КОМЕ́ТЫ

КОМЕ́ТЫ (от греч. ϰομήτης – во­ло­са­тый, кос­ма­тый), не­боль­шие по раз­ме­ру и мас­се не­бес­ные те­ла Сол­неч­ной сис­те­мы, об­ра­щаю­щие­ся во­круг Солн­ца по силь­но вы­тя­ну­тым ор­би­там и рез­ко по­вы­шаю­щие свою яр­кость при сбли­же­нии с Солн­цем. Вбли­зи Солн­ца К. вы­гля­дят на не­бе как све­тя­щие­ся ша­ры, за ко­то­ры­ми тя­нет­ся длин­ный хвост (рис. 1). К. пред­став­ля­ют со­бой ле­дя­ные не­бес­ные те­ла (ино­гда на­зы­вае­мые кос­мич. айс­бер­га­ми), яр­кое све­че­ние ко­то­рых соз­да­ёт­ся рас­сея­ни­ем сол­неч­но­го све­та и др. фи­зич. эф­фек­та­ми. Пол­ное на­зва­ние К. вклю­ча­ет в се­бя име­на от­кры­ва­те­лей (не бо­лее трёх), год от­кры­тия, про­пис­ную бу­к­ву лат. ал­фа­ви­та и чис­ло, ука­зы­ваю­щие, в ка­кой мо­мент го­да бы­ла от­кры­та К., и пре­фикс, обо­зна­чаю­щий тип К. (Р – ко­рот­ко­пе­риодиче­ская К., С – дол­го­пе­рио­диче­ская К., D – раз­ру­шив­шая­ся К. и пр.). Еже­год­но в лю­би­тель­ский те­ле­скоп мож­но на­блю­дать при­мер­но 10–20 ко­мет.

Ис­то­ри­че­ски по­яв­ле­ние К. на не­бе счи­та­лось дур­ным пред­зна­ме­но­ва­ни­ем, пред­ве­щаю­щим не­сча­стья и ка­та­ст­ро­фы. Спо­ры о при­ро­де К. (ат­мо­сфер­ной или кос­ми­че­ской) про­дол­жа­лись на про­тя­же­нии 2 тыс. лет и за­вер­ши­лись лишь в 18 в. (см. Ко­мет­ная ас­тро­но­мия

). Зна­чит. про­гресс в изу­че­нии К. был до­стиг­нут в 20 в. бла­го­да­ря по­лё­там к К. кос­мич. ап­па­ра­тов.

Общие сведения о кометах

К. вме­сте с ас­те­рои­да­ми, ме­тео­рои­да­ми и ме­те­ор­ной пы­лью от­но­сят­ся к ма­лым те­лам Сол­неч­ной сис­те­мы. Об­щее чис­ло К. в Сол­неч­ной сис­те­ме чрез­вы­чай­но ве­ли­ко, оно оце­ни­ва­ет­ся ве­ли­чи­ной не ме­нее 10¹². К. под­раз­де­ля­ют­ся на два осн. клас­са: ко­рот­ко­пе­рио­ди­че­ские и дол­го­пе­рио­ди­че­ские с пе­рио­дом об­ра­ще­ния со­от­вет­ст­вен­но ме­нее и бо­лее 200 лет. Об­щее чис­ло К., на­блю­дав­ших­ся в ис­то­рич. вре­мя (в т. ч. на па­ра­бо­ли­че­ских и ги­пер­бо­лич. ор­би­тах), близ­ко к 1000. Из них из­вест­но ок. 100 ко­рот­ко­пе­ри­оди­че­ских К., ре­гу­ляр­но сбли­жаю­щих­ся с Солн­цем. Ор­би­ты этих К. на­дёж­но вы­чис­ле­ны. Та­кие К. на­зы­ва­ют «ста­ры­ми», в от­ли­чие от «но­вых» дол­го­пе­рио­дич. К., ко­то­рые, как пра­ви­ло, на­блю­да­лись во внутр. об­лас­тях Сол­неч­ной сис­те­мы лишь од­на­ж­ды. Боль­шин­ст­во ко­рот­ко­пе­рио­дич. К. вхо­дит в т. н. се­мей­ст­ва пла­нет-ги­ган­тов, на­хо­дясь на близ­ких к ним ор­би­тах. Наи­бо­лее мно­го­чис­лен­ным яв­ля­ет­ся се­мей­ст­во Юпи­те­ра, на­счи­ты­ваю­щее сот­ни К., сре­ди ко­то­рых из­вест­но св. 50 са­мых ко­рот­ко­пе­рио­дич. К. с пе­рио­дом об­ра­ще­ния во­круг Солн­ца от 3 до 10 лет. Мень­ше на­блю­дае­мых К. вклю­ча­ют се­мей­ст­ва Са­тур­на, Ура­на и Неп­ту­на; к по­след­не­му, в ча­ст­но­сти, при­над­ле­жит зна­ме­ни­тая Гал­лея ко­ме­та

.

Осн. ре­зер­вуа­ры, со­дер­жа­щие яд­ра К., рас­по­ло­же­ны на пе­ри­фе­рии Сол­неч­ной сис­те­мы. Это Кой­пе­ра по­яс

, на­хо­дя­щий­ся вбли­зи плос­ко­сти эк­лип­ти­ки не­по­сред­ст­вен­но за ор­би­той Неп­ту­на, в пре­де­лах 30–100 а. е. от Солн­ца, и сфе­ри­че­ское по фор­ме Оор­та об­ла­ко

 >>

, рас­по­ло­жен­ное при­мер­но на по­ло­ви­не рас­стоя­ния до бли­жай­ших звёзд (30–60 тыс. а. е.). Об­ла­ко Оор­та пе­рио­ди­че­ски ис­пы­ты­ва­ет гра­ви­тац. воз­му­ще­ния со сто­ро­ны ги­гант­ских меж­звёзд­ных га­зо­во-пы­ле­вых об­ла­ков, га­лак­тич. дис­ка и звёзд (при слу­чай­ных сбли­же­ни­ях) и по­это­му не име­ет чёт­ко вы­ра­жен­ной внеш­ней гра­ни­цы. К. мо­гут по­ки­дать об­ла­ко Оор­та, по­пол­няя меж­звёзд­ную сре­ду, и вновь воз­вра­щать­ся. Тем са­мым К. иг­ра­ют роль свое­об­раз­ных зон­дов бли­жай­ших к Сол­неч­ной сис­те­ме об­лас­тей Га­лак­ти­ки.

Вслед­ст­вие ана­ло­гич­ных воз­му­ще­ний не­ко­то­рые те­ла из об­ла­ка Оор­та по­па­да­ют во внутр. об­лас­ти Сол­неч­ной сис­те­мы, пе­ре­хо­дя на вы­со­ко­эл­лип­тич. ор­би­ты. Эти те­ла при сбли­же­нии с Солн­цем на­блю­да­ют­ся как дол­го­пе­рио­дич. К. Под влия­ни­ем гра­ви­тац. воз­му­ще­ний со сто­ро­ны пла­нет (в пер­вую оче­редь Юпи­те­ра и др. пла­нет-ги­ган­тов) они ли­бо по­пол­ня­ют из­вест­ные се­мей­ст­ва ко­рот­ко­пе­рио­дич. К., ре­гу­ляр­но воз­вра­щаю­щих­ся к Солн­цу, ли­бо пе­ре­хо­дят на па­ра­бо­ли­че­ские и да­же ги­пер­бо­лич. ор­би­ты, на­все­гда по­ки­дая Сол­неч­ную сис­те­му. Осн. ис­точ­ни­ком ко­рот­ко­пе­рио­дич. К. слу­жит по­яс Кой­пе­ра. Вслед­ст­вие гра­ви­тац. воз­му­ще­ний Неп­ту­ном объ­ек­тов поя­са Кой­пе­ра от­но­си­тель­но не­боль­шая до­ля на­се­ляю­щих по­яс ле­дя­ных тел по­сто­ян­но миг­ри­ру­ет во внутр. об­лас­ти Сол­неч­ной сис­те­мы.

Движение комет по орбите

К. дви­жут­ся по ор­би­там с боль­шим экс­цен­три­си­те­том и на­кло­не­ни­ем к плос­ко­сти эк­ли­п­ти­ки. Дви­же­ние про­ис­хо­дит и в пря­мом (как у пла­нет), и в об­рат­ном направ­лении. К. ис­пы­ты­ва­ют силь­ные при­ливные воз­му­ще­ния при про­хо­ж­де­нии вбли­зи пла­нет, что при­во­дит к су­ще­ст­вен­но­му из­ме­не­нию их ор­бит (и, со­от­вет­ст­вен­но, слож­но­стям про­гно­за дви­же­ний К. и точ­но­го оп­ре­де­ле­ния эфе­ме­рид). Вслед­ст­вие этих из­ме­не­ний ор­бит мно­гие К. вы­па­да­ют на Солн­це.

Ре­зуль­та­ты вы­чис­ле­ний эле­мен­тов ор­бит К. пуб­ли­ку­ют­ся в спец. ка­та­ло­гах; напр., ка­та­лог, со­став­лен­ный в 1997, со­дер­жит ор­би­ты 936 К., св. 80% ко­то­рых на­блю­да­лось толь­ко один раз. В за­ви­си­мо­сти от по­ло­же­ния на ор­би­те блеск К. из­ме­ня­ет­ся на неск. по­ряд­ков, дос­ти­гая мак­си­му­ма вско­ре по­сле про­хо­ж­де­ния пе­ри­ге­лия и ми­ни­му­ма в афе­лии. Аб­со­лют­ная звёзд­ная ве­ли­чи­на К. в пер­вом при­бли­же­нии об­рат­но про­пор­цио­наль­на R⁴, где R – рас­стоя­ние от Солн­ца. Как пра­ви­ло, ко­рот­ко­пе­рио­дич. К. об­ра­ща­ют­ся во­круг Солн­ца не бо­лее не­сколь­ких со­тен раз. По­это­му вре­мя их жиз­ни ог­ра­ни­че­но и обыч­но не пре­вы­ша­ет 100 тыс. лет.

Ак­тив­ная фа­за су­ще­ст­во­ва­ния К. за­кан­чи­ва­ет­ся, ко­гда ис­чер­пы­ва­ет­ся за­пас ле­ту­чих ве­ществ в яд­ре или по­верх­ность яд­ра К. по­кры­ва­ет­ся оп­лав­лен­ной пы­ле­ле­дя­ной кор­кой, воз­ни­каю­щей вслед­ст­вие мно­го­крат­ных сбли­же­ний К. с Солн­цем. По­сле окон­ча­ния ак­тив­ной фа­зы яд­ро К. по сво­им фи­зич. свой­ст­вам ста­но­вит­ся по­доб­ным ас­те­рои­ду, по­это­му рез­кой гра­ни­цы ме­ж­ду ас­те­рои­да­ми и К. нет. Бо­лее то­го, воз­мо­жен и об­рат­ный эф­фект: ас­те­ро­ид мо­жет на­чать про­яв­лять при­зна­ки ко­мет­ной ак­тив­но­сти при рас­трес­ки­ва­нии его по­верх­но­ст­ной кор­ки по тем или иным при­чи­нам.

Не­ре­гу­ляр­ность ор­бит К. при­во­дит к пло­хо про­гно­зи­руе­мой ве­ро­ят­но­сти их столк­но­ве­ний с пла­не­та­ми, что до­пол­ни­тель­но ус­лож­ня­ет про­бле­му ас­те­ро­ид­но-ко­мет­ной опас­но­сти

. Столк­но­ве­ни­ем Зем­ли с ос­кол­ком яд­ра К., воз­мож­но, бы­ло вы­зва­но тун­гус­ское со­бы­тие 1908 (см. Тун­гус­ский ме­тео­рит

 >>

). В 1994 на­блю­да­лось вы­па­де­ние на Юпи­тер (рис. 2) бо­лее 20 фраг­мен­тов К. Шу­мей­ке­ров – Ле­ви 9 (ра­зо­рван­ной в бли­жай­шей ок­ре­ст­но­сти пла­не­ты при­лив­ны­ми си­ла­ми), что при­ве­ло к ка­та­ст­ро­фич. яв­ле­ни­ям в ат­мо­сфе­ре Юпи­те­ра.

Строение и состав комет

К. со­сто­ят из яд­ра, ат­мо­сфе­ры (ко­мы) и хво­ста. Яд­ра не­ре­гу­ляр­ной фор­мы име­ют не­боль­шие раз­ме­ры – от еди­ниц до де­сят­ков ки­ло­мет­ров и, со­от­вет­ст­вен­но, очень ма­лую мас­су, не ока­зы­ваю­щую за­мет­но­го гра­ви­тац. влия­ния на пла­не­ты и др. не­бес­ные те­ла. Яд­ра К. вра­ща­ют­ся от­но­си­тель­но оси, поч­ти пер­пен­ди­ку­ляр­ной плос­ко­сти их ор­би­ты, с пе­рио­дом от не­сколь­ких еди­ниц до не­сколь­ких де­сят­ков ча­сов. Для ядер К. ха­рак­тер­на низ­кая от­ра­жа­тель­ная спо­соб­ность (аль­бе­до 0,03–0,04), по­это­му вда­ли от Солн­ца К. не вид­ны. Ис­клю­че­ние со­став­ля­ет ко­ме­та Эн­ке: пе­ри­од об­ра­ще­ния этой К. все­го 3,31 го­да, она от­но­си­тель­но ма­ло уда­ля­ет­ся от Солн­ца и её мож­но на­блю­дать на всём про­тя­же­нии ор­би­ты.

Ос­таль­ные эле­мен­ты ко­мет­ной струк­ту­ры об­ра­зу­ют­ся при сбли­же­нии К. с Солн­цем. Вбли­зи пе­ри­ге­лия ор­би­ты за счёт суб­ли­ма­ции ве­ще­ст­ва яд­ра и вы­но­са пы­ли с его по­верх­но­сти воз­ни­ка­ет ко­ма. Раз­мер пы­ли­нок в ко­ме со­став­ляет в осн. 10^–7–10^–6 м, но при­сут­ст­ву­ют и бо­лее круп­ные час­ти­цы. Ко­ма пред­став­ля­ет со­бой яр­ко све­тя­щую­ся ту­ман­ную обо­лоч­ку по­пе­реч­ни­ком св. 100 тыс. км. Внут­ри ко­мы в ок­ре­ст­но­сти яд­ра вы­деля­ют наи­бо­лее яр­кий сгу­сток – го­ло­ву К., а за пре­де­ла­ми ко­мы – во­до­род­ную ко­ро­ну (галó). Из ко­мы вы­тя­ги­ва­ет­ся хвост про­тя­жён­но­стью в де­сят­ки млн. км: срав­ни­тель­но сла­бо­све­тя­щая­ся по­ло­са, не имею­щая, как пра­ви­ло, чёт­ких очер­та­ний и на­прав­лен­ная пре­им. в сто­ро­ну, про­ти­во­по­лож­ную Солн­цу. Ин­тен­сив­ная суб­ли­ма­ция и вы­нос пы­ли соз­да­ют ре­ак­тив­ную си­лу; этот не­гра­ви­та­ци­он­ный эф­фект так­же ока­зы­ва­ет влия­ние на не­ре­гу­ляр­ность ко­мет­ных ор­бит.

Яд­ра К. об­ла­да­ют очень низ­кой сред­ней плот­но­стью, обыч­но не пре­вы­шаю­щей со­тен кг/м³. Это сви­де­тель­ст­ву­ет о по­рис­той струк­ту­ре ядер (рис. 3), со­стоя­щих в осн. из во­дя­но­го льда и не­кото­рых низ­ко­тем­пе­ра­тур­ных кон­ден­са­тов (уг­ле­кис­лый, ам­ми­ач­ный, ме­та­но­вый льды) с при­ме­сью си­ли­ка­тов, гра­фи­та, ме­тал­лов, уг­ле­во­до­ро­дов и др. ор­га­нич. со­еди­не­ний. Зна­чит. до­лю яд­ра со­став­ля­ют пыль и бо­лее круп­ные ка­ме­ни­стые фраг­мен­ты. Оби­лие во­дя­но­го льда в со­ста­ве К. объ­яс­ня­ет­ся тем, что мо­ле­ку­ла во­ды яв­ля­ет­ся са­мой рас­про­стра­нён­ной в Сол­неч­ной сис­те­ме.

Из­ме­ре­ния, про­ве­дён­ные при сбли­же­нии с К. кос­мич. ап­па­ра­тов, в це­лом под­твер­ди­ли ги­по­те­зу о том, что яд­ро пред­став­ля­ет со­бой «гряз­ный снеж­ный ком». По­доб­ная мо­дель яд­ра К. бы­ла пред­ложе­на в сер. 20 в. амер. ас­тро­но­мом Ф. Уип­п­лом. Ко­ма со­сто­ит в осн. из ней­траль­ных мо­ле­кул во­ды, во­до­ро­да, уг­ле­ро­да (С₂, С₃), ря­да ра­ди­ка­лов (OH, СN, CH, NH и др.) и све­тит­ся бла­го­да­ря про­цес­сам лю­ми­нес­цен­ции. Она час­тич­но ио­ни­зо­ва­на ко­рот­ко­вол­но­вым сол­неч­ным из­лу­че­ни­ем, соз­даю­щим ио­ны OH⁺, СО⁺, CH⁺ и др. При взаи­мо­дей­ст­вии этих ио­нов с плаз­мой сол­неч­но­го вет­ра воз­ни­ка­ет на­блю­дае­мое из­лу­че­ние в УФ- и рент­ге­нов­ской об­лас­тях спек­тра.

При суб­ли­ма­ции льдов в ат­мо­сфе­ру од­но­вре­мен­но ин­тен­сив­но вы­но­сит­ся пыль, за счёт ко­то­рой в осн. соз­да­ёт­ся хвост К. Со­глас­но клас­си­фи­ка­ции, пред­ло­жен­ной ещё во 2-й пол. 19 в. Ф. А. Бре­ди­хи­ным

, раз­ли­ча­ют три ти­па ко­мет­ных хво­стов: I – пря­мые и уз­кие, на­прав­лен­ные в про­ти­во­по­лож­ную от Солн­ца сто­ро­ну; II – ши­ро­кие, изо­гну­тые и не­сколь­ко от­кло­нён­ные от­но­си­тель­но на­прав­ле­ния от Солн­ца; III – пря­мые, ко­рот­кие и силь­но от­кло­нён­ные от на­прав­ле­ния от Солн­ца. В 20 в. С. В. Ор­лов

 >>

раз­ра­бо­тал фи­зич. ос­но­ву дан­ной клас­си­фи­ка­ции в со­от­вет­ст­вии с ме­ха­низ­мом об­ра­зо­ва­ния хво­ста. Хвост ти­па I соз­да­ёт­ся плаз­мой, взаи­мо­дей­ст­вую­щей с сол­неч­ным вет­ром, хвост ти­па II – час­ти­ца­ми пы­ли суб­мик­рон­ных раз­ме­ров, под­вер­жен­ны­ми воз­дей­ст­вию све­то­во­го дав­ле­ния, хвост ти­па III – со­во­куп­но­стью мел­ких и бо­лее круп­ных час­тиц, ис­пы­ты­ваю­щих разл. ус­ко­ре­ние под дей­ст­ви­ем гра­ви­тац. сил и све­то­во­го дав­ле­ния. Вслед­ст­вие та­ко­го ме­ха­низ­ма об­ра­зо­ва­ния по­ло­же­ние в про­стран­ст­ве хво­стов ти­па III ме­нее чёт­кое, оно не сов­па­да­ет с ан­ти­сол­неч­ным на­прав­ле­ни­ем и от­кло­не­но на­зад от­но­си­тель­но ор­би­таль­но­го дви­же­ния. Ино­гда в струк­ту­ре хво­ста на­блю­да­ют­ся изо­гну­тые ли­нии – т. н. син­ди­на­мы, или да­же ве­ер син­ди­нам, соз­дан­ных пы­лин­ка­ми раз­ных раз­ме­ров.

Из­ме­не­ния, про­ис­хо­дя­щие с К. в раз­ных точ­ках её ор­би­ты и в те­че­ние жиз­ни, в зна­чит. сте­пе­ни оп­ре­де­ля­ют­ся не­ста­цио­нар­ны­ми про­цес­са­ми те­п­ло­мас­со­пе­ре­но­са в по­рис­том яд­ре и фор­ми­ро­ва­ни­ем не­од­но­род­ной струк­ту­ры по­верх­но­сти, с ко­то­рой про­ис­хо­дит суб­ли­ма­ция. Ки­не­тич. мо­де­ли­ро­ва­ние этих про­цес­сов по­зво­ли­ло по­лу­чить пред­став­ле­ние о со­стоя­нии га­за в ко­ме. Вбли­зи ядер ак­тив­ных К. те­че­ние га­за в по­лу­сфе­ре, об­ра­щён­ной к Солн­цу, близ­ко к рав­но­вес­но­му, плот­ность га­за бы­ст­ро па­да­ет по ме­ре уда­ле­ния от по­верх­но­сти яд­ра. Из-за адиа­ба­тич. рас­ши­ре­ния га­за в меж­пла­нет­ный ва­ку­ум темп-ра со­став­ля­ет неск. кель­ви­нов на расстоянии от яд­ра ок. 100 км. В ок­ре­ст­но­сти оси сим­мет­рии об­ра­зу­ет­ся хо­ро­шо вы­ра­жен­ная струя (джет), обу­слов­лен­ная ин­тен­сив­ным вы­но­сом га­за и пы­ли. (На изо­бра­же­нии яд­ра ко­ме­ты Гал­лея, по­лу­чен­ном при про­лё­те вбли­зи не­го КА «Джот­то», вид­ны неск. дже­тов.) Та­кую не­рав­но­мер­ность суб­ли­ма­ции с по­верх­но­сти яд­ра мож­но объ­яс­нить те­п­ло­вы­ми де­фор­ма­ция­ми, вы­зы­ваю­щи­ми раз­ло­мы и тре­щи­ны в по­верх­но­ст­ной кор­ке ко­ме­ты.

В ре­зуль­та­те ин­тен­сив­но­го вы­де­ле­ния пы­ли ко­рот­ко­пе­рио­дич. К. вдоль её ор­би­ты об­ра­зу­ют­ся пы­ле­вые то­ры. Эти то­ры пе­рио­ди­че­ски пе­ре­се­ка­ет Зем­ля в сво­ём дви­же­нии по ор­би­те, что вы­зы­ва­ет ме­те­ор­ные по­то­ки

.

Значение комет для космогонии

Про­ис­хо­ж­де­ние К., ве­ро­ят­но, свя­за­но с гра­ви­тац. вы­бро­сом ле­дя­ных тел из об­ласти об­ра­зо­ва­ния пла­нет-ги­ган­тов (см. в ст. Кос­мо­го­ния

). По­это­му ис­сле­до­ва­ния К. спо­соб­ст­ву­ют ре­ше­нию фун­дам. про­бле­мы про­ис­хо­ж­де­ния и эво­лю­ции Сол­нечной сис­те­мы. К. пред­став­ля­ют боль­шой на­уч. ин­те­рес пре­ж­де все­го с точ­ки зре­ния кос­мо­хи­мии, по­сколь­ку со­дер­жат пер­вич­ное ве­ще­ст­во, из ко­то­ро­го об­ра­зо­ва­лась Сол­неч­ная сис­те­ма. Счи­та­ет­ся, что К. и наи­бо­лее при­ми­тив­ный класс ас­те­рои­дов (уг­ли­стые хон­д­ри­ты) со­хра­ни­ли в сво­ём со­ста­ве час­ти­цы про­то­планет­но­го об­ла­ка и га­зо­пы­ле­во­го ак­кре­ци­он­но­го дис­ка. В ка­че­ст­ве ре­лик­тов фор­ми­ро­ва­ния пла­нет (пла­не­те­зи­ма­лей) К. пре­тер­пе­ли наи­мень­шие из­ме­не­ния в про­цес­се эво­лю­ции. По­это­му ин­фор­ма­ция о со­ста­ве К. по­зво­ля­ет на­ло­жить дос­та­точ­но стро­гие ог­ра­ни­че­ния на диа­па­зон па­ра­мет­ров, ис­поль­зуе­мых при раз­ра­бот­ке кос­мо­го­нич. мо­де­лей.

В то же вре­мя, по совр. пред­став­ле­ни­ям, са­ми К. мог­ли сыг­рать важ­ную роль в эво­лю­ции Зем­ли и др. пла­нет зем­ной груп­пы в ка­че­ст­ве ис­точ­ни­ка ле­ту­чих эле­мен­тов и их со­еди­не­ний (в пер­вую оче­редь во­ды). Как по­ка­за­ли ре­зуль­таты ма­те­ма­тич. мо­де­ли­ро­ва­ния, за счёт это­го ис­точ­ни­ка Зем­ля мог­ла по­лучить ко­ли­че­ст­во во­ды, со­пос­та­ви­мое с объ­ё­мом её гид­ро­сфе­ры. При­мер­но та­кие же ко­ли­че­ст­ва во­ды мог­ли по­лу­чить Ве­не­ра и Марс, что го­во­рит в поль­зу ги­по­те­зы о су­ще­ст­во­ва­нии на них древ­них океа­нов, по­те­рян­ных в хо­де по­сле­дую­щей эво­лю­ции. К. рас­смат­ри­ва­ют­ся так­же как воз­мож­ные но­си­те­ли пер­вич­ных форм жиз­ни. Про­бле­ма воз­ник­но­ве­ния жиз­ни на пла­не­тах свя­зы­ва­ет­ся, в ча­стно­сти, с транс­пор­том ве­ще­ст­ва внут­ри и вне пре­де­лов Сол­неч­ной сис­те­мы и ми­гра­ци­он­но-столк­но­ви­тель­ны­ми про­цес­са­ми, клю­че­вую роль в ко­то­рых иг­ра­ют ко­меты.