Книга -

слабых протяженных небесных объектов. На Ликской обсерватории Э. Э. Барнард получил таким образом снимки кометы Свифта 1892 г., а Дж. У. Хассей — кометы Рордама 1893 г. Хвосты комет, которые на глаз представлялись призрачными слабыми сияниями, ровными и едва различимыми, на пластинках (при достаточном времени экспонирования) получались в виде блестящих светлых факелов со множеством структурных деталей, с более яркими и более слабыми пятнами, которых раньше никогда не замечали и даже пе подозревали о них. Эти или подобные им более поздние снимки, папример кометы Морхауза (1908 г.). кометы Галлея (1910 г.), с тех пор воспроизводились во многих научных и популярных работах (рис. 58). Особенно важно то, что при сравнении снимков, полученных в следующие друг за другом дни, выяснилось, что яркие узлы в хвосте смещались в

направлении от ядра. На основании этого была найдена их скорость. У кометы Галлея 1910 г. Гебер Д. Кертис на Ликской обсерватории нашел, что скорость возрастает по мере удаления от ядра: от 5 или 10 до 90 км/сек. Таким образом здесь проявилось то самое исходящее на Солнце отталкивание, которое раньше было выведено на основании теоретического заключения (при изучении деталей тонкой структуры головы и ядра в сильно увеличивающие телескопы).

Все это можно было выяснить только при помощи спектрального анализа света, излучаемого кометами. Как раз в те же шестидесятые годы, когда стало известно, что кометы представляют собой рои метеоритных тел, началось и исследование их спектра. При этом выяснилось, что у слабых маленьких комет вдали от Солнца обнаруживается лишь слабый солнечный спектр. [Их рассматривали как рои твердых телец, просто освещаемых Солнцем.] Однако у больших комет, приближавшихся к Солнцу, где только и возникал хвост, появлялся, кроме того, спектр, состоявший из нескольких светлых полос, как это было замечено Донати уже в 1864 г. ири наблюдении кометы Темпля. Хеггипсу удалось точно пронаблюдать и идентифицировать эти полосы у не очепь яркой кометы 1868 I. Их было три: желтая, зеленая и синяя, все резко ограниченные с красного конца спектра и слабо спадающие к фиолетовому. Они точно совпали с полосами уже раньше описанного Сваном спектра углеводородов в электрическом разряде (рис. 59). Тогда Хеггинс заявил, что свет кометы в основном состоит из излучения «светящегося облака углерода». Уже было выяснено, что при разогреве метеорные тела выделяли газы: окись углерода, водород, углекислый газ и углеводороды. Таким образом стало понятно, что если метеорные тела подойдут ближе к Солнцу и разогреются под действием его лучей, то такие газы начнут испаряться и образуют вокруг ядра туманную оболочку — кому.