| деятельности и к выполнению правил поведения.
Стремясь сделать образование доступным всем детям, К. разработал классноурочную систему обучения, к-рая заменила индивидуальную. К. разработал единую школьную систему: материнская школа (воспитание в семье под руководством матери до 6 лет), школа родного языка для детей от 6 до 12 лет (изучение родного языка, арифметики, элементов геометрии, географии, природоведения, чтение священного писания, знакомство с важнейшими ремёслами), в крупных городах для наиболее способных уч-ся с 12 до 18 лет - лат. школа или гимназия (в уч. план гимназии К. вводил наряду с традиционными "семью свободными искусствами" естествознание, историю, географию). К. изменил и содержание самих "свободных искусств", связав их с практич. потребностями и подняв до уровня современной ему науки. Наконец, в каждом гос-ве должна быть -академия - высшая школа для молодёжи с 18 до 24 лет. Эту систему, описанную уже в "Чешской дидактике", К. в "Пампедии" расширил, добавив к ней "школы зрелого возраста и старости", в которых "преподаёт" сама жизнь.
Я. Коменский.
В большинстве пед. работ К. содержатся высказывания об учителе, а в "Пампедии" есть спец. глава. Учитель, по К., должен владеть пед. мастерством и любить своё дело, пробуждать самостоят, мысль уч-ся, готовить из них деятельных людей, заботящихся о всеобщем благе.
К. оказал огромное влияние на развитие мировой педагогики и школьной практики. Многие его дидактич. положения вошли в совр. теорию обучения.
Соч.: Dilo, sv. 1 - 2, 17, Praha, 1969 - 71 (изд. продолжается); Listy pfatelum a pfiznivcum, Praha, [1970]; в рус. пер.- Избр. соч., ч. 1 - 3, Ревель, 1892 - 97; Избр. педагогические сочинения, 2 изд., ч. 1 - 2, М.. 1902 - 11; Избр. педагогические сочинения, т. 1 - 3, М., 1939 - 41; Избр. педагогические сочинения, М., 1955; Видимый свет на латинском, российском, немецком, итальянском, французском языках представлен с реестром самых нужнейших российских с тов. М., 1768.
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; К v а с а 1 a J., J. A. Comenius. Sein Leben und seine Schriften, В., 1892; H e у b e rg e r A., J. A. Comenius (Komensky). Sa vie et son oeuvre d'education, P., 1928; N ov a k J., H e n d r i с h J., J. A. Komensky. Jeho zivot a spisy, Praha, 1932; Young R. F., Comenius in England, Oxf., 1932; Kopecky J., PatockaJ., К у г a s e k J., J. A. Komensky. Nastin zivota a dila, Praha, 1957; К u r d yb а с h a i., Dziatatnosc Jana Amosa Komeriskiego w Polsce, Warsz., 1957; Sesja naukowa w Lesznie w czterechsetna rocznica powstania Gimnazjum i w trzechsetna wydania "Opera didactica omnia" J. A. Komeriskiego, red. Kurdbacha, Wroclaw - Warsz., 1957; Soupis del J. A. Komenskeho v ceskqslovenskych knihovnach, archived, a musejich, Praha, 1959; S с h a 1 1 e r K., Die Padagogik des Johann Amos Comenius und die Anfange des padagogischen Realismus im 17. Jahrhundert, HcUb., 1962;"Acta Comeniana", Archiv pro badani о zivote о dile Jana Amose Komenskeho, t. 25, Praha, 1969; Floss P., J. A. Komensky. Od divadla veci k dramatu cloveka, Ostrava, 1970; К оz i k F., Svetlo v temnotach. Bolestny a brdinsky zivot J. A. Komenskeho, [Praha, 1970]; fc i b r t C., Bibliografie ceske historie, t. 5, Praha, 1912, c. 17324-30638. A.M. Пискунов.
КОМЕТА ИСКУССТВЕННАЯ, облако паров натрия, выпускаемое с борта космич. ракеты в определённой точке её траектории. Служит для осуществления оптич. наблюдений за полётом ракеты и определения параметров её траектории, а также для различных науч. исследований. Пары натрия, находящиеся в облаке К. и. в атомарном состоянии, интенсивно рассеивают солнечный свет определённой длины волны, что позволяет, используя светофильтры, наблюдать К. и. даже на сравнительно ярком фоне неба. К. и. были образованы при полётах 1-й и 2-й сов. автоматич. 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 устройствоиспаритель, обеспечивавшее испарение 1 кг натрия в течение 5-7 сек и выброс натриевого облака.
КОМЕТАРНЫЕ ТУМАННОСТИ, небольшие (поперечник ок. 1 парсека) галактич. туманности с непрерывным спектром излучения, как правило, имеющие форму кометы. В голове такой "кометы" обычно расположена молодая звезда (типа Т Тельца), излучение к-рой обеспечивает свечение туманности. Наблюдаются также К. т., имеющие вид двух комет, направленных в противоположные стороны от звезды; глобулы со светлым ободком, в центре к-рой находится звезда, и др. Предполагается, что К. т. образовались из характерных газово-пылевых включений в диффузных туманностях (т. н. "слоновые хоботы" и др.). После рассеяния туманности и "исчезновения" возбуждавшей её горячей звезды включение остаётся, а в его области с макс, плотностью образуется молодая звезда, излучение к-рой рассеивается пылью и делает туманность видимой. См. Туманности галактические.
КОМЕТНАЯ АСТРОНОМИЯ, раздел астрономии, посвящённый исследованиям комет. К. а. занимается: позиционными, фотометрическими, поляризационными и др. наблюдениями комет; разработкой физич. теорий комет; изучением законов движения комет, в частности возмущений, оказываемых на их движение большими планетами; разработкой гипотез происхождения комет; моделированием комет в лаборатории и космосе. В исследованиях К. а. широко используются методы астрофизики, небесной механики, астрометрии. Проблемы К. а, в СССР разрабатываются в астрономич. учреждениях Москвы, Ленинграда, Алма-Аты, Киева и др. Очерк развития К. а. см. в ст. Кометы.
КОМЕТНОЕ ОБЛАКО, облако О о р т а, гипотети ,еский невидимый рой комет, простирающийся до далёких окрестностей Солнца (афелии отд. комет - от 50 до 150 тыс. а. е.), где силы тяготения к Солнцу сравнимы по величине с общим гравт:тац. полем Галактики (голл. 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, небольшой телескоп для поисков и визуальных наблюдений слабых комет. Для К. характерно большое поле зрения и небольшое увеличение, при к-ром выходной зрачок К. равен зрачку глаза в ночных условиях. Это обеспечивает минимальное ослабление поверхностной яркости протяжённых объектов.
КОМЕТЫ (от греч. kometes - звезда с хвостом, комета; букв.-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, наз. ядром К., приближается к Солнцу на расстояние, меньшее 45 астрономич. единиц, прогревается его лучами и из него начинают выделяться газы и пыль. Последние создают вокруг ядра туманную оболочку (а т м о с ф ер у К.), иногда наз. 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. Значит. 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, к-рый 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 (нач. 19 в.) и развит Ф. А. Бредихиным (2-я пол. 19 в.), начавшим изучение физич. природы К. и особенностей их внутр. строения; в частности, Бредихин создал сыгравшую большую роль в исследованиях К. механич. теорию кометных форм. В нач. 20 в. австр. астроном И. Голечек и сов. астроном С. В. Орлов исследовали блеск К. и выяснили закон его изменения в зависимости от расстояния К. до Солнца. Совр. эпоха в исследовании К. началась в 1910, когда при возвращении яркой Галлея кометы стали широко применяться фотографич. и спектроскопич. 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 ).
Табл. 1.-Большие кометы
Кометы
Наибольшая видимая звёздная величина
Кометы
Наибольшая видимая звёздная величина
1811 I
+ 1
1882 II
- 17
1823
1901 II
- 2
1843 I
-7
1910 I
-5
1858 VI
+ 0,2
1910 II
1861 II
-4
Галлея
-1
1874 III
1927 IX
-6
1880 I
1947 XII
-2
1881 III
1948 XI
ок. +1
1957 III
+2
По междунар. соглашению К. первоначально обозначаются годом открытия и буквой лат. алфавита в порядке поступления сообщения об их открытии. После надёжного определения их орбит эти предварит, обозначения заменяются окончательными, содержащими год, порядковый номер (рим. цифра) прохождения К. через перигелий и имя открывшего её наблюдателя (или наблюдателей). См. Ахмарова - Юрлова комета, Белявскоро комета, Биэлы комета, Джакобини-Циннера комета, Донати комета, Икея - Секи комета, Лекселя комета, Морхауза комета, Неуймина кометы, Шайна комета, Энке - Баклунда комета.
Блеск К. изменяется в больших пределах. Самой яркой из известных была К. 1882 II, подходившая к Солнцу на очень небольшое расстояние. Её блеск в перигелии достигал -17 звёздной величины, т. е. она давала в 60 раз больше света, чем Луна в полнолуние. Она была самым ярким небесным объектом после Солнца и была хорошо видна днём вблизи поверхности Солнца. Однако большинство К. видно только в телескопы.
Блеск К. быстро увеличивается с изменением её расстояния г от Солнца и зависит также от её расстояния Д от Земли. Звёздная величина т головы К. может быть представлена эмпирической зависимостью т = т,, + 5 lg Д + 2,5 n lg r. Сов. астроном Б. Ю. Левин, на основании физич. соображений, установил иную зависимость: т = А + В у г + 5 lg Д. В этих формулах то- абсолютный блеск, п, А и В - постоянные, у большинства К. п ж 4, т. е. свечение головы К. изменяется приблизительно обратно пропорционально г4. На регулярное изменение блеска К. с изменением r накладываются иногда неправильные колебания, к-рые, возможно, связаны с солнечной активностью. У многих периодических К. наблюдается вековое ослабление блеска, к-рое объясняют исчерпыванием запасов светящегося вещества.
Табл. 2.-Э лементьт орбит некоторых комет
Комета
Время последнего прохождения перигелия Т
Период обращения p (годы)
Эксцентриситет е
Наклон орбиты t
Долгота восходящего узла
Л
Расстояние перигелия от узла ад
Перигелийное расстояние д(а.е.)
Афелийное расстояние Q(a.e.)
Примечания
1970 I Энке
1971 янв., 9,92
3,302
0,847152
11°, 9747
334°, 2224
185°, 9383
0,338897
4,09
Самая коротко-" периодическая
1957 IV Швассмана- Вахмана I"
1957, май 12,89
16,10
0,131488
9,4872
321,6094
355,8271
5,53774
7,21
Малое е, планстоподобная орбита
1910 II Галлея
1910, апр. 20,18
76,1
0,967297
162,2158
57,8466
111,7190
0,587212
35,31
Первая К., для к-рой определена орбита
1965 VIII Икея- Секи (главное ядро)
1965, окт. 21,18
874
0,999915
141,8576
346,2963
69,0499
0,007785
183 .
"Задевающая Солнце-" -
Орбиты комет. К 1971 вычислено ок. 1 тыс. систем элементов орбит для почти 600 К. Результаты вычислений публикуются в спец. каталогах. Так, каталог Портера содержит сведения о появлениях К. в годы от 239 до н. э. до 1961 н. э.; всего в нём упоминается 829 появлений 566 индивидуальных К., среди которых 54 короткопериодич. (с периодами р<200 лет), наблюдавшихся при двух и более приближениях к Солнцу; 40 короткопери одических, наблюдавшихся только при одном приближении; 117 долгопериодических (с р > 200 лет); 290 К. с параболич. орбитами; 65 К. с гиперболич. орбитами, которые, удаляясь от Солнца, навсегда покидают Солнечную систему, уходя в межзвёздное пространство. Большинство орбит, считающихся параболическими, в действительности, повидимому, сильно вытянутые эллиптические, для них, однако, эксцентриситет не мог быть определён из-за недостаточной точности наблюдений. Гиперболич. же орбиты являются результатом возмущающего действия больших планет, преим. Юпитера, на движения К. Анализ движения таких К. в минувшие годы привёл к заключению, что до момента, когда каждая из таких К. начала испытывать заметное возмущающее влияние планет, она приближалась к Солнечной системе по эллиптич. орбите. Прохождения К. вблизи больших планет приводят к резким изменениям орбит К. Напр., К., открытая финским астрономом Л. Отермой в 1942 и двигавшаяся до 1963 между орбитами Марса и Юпитера, перешла после сближения с Юпитером на новую орбиту, лежащую между орбитами Юпитера и Сатурна.
В движении ряда К., в первую очередь короткопериодических, обнаружены также эффекты,не объяснимые притяжением их известными телами Солнечной системы (т. н. негравитационные эффекты). Так, одни К. испытывают вековое ускорение, а другие - вековые замедления движения, являющиеся, по-видимому, результатом реактивного эффекта от выделяющихся из ядра потоков вещества.
Короткопериодич. К. принято делить на "семейства" по величине афелийных расстояний. К наиболее многочисл. семейству Юпитера относят К., афелий к-рых расположен около орбиты Юпитера. К семейству Сатурна относят К. с афелиями вблизи его орбиты. Интересную группу К., "задевающих Солнце", образуют несколько долгопериодич. К. Все они имеют очень малые перигелийные расстояния, .в пределах 0,0055-0,0097 а.е. (т. е. их перигелии удалены от поверхности Солнца на 0,5-1 радиус Солнца), и примерно одинаковые остальные элементы орбиты. Весьма вероятно, что эти К.- продукты распада одной материнской К.
В табл. 2 приведены элементы орбит нек-рых К.
Строение комет. По современным представлениям, ядра К. состоят из водяного газа с примесью "льдов" других газов (СО2, NH3 и др.), а т |
