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der Sonne [* 2] 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 [* 3] dicht bei der Sonne sichtbaren Kometen [* 4] 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 [* 5] 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 [* 6] 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 [* 7] 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 [* 1] (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 [* 8] 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 [* 9] 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, [* 10] beide mit Kopf und Schweif, teilte, was zuerst am ¶
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in Amerika [* 12] und Mitte Januar 1846 in Europa [* 13] 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 [* 14] 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 [* 15] an Pogson zu Madras [* 16] 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 [* 11] (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, [* 17] 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, [* 18] in dem der Kern, einer feurigen Kugel ähnlich, nicht ganz bis zum Boden hinabreichte. Merkwürdig war ein dem Kometen vorangehender glänzender Bogen, [* 19] der durch einen dunklern Raum von dem Kern getrennt war, und durch den noch Sterne 8. bis 9. Größe mit geschwächtem Licht [* 20] 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 [* 21] entdeckte, welcher 10. Sept. dem unbewaffneten Auge sichtbar und nach seinem Entdecker benannt wurde [* 11] (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). [* 22]