконец, состав не только Солнца и звезд, но и загадочных хвостатых светил.

Астрономы с нетерпением ожидали появления яркой кометы, чтобы исследовать ее лучи с помощью недавно изобретенного спектроскопа. Подходящий случай вскоре представился. В 1864 году появилась одна из периодических комет, открытая ловцом-любителем. Астрономы привинтили спектроскопы к своим телескопам и направили их на комету. Сразу бросилось в глаза, что спектр ее не непрерывный, а состоит из отдельных ярких полос. Их было всего три — желтая, зеленая и голубая.

Из наблюдений в лаборатории ученые узнали, что такие же полосы дают горящие углеводороды: светильный газ, болотный газ и др. Подобный же спектр получался при рассматривании в спектроскоп нижней, голубоватой, части пламени обыкновенной свечки. Стало очевидным, что головы и хвосты комет состоят из светящихся газов.

В 1866 и 1868 годах появились еще две кометы. При изучении их спектра, помимо полос, обнаруженных раньше, был замечен еще слабый фон непрерывного спектра. Значит газы кометы не только сами светились, но, по-видимому, кроме того, рассеивали солнечные лучи. Отражением солнечного спектра и был наблюдаемый непрерывный спектр.

Был установлен и другой замечательный факт. Сравнивая спектр кометы со спектром спиртовой горелки, исследователи обнаружили их сходство. Но ведь свет горелки создается в основном светящимися парами углерода. Следовательно, и в кометах имеется углерод.

Проходили годы, и все новые и новые наблюдения спектров комет приводили к убеждению, что самые разнообразные хвостатые звезды имеют весьма сходный состав. Самым заметным веществом в их спектре был углерод.

С 1881 года спектры комет стали фотографировать Фотопластинка оказалась в этой роли лучшим инструментом, чем человеческий глаз. Ведь последний не воспринимает ультрафиолетовых лучей, а фотопластинка к ним чувствительна. На фотопластинку можно поэтому заснять и ультрафиолетовую часть спектра.

Вместо спектроскопа стали устанавливать спектрограф, то есть спектроскоп, в котором взамен зрительной трубы помещена фотокамера. Оказалось, что в ультрафиолетовой части спектра комет тоже имеются какие-то яркие полосы. Снова пришла на помощь лаборатория. Было установлено, что эти полосы принадлежат газу циану, состоящему из азота и углерода. Как выяснилось в дальнейшем, циан присутствует в большинстве комет.

Началось изучение физики комет. Хвостатые звезды были как бы взяты в лабораторию.