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Refraktor der Lick-Sternwarte nur mit Mühe erkannt werden. Auch in Wien [* 2] waren auf telegraphische Benachrichtigung die Begleiter B und C seit 4. Aug. beobachtet worden sowie noch ein dritter Begleiter, wahrscheinlich E. Spitaler glaubt außerdem am 5. und 7. Aug. eine alle Kerne umhüllende, gemeinsame schwache Nebelhülle bemerkt zu haben, was allerdings mit Barnards Beobachtungen im Widerspruch steht. In Pulkowa konnte man erst 20. Aug., nach Aufhören der hellen Dämmerung, die Nebenkometen beobachten.
Doch waren im dortigen großen Refraktor nur B und C, nicht D und E sichtbar, dagegen bemerkten Renz und Blumenbach zwischen A und B, doch in einer um 30° von AB abweichenden Richtung, in ungefähr 1 Bogenminute Abstand von A eine schwache, nur hin und wieder aufleuchtende Verdichtung, welche weder auf der Lick-Sternwarte noch in Wien beobachtet worden ist. Die Begleiter B und C änderten seit Mitte August ihr Aussehen wesentlich. B wurde verwaschener und schwächer, verlor allmählich seinen Kern; auf der Lick-Sternwarte wurde er zuletzt 5. Sept. beobachtet, Spitaler in Wien aber glaubt noch 23. Okt. Spuren von ihm sowie von dem dritten Begleiter (E) bemerkt zu haben.
Der Begleiter C dagegen nahm, während er sich langsam vom Hauptkometen entfernte, an Helligkeit zu und war 31. Aug. heller als der Hauptkomet; im September wurde er verwaschener, konnte aber noch 23. Okt. in Wien beobachtet werden. Es ergab sich sehr bald, daß der Hauptkomet eine elliptische Bahn beschreibt. Nach Knopf erreichte er seine Sonnennähe am 26. Sept., die große Halbachse der Bahn beträgt 3,686 Erdbahnhalbmesser, ihre Exzentrizität 0,471 und ihre Neigung 6° 4', die Umlaufszeit 7,075 Jahre.
Ähnliche Elemente fand auch Chandler (Umlaufszeit 7,039 Jahre). Mit Benutzung der Chandlerschen Elemente des Hauptkometen hat Bredichin auch für die Begleiter C und E Bahnelemente mit Umlaufszeiten von 7,042 und 7,0348 Jahren berechnet, wobei er zugleich fand, daß die Teilung des [* 3] in der Richtung der Bahnebene von statten gegangen sei; auch führte die Berechnung der Schnittpunkte der Bahnen von C und E mit derjenigen des Hauptkometen auf nahezu denselben, in der Nähe des Aphels gelegenen Punkt für die Loslösung der Begleiter. Es hat aber Chandler darauf aufmerksam gemacht, daß der Komet von Ende März bis Mitte Juli 1886 nicht über 0,1 Erdbahnhalbmesser vom Jupiter entfernt war, und daß er sich demselben Mitte Mai bis auf 0,061 näherte.
Durch die Anziehung des Jupiter mußte aber die Bahn eine vollständige Umgestaltung erfahren, auch glaubt Chandler, daß damals die Teilung des Kometen erfolgt sei. Vor dieser Bahnumgestaltung betrug nach Chandlers Rechnung die Umlaufszeit 26,95 Jahre. Es waren daher vor 1886 vier Umläufe des Kometen ungefähr gleich neun Jupitersumläufen, und es muß sonach auch um 1779 eine starke Annäherung beider Himmelskörper stattgefunden haben. Da dies nahezu der Zeitpunkt der Umgestaltung der Bahn des Lexellschen Kometen durch den Jupiter ist, so vermutet Chandler, daß Brooks Komet mit dem Lexellschen (1770) identisch ist.
9) Komet 1889 VI, wie die vorigen teleskopisch von Swift in Rochester entdeckt, gehört ebenfalls zu den periodischen Kometen mit kurzer Umlaufszeit. Doch weichen die von Zelbr und Searle berechneten Werte der letztern, nämlich 6,91 und 8,819 Jahre, beträchtlich voneinander ab. Von periodischen Kometen mit mittlerer Umlaufszeit seien erwähnt: Komet 1846 IV, von de Vico entdeckt, mit 75,71 Jahren (nach v. Hepperger);
Komet 1852 III, von Westphal entdeckt, mit 60,6 Jahren (Westphal);
Komet 1866 I, von Tempel [* 4] entdeckt, mit 33,18 Jahren (Oppolzer);
Komet 1867 I, von Stephan entdeckt, mit 33,62 Jahren (Searle);
Komet 1880 I, auf der Kapsternwarte entdeckt, mit 36,91 Jahren (Meyer);
Komet 1884 I, von Brooks aufgefunden, im Dezember dem bloßen Auge [* 5] sichtbar, identisch mit dem am von Pons entdeckten, dessen Periodizität schon Encke erkannte, mit 71,7 Jahren (Schulhof und Bossert);
Komet 1885 III, von Brooks entdeckt, mit 49,6 Jahren (Campbell) Umlaufszeit.
Der periodische Winneckesche Komet bildet den Gegenstand einer umfänglichen Arbeit von E. v. Haerdtl, welche für die Entscheidung der Frage nach der Existenz eines widerstehenden Mittels von Interesse ist. Oppolzer war durch seine Rechnungen über die Erscheinungen dieses in den Jahren 1858,1869 und 1875 auf eine Beschleunigung der täglichen Bewegung des Kometen geführt worden, also auf dieselbe Erscheinung, welche beim Enckeschen Kometen die Annahme eines widerstehenden Mittels veranlaßt hatte (Bd. 9, S. 977). Indessen erachtete Oppolzer seine Rechnungsergebnisse, bei denen er bloß genäherte Jupiter- und Saturnstörungen berücksichtigt hatte, nicht für genügend sicher, um darin eine Bestätigung der Enckeschen Hypothese zu finden.
In der That hat auch Haerdtls Neuberechnung, welche sich auch auf die Zeit von 1875 bis 1886 erstreckt, und bei welcher die Störungen aller größern Planeten [* 6] berücksichtigt sind, zu dem Ergebnis geführt, daß der Winneckesche Komet keinen Zuwachs der mittlern Bewegung von Umlauf zu Umlauf erleidet, eher eine geringe Abnahme. Auch diese läßt sich aber beseitigen, wenn man den in der Rechnung benutzten Wert der Jupitermasse ein wenig ändert, nämlich für denselben 1/1057,175 der Sonnenmasse setzt.
Die Existenz eines widerstehenden Mittels im Weltraum wird also durch die Haerdtlsche Arbeit nicht bestätigt, aber doch auch nicht in Frage gestellt. Denn wenn ein widerstehendes Mittel vorhanden ist, so wird seine Dichte jedenfalls in der Nähe der Sonne [* 7] am größten sein und in größerer Entfernung rasch abnehmen. Daher ist es wohl möglich, daß der Enckesche Komet, dessen Perihel innerhalb der Merkurbahn liegt (Abstand = 0,33 Erdbahnhalbmesser), eine Störung durch dieses Mittel erfährt, während der Winneckesche, dessen Perihel zwischen Venus- und Erdbahn fällt (Abstand = 0,77), nicht mehr beeinflußt wird.
Von großer Wichtigkeit für Erkennung der Natur der Kometen sind die physischen Veränderungen, welche neuerdings an einzelnen beobachtet worden sind. Zuerst sei hier der Komet 1888 I erwähnt, welcher 16. Febr. von Sawerthal auf der Sternwarte [* 8] der Kapstadt [* 9] mit bloßem Auge entdeckt wurde. Dieser Komet, für welchen Berberich eine Umlaufszeit von 2370 Jahren berechnet hat, war anfangs nur auf der südlichen Erdhalbkugel sichtbar, erst 12. März wurde er in Palermo [* 10] beobachtet, wo er um die Zeit des Perihels (17. März) mit bloßem Auge wahrnehmbar war. Später wurde er auch in höhern Breiten sichtbar. In Wien erkannte ihn Kobold noch 4. Sept. als schwachen Nebel, und wahrscheinlich gehört zu ihm auch ein von Swift 24. Sept. beobachtetes nebeliges Objekt. Zuerst 19. März wurde nun in Nizza [* 11] und Palermo neben dem Hauptkern 8. Größe noch ein Kern 11. Größe bemerkt; außerdem erkannte man 27. März in Rio de Janeiro [* 12] noch einen dritten, sehr schwachen Kern. Alle drei Kerne ¶
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waren von einer durch ihre Helligkeit von der übrigen Nebelmasse abstechenden Lichthülle umgeben. Diese drei Kerne wurden zuletzt 4. Juni von Charlois in Nizza gesehen. Das merkwürdigste aber war die vollständige Umwandlung, welche das Bild des in der Zeit vom 19. zum 21. Mai erfuhr. Am letztern Tage gewahrte man nämlich zwei, 19. Mai noch nicht vorhandene sehr helle Ausläufer, die beiderseits aus der erheblich heller gewordenen Kernmasse heraustraten und sich nach beiden Seiten des Kernes umbogen, den eigentlichen Schweif an Helligkeit weit übertreffend.
Beide Ausläufer verlängerten sich nachher zu beiden Seiten des ursprünglichen Schweifes, und Anfang Juni bildete sich eine breite parabolische Koma aus; später verblaßte der Komet und verlor sein eigentümliches Aussehen. Ob jene Katastrophe, welche die Veränderungen am Kopfe des Kometen herbeiführte, 20. Mai schon vorüber war, ist nicht festzustellen, da die einzigen Beobachter an diesem Tage, Fényi in Kalocsa und Kortazzi in Nikolajew, sich hierüber widersprechen. Leider sind keine spektroskopischen Beobachtungen aus der Zeit der Katastrophe vorhanden; die vorher angestellten zeigten ein schwaches kontinuierliches Spektrum, in welchem die bei Kometen gewöhnlichen Kohlenwasserstoffbänder nur schwach erkennbar waren.
Ähnliche Erscheinungen sind auch bei dem Ponsschen Kometen 1884 I und bei dem großen Septemberkometen 1882 II beobachtet worden. An dem Ponsschen Kometen wurden nämlich bei seiner Annäherung an die Sonne, vor dem Durchgang durch die Sonnennähe mehrere auffallende und rasche Lichtveränderungen bemerkt, welche wohl nur durch gewaltige Revolutionen im Kerne desselben zu erklären sind. Der erste dieser Ausbrüche erfolgte Chandler in Cambridge (Massachusetts) sah den Kometen 21. Sept. als schwache verwaschene Nebelmasse von 1,5 Bogenminuten Durchmesser mit einer schwachen Verdichtung, nicht heller als ein Stern 11. oder 12. Größe.
Statt dessen war 22. Sept. ein helles, sternartiges Objekt, ungefähr 8. Größe, mit kaum merklicher Spur eines Nebels vorhanden. Am folgenden Abend war der helle Kern in eine flache Scheibe von ½ Minute Durchmesser übergegangen, die umgeben war von einer Nebelhülle von 1,5 Minuten Durchmesser. Die Helligkeit des Kernes sank von da rasch wieder auf die 11. Größe. In Europa [* 14] wurden die Beobachtungen durch die Ungunst des Wetters vielfach gestört; doch ist auch hier die vollständige Veränderung, die vom 21. zum 23. Sept. mit dem Kometen vor sich gegangen, mehrfach bemerkt worden; manche Beobachter glaubten 23. Sept. auf den ersten Blick ein ganz andres Objekt vor sich zu haben.
Ein ähnlicher Lichtausbruch, nur in kleinerm Maßstab, [* 15] hat nach Chandler 15. Okt. stattgefunden, und ebenso war Müller in Potsdam, [* 16] der den Kometen seit November photometrisch verfolgte, Zeuge eines solchen Vorganges. Während an diesem Tage um 5 Uhr [* 17] 47 Min. ebenso wie an den vorhergehenden Tagen der Kern des Kometen sehr verwaschen war, zeigte sich um 7 Uhr 20 Min. ein fast punktartiger Stern, und eine Stunde später sah Vogel eine sehr helle Scheibe etwa von Uranusgröße. Der Durchmesser dieser Scheibe nahm dann mehr und mehr zu, während die Helligkeit abnahm.
Die spektroskopischen Untersuchungen in Potsdam haben dargethan, daß mit der am beobachteten Zusammenballung der Kometenmaterie eine sehr erhebliche Temperatursteigerung verbunden war, infolge deren das brechbarste (blaue) der drei Bänder im Spektrum des Kometen so an Intensität zunahm, daß es das im Gelb gelegene bedeutend an Lichtstärke übertraf und dem im Grün gelegenen an Helligkeit nahekam, während Ende September das grüne Band [* 18] am hellsten war, dann das gelbe folgte, das blaue aber nur ganz schwach war.
Als Ursache dieser Helligkeitsveränderungen haben wir wohl eine durch die Annäherung des an die Sonne hervorgerufene erhöhte Thätigkeit im Innern der Kometenmaterie zu betrachten. Anders liegen die Verhältnisse beim Sawerthalschen Kometen 1888 I, bei welchem die Katastrophe erst zwei Monate nach dem Durchgang durch das Perihel stattfand. Hier ist wahrscheinlich ein Zusammenprall der den Kern bildenden Lichtballen die Veranlassung zu den merkwürdigen Lichtausströmungen gewesen.
Über den großen Septemberkometen von 1882 hat Kreutz eine eingehende Arbeit veröffentlicht (»Publikation der Sternwarte in Kiel«, [* 19] 1888). Dieser Komet wurde Anfang September 1882 zuerst auf der südlichen Erdhalbkugel mit bloßem Auge wahrgenommen; seine Helligkeit nahm so bedeutend zu, daß er auch bei hellem Sonnenschein sichtbar war, und 17. Sept., dem Tage der größten Annäherung an die Sonne, gewahrten Finlay und Elkin am Kap und Gould in Córdoba, wie er in die Sonnenscheibe [* 20] eintrat und dabei völlig verschwand, nachdem er noch wenige Sekunden früher fast so hell wie die Sonne geglänzt hatte.
Der Rechnung nach hat dieser Vorübergang vor der Sonne 1 Stunde 16 Min. gedauert. Obgleich der Komet damals nur 0,00775 Erdbahnhalbmesser von dem Mittelpunkt der Sonne entfernt war, also durch die Atmosphäre der Sonne gehen mußte, so scheint er doch in der Sonnennähe keinerlei Störung erfahren zu haben. Auch auf der Sonne selbst ist nichts Außergewöhnliches bemerkt worden, die Protuberanzen waren (nach Riccò in Palermo) weder in Zahl noch an Aussehen von denen der benachbarten Tage verschieden, auch ergaben die magnetischen Beobachtungen zu Toronto 17. Sept. die Abwesenheit jeder magnetischen Störung.
Gegen Ende September war derselbe dann als prachtvolle Erscheinung am Morgenhimmel sichtbar und konnte bis zum Februar mit bloßem Auge, mit dem Fernrohr [* 21] aber bis in den Juni beobachtet werden. Bald nach dem Durchgang durch das Perihel fiel den Beobachtern eine auffallende Verlängerung [* 22] des Kernes des auf. Am 8. Sept. war derselbe rund und hatte 10-15 Sekunden im Durchmesser; mit der Annäherung an die Sonne aber wurde derselbe mehr sternähnlich und hatte 17. Sept. ½ Stunde vor dem Durchgang durch die Sonne und ebenso auch am nächsten Tage nur 4 Sekunden Durchmesser. Am 21. Sept. wurde zuerst eine ovale Form erkannt, und 22. Sept. betrug nach Schäberle die Längsachse 11,9, die Breitenachse 4,8 Sekunden.
Die Verlängerung schritt dann noch weiter vor, und Finlay entdeckte zwei Lichtballen im Kopfe des Kometen, die ersten Anzeichen der nun vor sich gehenden Trennung des Kernes in einzelne Lichtknoten. Die weitere Entwickelung in den Monaten Oktober und November wird nun von verschiedenen Beobachtern je nach der optischen Kraft [* 23] ihrer Fernrohre verschieden geschildert. Die Zahl der sichtbaren Lichtknoten betrug 5-6, sie entfernten sich voneinander, wechselten in der Helligkeit, doch zeichneten sich zwei durch ihren Glanz von den andern aus. Diese Kerne blieben bis in den Februar 1883 sichtbar. Fast gleichzeitig mit der Teilung des Kernes in den ersten Tagen des Oktobers wurde in der Nähe des Kopfes eine eigentümliche Erscheinung beobachtet, welche als ein Nebelrohr, von andern als ein ¶