dikotyle, etwa 240 Arten umfassende, in den Tropen einheimische Familie aus der Ordnung der Myrtifloren,
Holzpflanzen mit einfachen, lederartigen Blättern und regelmäßigen, zwitterigen oder vielehig-zweihäusigen Blüten.
Sie
unterscheiden sich von den übrigen Myrtifloren hauptsächlich durch den ungefächerten Fruchtknoten sowie die vom Scheitel
desselben herabhängenden Samenknospen und schließen sich in verwandtschaftlicher Beziehung zunächst
an die Onagraceen und Rhizophoraceen an.
Jagstkreis, auf einem Bergvorsprung im Kocherthal, südlich bei Hall (s. d.
3), 1078 als Benediktinerkloster gegründet, 1488-1802 ein weltliches Ritterstift, jetzt Sitz des württembergischen Ehreninvalidenkorps.
Interessant ist die alte viertürmige Kirche (1075-1115 erbaut, 1707-15 im Rokokostil restauriert) mit
mancherlei Sehenswürdigkeiten.
Vgl. Mejer, Beiträge zur Geschichte von Komburg (Hall 1867).
(franz. cambuse), die Schiffsküche, auf kleinen Schiffen meist an Deck, auf größern, z. B. Ozeandampfern,
auf dem Hauptdeck, auf Kriegsschiffen im Zwischendeck oder in der Batterie eingebaut.
Anton Emanuel von, Landwirt, geb. zu Humpoletz in Böhmen, widmete sich 1829 der Landwirtschaft, wurde 1835 in
gräflich Thunschen Diensten Zentraldirektionssekretär in Tetschen, studierte zwei Jahre in Hohenheim, erhielt 1840 die Direktion
der Thunschen Herrschaft Peruc, wurde 1844 Zentraldirektor, später Domänenrat und funktionierte bis 1874 als
Generalbevollmächtigter des Grafen Thun. In allen diesen Stellungen schuf er zeitgemäße und bedeutungsvolle Reformen im Betrieb
der Landwirtschaft und steigerte die Erträge auf eine früher nie geahnte Höhe. 1856-73 übernahm er auch mit großem Erfolg
für viele andre Großgrundbesitzer die Neuorganisation des landwirtschaftlichen Betriebs, führte denselben
aber überall nur kurze Zeit durch. Komers leitete 1855-66 die nach seinen Plänen errichtete erste Ackerbauschule in Tetschen-Liebwerda,
seit 1856 auch die landwirtschaftliche Mittelschule daselbst und wurde nach Umwandlung der erstern in eine höhere landwirtschaftliche
Lehranstalt Mitkurator und Oberdirektor derselben. Er beteiligte sich vielfach an Bestrebungen landwirtschaftlicher
Vereine und Korporationen und war unter anderm Präsident der Patriotischen ökonomischen Gesellschaft für Böhmen und der nach
seinen Plänen gegründeten Landwirtschaftlichen Kreditbank, Präsident des Landwirtschaftlichen Klubs für Böhmen, des Komitees
für naturwissenschaftliche Durchforschung Böhmens und des Landeskulturrats, bis ihn seit 1872 zunehmende Kränklichkeit zwang,
von seinen zahlreichen Ämtern zurückzutreten. Er lebt gegenwärtig in Iglau. 1879 wurde ihm der erbliche
Ritterstand verliehen. 1861 bis 1882 gab er das von ihm begründete »Jahrbuch
für österreichische Landwirte nebst landwirtschaftlichem Geschäftskalender« heraus und schrieb außerdem: »Die Landwirtschaft
Österreichs« (Prag 1863);
»Die Bodenkrafterschöpfung« (das. 1864);
»Der heutige Standpunkt der Bodenerschöpfungsfrage« (das.
1868);
»Abriß der Nationalökonomie« (das. 1867, 2. Aufl. 1868);
Weltkörper, welche durch die weniger scharf abgegrenzten Umrisse ihrer Gestalt, einen wenigstens bei den größern
vorhandenen Lichtschweif, die geringe Dichtigkeit ihrer Massen und die eigentümlichen Verhältnisse ihrer Bahnen charakterisiert
werden. Kometen sind in allen Jahrhunderten beobachtet worden, besonders zahlreich aber im gegenwärtigen, wo von vielen Seiten
mit Ausdauer nach ihnen gesucht wird. Ihre Anzahl betrug:
612-500 v. Chr.
3
499-400 " "
6
399-300 " "
7
299-200 " "
5
199-100 " "
18
99-1 " "
14
1-99 n. Chr.
21
100-199 " "
18
200-299 " "
35
300-399 " "
21
400-499 " "
19
500-599 " "
24
600-699 " "
21
700-799 n. Chr.
13
800-899 " "
31
900-999 " "
20
1000-1099 " "
28
1100-1199 " "
22
1200-1299 " "
25
1300-1399 " "
31
1400-1499 " "
35
1500-1599 " "
38
1600-1699 " "
27
1700-1799 " "
96
1800-1880 " "
207
Von den Kometen dieses Jahrhunderts waren aber bloß einige 20 dem unbewaffneten Auge sichtbar, die meisten nur teleskopisch. Ein
Schluß aus diesen Sichtbarkeitsverhältnissen auf die wirkliche Größe eines Kometen ist jedoch im allgemeinen nicht statthaft,
weil Helligkeit und scheinbare Ausdehnung bestimmt werden durch die Entfernung des Kometen von Sonne und Erde.
Die Bewegungen der Kometen sind scheinbar ganz unregelmäßig; einige bewegen sich rechtläufig (direkt), d. h.
in derselben Richtung wie die Planeten, andre dagegen rückläufig (retrograd), d. h. in entgegengesetzter Richtung. Sie durchstreifen
alle Teile des Himmels, ohne, wie die Planeten, auf gewisse Gegenden desselben beschränkt zu sein, indem
ihre Bahnen unter allen möglichen Winkeln schneiden; manche sind nur kurze Zeit, kaum einige Tage, andre mehrere Monate lang
sichtbar. A. Borelli war der erste, der bei dem Kometen vom Dezember 1664 die Ansicht aussprach, derselbe bewege sich in einer parabolischen
Bahn; schärfer bestimmte diese Hevel in seiner »Kometographie«,
und Dörfel wies 1681 bei dem großen Kometen von 1680 nach, daß derselbe eine parabolische Bahn um die Sonne als Brennpunkt beschrieb.
Eine vollständige Bahnberechnung versuchte um dieselbe Zeit Newton und mit mehr Erfolg 1705 Halley; Olbers 1797, später Bessel,
Gauß und v. Oppolzer lösten das Problem der Bahnbestimmung eines Kometen mit aller wissenschaftlich erforderlichen
Schärfe. Die meisten Kometenbahnen sind parabolisch, Ellipsen kommen nur wenig vor, noch weniger Hyperbeln, die überhaupt
zweifelhaft sind; doch sind möglicherweise auch viele der berechneten parabolischen Bahnen in Wahrheit sehr lang gestreckte
Ellipsen.
Was die Verteilung der bekannten Kometenbahnen im Raum anlangt, so haben die meisten Periheldistanzen
zwischen 0,5 und 1,0 des Radius der Erdbahn und zwar deshalb, weil diese Kometen der Erde beträchtlich nahe kommen und lange in
günstigen Sichtbarkeitsverhältnissen verweilen. Die Neigungen der Bahnebenen des Kometen gegen die Ekliptik erscheinen völlig
nach dem Zufall gruppiert. Auch zwischen der Anzahl der recht- oder rückläufigen Kometen und den
Periheldistanzen findet keine nachweisbare Beziehung statt.
Für den Anblick mit bloßem Auge charakterisieren sich die Kometen durch die Nebelhülle oder den Kopf und den schwächer leuchtenden,
mehr oder minder langen Schweif, welcher sich bisweilen, wie bei dem Kometen von 1843 (s. Tafel,
[* ]
Fig.
1), über einen bedeutenden Teil des Himmelsgewölbes hinzieht und bald mehr, bald weniger gekrümmt
ist
[* ]
(Fig. 2). Derselbe fehlt bei den teleskopischen Kometen entweder ganz, oder ist nur von
geringer Ausdehnung. Seine Entwickelung erfolgt in dem Maß, wie sich der Komet der Sonne nähert, und bei der zunehmenden Entfernung
des Kometen von der Sonne verschwindet er allmählich wieder.
In der Regel ist der Schweif von der Sonne abgewendet in der Verlängerung der Linie, welche die Sonne mit
dem Kopf des Kometen verbindet. Gegen das Ende hin breiten sich die Schweife gewöhnlich aus und verschwinden auf dem Himmelsgrund,
was eine Verteilung der Schweifmaterie in großer Entfernung vom Kometen andeutet. Die scheinbare Ausdehnung eines Kometenschweifs
gestattet keinen Schluß auf dessen wirkliche Größe. Der 90° lange Schweif des Kometen von 1680 hatte eine lineare Länge von 20 Mill.
Meilen; der 130° lange Schweif des Kometen von 1769 erstreckte sich 11. Sept. nur auf 8 Mill. Meilen.
Die Feinheit der Schweifmaterie ist außerordentlich, indem man durch mehr als 20,000 Meilen Dicke die
kleinsten Sterne ohne Lichtverlust durchschimmern sieht. Nach Bessels und Struves Messungen wird hierbei auch keine Ablenkung
des Lichtstrahls beobachtet. Eine geringe Anzahl Kometen haben mehrere Schweife gehabt, z. B. die von 1807 und 1861 zwei
[* ]
(Fig. 3 u.
4). Das merkwürdigste Beispiel bot der Komet von 1744
[* ]
(Fig. 5), der in der Nacht vom 7. zum 8. März sechs
fächerartig ausgebreitete Schweife zeigte, von denen jeder 4° breit und 30-44° lang war.
Die Nebelhülle, der Kopf oder die Koma fehlt bei keinem Kometen; sie hat im allgemeinen eine parabolische Gestalt und umschließt
meist einen heller leuchtenden Punkt, den Kern. Die wahren Größen der kometarischen Nebelhüllen nehmen
mit der Annäherung an die Sonne ab, wie schon Hevel gefunden und später Valz, besonders aber J. ^[Johann Friedrich Julius] Schmidt
überzeugend nachgewiesen haben. Newton nahm zur Erklärung dieser Erscheinung an, daß die Kometenköpfe das Material für die
Schweife liefern, daß die Sonne eine abstoßende Kraft auf die Materie der Kometen ausübe, welche mit zunehmender
Entfernung rasch abnehme. Zu demselben Ergebnis kam auch Olbers durch Untersuchung der Erscheinungen, die der große Komet von 1811 zeigte
[* ]
(Fig. 2). Er fand, daß der Kern des letztern mit der ihn einhüllenden eigentümlichen Atmosphäre in
einen hohlen, fast leeren parabolischen Dunstkegel eingeschlossen war, dessen Wände keine beträchtliche Dicke hatten und
allenthalben weit von ihm abstanden.
Da, wo man gegen die Achse zu senkrecht oder fast senkrecht durch die Wände sah, mußte nur eine geringe Helligkeit zu bemerken
sein, die gegen den Rand schnell zunahm. Später wurden die Dunstwände im Verhältnis zum Halbmesser der
innern Höhlung immer dicker, und Olbers folgerte, daß die von dem Kometen und seiner eigentümlichen Atmosphäre entwickelten
Dämpfe sowohl von diesem als von der Sonne abgestoßen würden. Nur bei wenigen Kometen ist nach Olbers ihre Repulsivkraft gegen
die Sonne groß genug, um die Schweifmaterie auch in dieser Richtung aus der eigentümlichen Atmosphäre
des Kometen herauszutreiben. Woher die Repulsivkraft stammt, ist unbekannt; doch dachte Olbers an etwas unsern elektrischen Anziehungen
und Abstoßungen Analoges, ein Gedanke, den neuerdings Zöllner wieder aufgenommen hat. Einen bedeutenden Fortschritt bezeichnen
Bessels Untersuchungen des Halleyschen Kometen (Fig. 6) im Herbst 1835. Bessel bemerkte helle, sektorartige Ausströmungen
aus dem Kern, welche ihre Lage änderten, indem sie sich von der Richtung zur Sonne rechts und links beträchtlich entfernten,
und bestimmte die Dauer jeder Schwingung zu 4,6 Tagen.
Die gewöhnliche Anziehungskraft der Sonne reicht zur Erklärung einer so schnellen Schwingung nicht aus,
und Bessel nahm daher eine Polarkraft an, welche einen Halbmesser des Kometen der Sonne zuzuwenden, den andern von ihr abzuwenden
strebe. Auch die Existenz langgestreckter, von der Sonne abgewandter Schweife beweist nach Bessels Untersuchungen die Thatsache
einer von der gewöhnlichen Anziehung verschiedenen Kraft. Pape hat sie 1858 auf die Erscheinungen beim Donatischen
Kometen (Fig. 7) angewandt und gezeigt, daß dessen Kern nach und nach verschiedenartige Teile ausgestoßen habe, die einer ganz
verschiedenen Wirkung der Sonne unterlagen.
Sehr nahe gleichzeitig mit dem Beginn der stärker hervortretenden Ausströmungen und der eigentümlichen Lichtanhäufung
im Schweif zeigte der Kern des Donatischen Kometen eine plötzliche Verkleinerung des Durchmessers. Die Strömungserscheinungen
des Kometen von 1861 zeigen
[* ]
Fig. 10 u. 11, welche den mit dem
Fernrohr beobachteten Kopf an zwei aufeinander folgenden Abenden darstellen. Der große Komet von 1862 zeigte Schwankungen der
Helligkeit des Kerns, die sich periodisch wiederholten.
Der Durchmesser dieses Kerns war höchstens 7 Meilen, und die Reaktion der ausströmenden Massen erteilte
ihm stets eine entsprechende Drehung. Scharfe Kerne kommen sehr selten vor und sind in der Regel sehr klein; manchmal fehlt
der Kern ganz, wie bei dem Kometen von 1819
[* ]
(Fig. 8). Nach Bessels Meinung sind die Kerne der Kometen keine eigentlich festen
Körper, wie Erde, Mond und Planeten, sondern müssen leicht in den Zustand der Verflüchtigung übergehen können. Dies harmoniert
vollständig mit den geringen Maßen der Kometen, die zu unbedeutend sind, um sich durch Störungen der Planeten bemerkbar zu machen.
Die Kometen sind selbstleuchtend, wie sich schon aus dem Umstand ergibt, daß die Änderungen
ihrer Lichtintensität sich nicht allein aus dem Wechsel der Entfernung von der Sonne erklären lassen, und wie auch die Spektralanalyse
gezeigt hat. Donati beobachtete zuerst das Spektrum des Kometen von 1864 und fand es bestehend aus drei hellen, im Gelbgrün, Grün
und Violett gelegenen Linien, von denen die mittelste am hellsten ist. Später haben Huggins, Secchi, Vogel
und d'Arrest an andern Kometen dieselben Linien beobachtet und deren Lage bestimmt, und Secchi hat zuerst an dem Spektrum des Kometen II.
von 1868 die Übereinstimmung dieser Linien mit denjenigen erkannt, die man im Spektrum von Kohlenwasserstoffgas beobachtet,
wenn ein elektrischer Funkenstrom durchgeleitet wird. Es sind daher wahrscheinlich glühende Kohlenwasserstoffe,
welche gewöhnlich das Selbstleuchten der Kometen verursachen.
Außer diesem Linienspektrum wird aber auch noch im Lichte des Kometenkerns ein schwaches kontinuierliches Spektrum wahrgenommen,
in welchem auch einzelne dunkle Linien erkannt worden sind; dasselbe gehört dem reflektierten Sonnenlicht an, dessen Anwesenheit
sich auch durch die teilweise Polarisation des Kometenlichts kundgibt. Eigentümliche Beobachtungen hat
man mit dem Spektroskop an den beiden hellen Kometen von 1882 gemacht, die beide der Sonne ungewöhnlich nahe kamen. Zunächst bemerkte
man bei dem am 17. März von Wells entdeckten Kometen, der am 10. Juni am Tag mit dem Fernrohr in der Nähe
mehr
der Sonne sichtbar war, daß die drei Kohlenwasserstofflinien in seinem Spektrum mit der Annäherung an die Sonne mehr und mehr
verschwanden und an deren Stelle eine gelbe, dem Natrium angehörige Linie trat. Dieselbe Linie wurde auch in dem Spektrum des
am 8. Sept. von Finlay am Kap der Guten Hoffnung entdeckten und 19. Sept. am hellen Tag mit bloßem Auge dicht bei
der Sonne sichtbaren Kometen beobachtet; zugleich aber konnte bei diesem auch das allmähliche Verschwinden der Natriumlinie
und das Wiedererscheinen der Kohlenwasserstofflinien in dem Maß, wie der Komet sich wieder von der Sonne entfernte, konstatiert
werden. Es ist aber die hier nachgewiesene Entwickelung von Natriumdämpfen in dem Kometen nicht bloß eine
Folge der starken Erhitzung; diese erklärt nämlich nicht, weshalb die Kohlenwasserstofflinien in der Sonnennähe verschwinden,
denn wenn Natrium in die Flamme von Kohlenwasserstoffgas gebracht wird, so treten die Linien der letztern zugleich mit der Natriumlinie
auf. Durch Versuche von Wiedemann und von Hasselberg ist aber nachgewiesen, daß die Gaslinien verschwinden,
wenn in Kohlenwasserstoffgas, durch welches ein elektrischer Funkenstrom geht, Natrium verdampft, dessen Doppellinie dann im
Spektrum erscheint. Die Beobachtung dieser beiden Kometen hat so einen direkten Nachweis geliefert für die wichtige Rolle, welche
die Elektrizität auf diesen Weltkörpern spielt.
Neuere Untersuchungen Schiaparellis haben eine innige Beziehung der Kometen zu den Sternschnuppen ergeben. Als derselbe nämlich
die Bahnen der Sternschnuppen des Augusts u. Novembers genauer berechnete, ergab sich, daß diese Bahnen identisch sind mit denjenigen
der Kometen III von 1862 und I von 1866. Diese beiden Kometen sind indessen nicht mit jenen
Sternschnuppenströmen identisch, indem sich letztere an andern Punkten der Bahn befinden als erstere, und Weiß machte 1867 darauf
aufmerksam, daß manche periodische Sternschnuppenfälle mit der gleichzeitigen Annäherung der Erde an die Bahnen mehrerer
Kometen zusammentreffen.
Über das eigentliche Wesen der Kometen ist man trotz aller bisherigen Entdeckungen noch sehr im Dunkeln. Nach
Zöllner sollen die Kometen flüssige Massen sein, deren zentrale Kerne in der Nähe der Sonne von mächtigen Dunsthüllen umgeben
sind. Die Repulsivkraft der Sonne identifiziert Zöllner mit der Elektrizität. Unter Annahme der Gleichartigkeit der Sonnen-
und Kometenelektrizität läßt sich die Entwickelung der Schweife in der von der Sonne abgewandten Richtung
erklären.
Zur Erklärung der schwingenden Bewegung derselben Sektoren am Kopf gewisser Kometen weist Zöllner auf die Reaktion des ausströmenden
Dampfes auf die flüssige Masse des Kerns hin. Der Zusammenhang zwischen Kometen- und Sternschnuppenbahnen deutet nach Zöllner
auf eine Gleichheit des Ursprunges beider Himmelskörper derart hin, daß die Kometen die flüssigen,
die Sternschnuppen die festen Bruchstücke eines größern Weltkörpers seien (vgl. Zöllner, Über die Natur der Kometen, 2. Aufl.,
Leipz. 1872). Die Kometen gelangen aus den Sternenräumen in unser Sonnensystem, und wahrscheinlich gehen uns, worauf zuerst Hoek
hingewiesen, bisweilen ganze Systeme von Kometen aus dem Weltraum zu. Die elliptischen Kometenbahnen mit kurzen
Umlaufszeiten sind wahrscheinlich im Lauf der Jahrtausende durch planetarische Störungen entstanden, indem der ursprünglich
in einer weitern, mehr parabolischen Bahn umhergehende Komet in die engere Bahn abgelenkt ward. Ähnliches fand fast unter den
Augen der Astronomen bei dem Lexellschen Kometen von 1770 statt, der
vor 1767 der Sonne nie näher als 60 Mill.
Meilen kam und elf Jahre Umlaufsdauer besaß, damals aber durch den Planeten Jupiter in eine Bahn von 5½ Jahren Umlaufszeit geworfen
ward, in der er bis 1779 verblieb, wo er durch denselben Planeten wiederum in eine größere Bahn abgelenkt wurde, in
welcher er uns nie mehr sichtbar sein wird.
Periodische Kometen.
Kometen von kurzer Umlaufszeit, die nachweislich wiederholt zur Sonne zurückkehrten, sind folgende:
1) Der Halleysche Komet
[* ]
(Fig. 6), ist bis jetzt in 17 Erscheinungen bekannt, von denen die frühste im Jahr 12 v. Chr. stattfand.
Die Umlaufsdauer variiert infolge der planetarischen Störungen zwischen 77 Jahren 7 Monaten und 74 Jahren 11 Monaten.
Die letzte Erscheinung dieses Kometen war 1835, und die nächste wird 1910 stattfinden.
2) Der Enckesche Komet, nach seinem ersten Berechner benannt. Encke wies zuerst 1819 die Identität des Kometen mit dem 1786, 1796 und 1805 erschienenen
nach. Mit unbewaffnetem Auge kaum sichtbar, stellt er sich gewöhnlich als eine Nebelkugel mit undeutlichem
Kern und von sehr veränderlichem Durchmesser dar. Nur zuweilen zeigt er in seinem Perihel einen sehr kurzen, von der Sonne
nicht abgewandten sondern seitlich gerichteten Schweif. Sein mittlerer Abstand von der Sonne beträgt nur 2,2 Erdbahnradien.
Die Exzentrizität der Bahn ist = 0,85; im Perihel nähert er sich der Sonne auf 0,33, während er sich
im Aphel wieder bis auf 4,07 Erdbahnradien entfernt. Gegen die Ekliptik ist seine Bahn 13° 8' geneigt. Seine Umlaufszeit beträgt 3 Jahre 115 Tage.
Merkwürdigerweise hat sich seine Umlaufszeit bei jedem folgenden Umlauf um ca. 6 Stunden verkürzt, was
Encke aus dem Widerstand zu erklären suchte, welchen der Komet an dem den Weltenraum füllenden Äther finde.
3) De Vicos Komet, ebenfalls nur mit bewaffnetem Auge sichtbar, ward 1844 von de Vico entdeckt und als ein Komet von sehr kurzer
Umlaufszeit erkannt. Seine mittlere Entfernung von der Sonne beträgt 3,1 Erdbahnhalbmesser, die Exzentrizität
seiner Bahn ist = 0,6176, ihre Neigung gegen die Erdbahn 2° 55'. Seine Umlaufszeit ist 5½ Jahre. Er ist bis jetzt nicht wieder
gesehen worden; doch hat Leverrier bewiesen, daß er identisch ist mit dem von Lahire 1678 entdeckten Kometen 4)
Brorsens Komet, in Kiel entdeckt, hat einen mittlern Abstand von der Sonne von 3,2 Erdbahnradien; die Exzentrizität
seiner Bahn ist 0,7959, die Neigung derselben zur Ekliptik 30° 59'. Er vollendet seinen Umlauf in 5,7 Jahren und ist 1857, 1868, 1873 und 1879 wieder
gesehen worden.
5) D'Arrests Komet, von d'Arrest entdeckt, hat eine mittlere Entfernung von der Sonne von 3,5
Erdbahnhalbmessern; die Exzentrizität seiner Bahn ist 0,6608, die Neigung derselben 13° 56', seine Umlaufszeit beträgt 6,4
Jahre. Er ward 1857, 1870 und 1877 beobachtet.
6) Bielas Komet ward von dem österreichischen Hauptmann v. Biela entdeckt, nachdem er schon 1772 und 1805 gesehen,
aber nicht sicher als periodisch erkannt worden war. Er zeigte äußerlich viel Ähnlichkeit mit dem Enckeschen Kometen und hat
einen mittlern Abstand von 3,5 Erdbahnradien von der Sonne; die Exzentrizität seiner Bahn beträgt 0,757, die Neigung derselben
zur Ekliptik 12° 35'; seinen Umlauf vollendet er in 6,6 Jahren. Dieser Komet bot ein bis dahin noch nie
gesehenes Schauspiel dar, indem er sich in zwei selbständige Kometen von ähnlicher Gestalt, aber ungleicher Dimension, beide mit
Kopf und Schweif, teilte, was zuerst am
mehr
in Amerika und Mitte Januar 1846 in Europa bemerkt ward. Der neue kleinere Komet ging in nördlicher Richtung dem größern
voran. Der Abstand zwischen beiden war bis März 40,000 Meilen. Die Lichtstärke wechselte, so daß der allmählich wachsende
Nebenkomet einige Zeit den Hauptkometen an Helligkeit übertraf. Die die Kerne umgebende Nebelhülle war
nicht bestimmt umgrenzt. Am 24. März war der kleinere Komet infolge abnehmender Lichtstärke kaum noch zu erkennen, und bis 20. April verschwand
auch der größere. 1852 erschien der Bielasche Komet wieder und zwar, wie 1846, doppelt.
Die Entfernung zwischen beiden Kometen war auf 350,000 Meilen gestiegen. 1859 konnte das Doppelgestirn wegen
der Lage seiner Bahn nicht sichtbar werden, wohl aber beim Periheldurchgang 1866; alles Suchens ungeachtet wurde es aber nicht
gefunden, und gegenwärtig gilt es als gewiß, daß der Bielasche Komet als Komet überhaupt nicht mehr sichtbar ist. Dagegen
haben wir seine Überreste zweimal in Gestalt äußerst glänzender Sternschnuppenregen zu Gesicht bekommen,
nämlich in den Nächten vom 27. zum und 1885. Damals kam nämlich die Erde dem niedersteigenden Knoten der Kometenbahn
sehr nahe, den der Komet im ersten Fall etwa 80 Tage vorher passiert hatte, im letztern 60 Tage nachher passierte.
Wir sahen daher einmal den Vortrab, das andre Mal die Nachzügler des kosmischen Meteoritenschwarms, der
von dem Kometen übriggeblieben ist. 1872 hatte man allerdings noch Hoffnung, den Bielaschen Kometen selbst zu sehen, und auf eine gleich
nach dem Sternschnuppenfall von Klinkerfues in Göttingen an Pogson zu Madras gerichtete telegraphische Aufforderung zu
Nachforschungen im Kentauren entdeckte Pogson auch wirklich dort einen kleinen Kometen, der aber, wie jetzt feststeht, mit dem Bielaschen
nichts zu thun hat. Übrigens hat man auch bei dem großen zweiten Kometen von 1882 eine Teilung des Kerns und Absonderung nebeliger
Materie am Kopf beobachtet.
7) Fayes Komet, nur durch Fernrohre sichtbar, mit Kern und kleinem Schweif, ward zuerst beobachtet.
Sein mittlerer Abstand von der Sonne ist 3,8 Erdbahnhalbmesser, die Exzentrizität der Bahn beträgt 0,56, ihre Neigung 11° 23',
die Umlaufszeit 7 Jahre 5½ Monate. Da er in seinem Aphel dem Jupiter sehr nahe kommen kann, was 1839 der
Fall war, so übt dieser einen großen Einfluß auf seinen Umlauf aus. Dieser Komet ist in den Jahren 1851, 1858, 1865, 1873 und 1881 der
Rechnung entsprechend zurückgekehrt.
8) Winneckes Komet
[* ]
(Fig. 9) ward von Winnecke entdeckt und ist identisch mit dem Kometen III von 1819. Seine
Umlaufszeit beträgt 5,6 Jahre. Er wurde 1869 und 1875 wieder beobachtet.
9) Tuttles Komet, entdeckt und von Bruhns als periodisch mit 13¾ Jahren Umlaufszeit erkannt, identisch mit dem Kometen II
von 1790, ist 1871 und 1885 wieder beobachtet worden.
10) Tempels Komet, 1867 entdeckt, hat 5,7 Jahre Umlaufszeit und ward 1873 und 1879 wieder
gesehen. Seine Bahn unterliegt beträchtlichen Störungen von seiten des Planeten Jupiter.
11) Der Tempel-Swiftsche Komet, 1869 von Tempel, bei seiner Wiederkehr 1880 von Swift entdeckt, hat 5,44 Jahre Umlaufszeit.
12) Der Pons-Brookssche Komet, 1812 von Pons entdeckt, von Encke 1816 als periodisch mit einer Umlaufszeit
von etwa 71 Jahren erkannt, ward bei seiner Wiederkehr 1883 von Brooks wieder aufgefunden.
Unter den Kometen von mittlerer Umlaufsdauer, die aber bis jetzt nur einmal beobachtet worden sind, sind noch anzuführen:
Der Olberssche Komet, von Olbers entdeckt und
von ihm fast ein halbes Jahr lang beobachtet, dessen
Umlaufszeit 72-76 Jahre beträgt. Ein ausgezeichneter Komet war der erste von 1811, der im März d. J. erschien und über
ein halbes Jahr hindurch beobachtet ward. Am 12. Sept. ging er in einer Entfernung von 1,035 Erdbahnradius durch sein Perihel;
aber noch in einem Abstand von 80 Mill. Meilen von der Sonne und mehr als 60 Mill. Meilen von der Erde konnte
er, wenn auch ohne Schweif, gesehen werden.
Letzterer erreichte eine Länge von 12-15 Mill. Meilen, breitete sich von der Sonne abgewandt aus und glich einem Beutel, in dem
der Kern, einer feurigen Kugel ähnlich, nicht ganz bis zum Boden hinabreichte. Merkwürdig war ein dem
Kometen vorangehender glänzender Bogen, der durch einen dunklern Raum von dem Kern getrennt war, und durch den noch Sterne 8. bis 9. Größe
mit geschwächtem Licht hindurchschienen. Der Komet von 1680 gehörte insofern mit zu den merkwürdigsten aller bisher erschienenen,
als er sich nicht nur durch die außerordentliche Länge seines Schweifs, die 80° betrug, sondern auch dadurch vor andern
Kometen auszeichnete, daß er sich von der Sonne 17,700 Mill. Meilen entfernte, während in seiner Sonnennähe 17. Dez. sein Abstand
von der Oberfläche der Sonne nur 32,000 Meilen betrug.
Einer der größten Kometen des 19. Jahrh. ist der am von
Donati zu Florenz entdeckte, welcher 10. Sept. dem unbewaffneten Auge sichtbar und nach seinem Entdecker benannt wurde
[* ]
(Fig. 7).
Die größte Lichtstärke zeigten Kopf und Schweif in den letzten Tagen des Septembers und in den ersten des Oktobers.
Der Schweif hatte 6., 7. und 8. Okt. seine größte Länge und war stets von der Sonne abgewandt. Nach der Berechnung v. Astens
besitzt dieser Komet eine Umlaufszeit von 1879 Jahren.
Vgl. Valentiner, Die Kometen und Meteore in allgemein faßlicher Form dargestellt
(Leipz. 1884).
Verzeichnisse aller berechneten Kometen geben: Olbers, Abhandlungen über die leichteste und bequemste Methode,
die Bahn eines Kometen zu berechnen (3. Ausg. von Encke und Galle, Leipz. 1864; Nachträge dazu von Galle in den »Astronomischen Nachrichten«,
Bd. 112 u. 113);
Carl, Repertorium der Kometenastronomie (Münch. 1864);
Weiß im »Astronomischen Kalender« für 1887, S. 123 (Wien).