Titel
Kometen
[* 3] (griech.,
Irrsterne,
Haarsterne,
Schweif- oder Schwanzsterne,
Stellae crinitae, hierzu Tafel
»Kometen«
),
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
[* 4] 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
[* 5] bestimmt werden durch die
Entfernung des Kometen
von
Sonne
[* 6] und
Erde.
Die
Bewegungen der Kometen
sind scheinbar ganz unregelmäßig; einige bewegen sich rechtläufig (direkt), d. h.
in derselben
Richtung wie die
Planeten,
[* 7] 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 Kometen
bahnen 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 Kometen
bahnen 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.
¶
[* 3] Fig. 6. Halleys Komet von 1835.
[* 3] Fig. 7. Donatis Komet am
[* 3] Fig. 9. Winneckes Komet am
[* 3] Fig. 10. Kopf des Kometen vom
[* 3] Fig. 11. Kopf des Kometen vom
mehr
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, [* 9] Fig. 1), über einen bedeutenden Teil des Himmelsgewölbes hinzieht und bald mehr, bald weniger gekrümmt ist [* 9] (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 [* 10] 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 [* 9] (Fig. 3 u. 4). Das merkwürdigste Beispiel bot der Komet von 1744 [* 9] (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 [* 11] 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 [* 9] (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 [* 12] 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 [* 9] Fig. 10 u. 11, welche den mit dem Fernrohr [* 13] 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 [* 9] (Fig. 8). Nach Bessels Meinung sind die Kerne der Kometen keine eigentlich festen Körper, wie Erde, Mond [* 14] 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 [* 15] 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 [* 16] Kometenlichts kundgibt. Eigentümliche Beobachtungen hat man mit dem Spektroskop [* 17] 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 [* 19] 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 [* 20] 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 [* 18] (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 [* 21] 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 [* 22] 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, [* 23] beide mit Kopf und Schweif, teilte, was zuerst am ¶
Im Meyers Konversations-Lexikon, 1888
Titel
Kometen.
[* 3] Zur Ergänzung des in Bd. 9, S. 977, über periodische Kometen Gesagten ist zunächst zu erwähnen, daß der Enckesche Komet auch 1885 und 1888 und der d'Arrestsche 1890, der Fayesche 1888, der Winneckesche 1886 und der Olberssche 1887 wieder sichtbar gewesen sind. Der letztere wurde zuerst von Brooks in Phelps entdeckt und konnte auf der Lick-Sternwarte bis verfolgt werden. Nach Ginzel ging er durch sein Perihel, sein mittlerer Abstand von der Sonne beträgt 17,408 Erdbahnhalbmesser, die Exzentrizität der Bahn 0,931, ihre Neigung 44° 34', die Umlaufszeit 72,63 Jahre; während er sich im Perihel der Sonne bis auf 1,2 Erdbahnhalbmesser nähert, entfernt er sich im Aphel um 33,6 von ihr, geht also noch über die Neptunsbahn hinaus. Zu den in Bd. 9 aufgeführten periodischen Kometen mit kurzer Umlaufszeit kommen noch folgende hinzu:
1) Komet 1846 VI, von Peters in Neapel [* 24] entdeckt, hat nach Berberich 13,38 Jahre Umlaufszeit. Daß er seit 1846 nicht wieder gesehen worden ist, erklärt sich vielleicht dadurch, daß er zur Zeit seiner größten Helligkeit eine zu südliche Stellung hat, um auf der Nordhalbkugel der Erde wahrnehmbar zu sein, außer wenn er, wie 1846, im Mai oder Anfang Juni durch sein Perihel geht.
2) Komet 1873 II, von Tempel [* 25] in Mailand [* 26] bei der nächsten Wiederkehr von demselben in Arcetri entdeckt, hat nach Schulhof eine mittlere Entfernung von der Sonne von 3 Erdbahnhalbmessern und eine Umlaufszeit von 5,20 Jahren; die Exzentrizität der Bahn ist 0,554, ihre Neigung 12° 46'. Infolge ungünstiger Lage der Bahn ist er seit 1878 nicht wieder gesehen worden.
3) Komet 1881 V, von Denning in Bristol entdeckt, hat nach Matthießen eine mittlere Entfernung von 4,26 Erdbahnhalbmessern von der Sonne, die Exzentrizität der Bahn ist 0,83, die Neigung 6° 51' und die Umlaufszeit 8,69 Jahre.
4) Komet 1884 II, von Bernard in Nashville entdeckt, hat nach Berberich eine elliptische Bahn mit der großen Halbachse 3,08 der Exzentrizität 0,58, der Neigung 5° 28' und die Umlaufszeit von 5,4 Jahren.
5) Komet 1884 III, von Wolf in Heidelberg [* 27] entdeckt, bewegt sich nach Thrän in einer Ellipse [* 28] mit der großen Halbachse 3,580, der Exzentrizität 0,561 und der Neigung 25° 16'; die Umlaufszeit beträgt 6,77 Jahre. Daß dieser Komet vor dem Jahre 1884 nicht beobachtet worden ist, scheint darauf zu beruhen, daß er in seinem aufsteigenden Knoten nahe an der Bahn des Jupiter, im niedersteigenden an der des Mars [* 29] vorbeigeht, daher zeitweilig bedeutenden Störungen ausgesetzt war. Insbesondere kam er im Frühjahr 1875 dem Jupiter so nahe, daß seine damalige Bahn eine beträchtliche Änderung erfuhr. Nach der Berechnung von Lehmann-Filhès betrug die Umlaufszeit früher 8,8 Jahre, die große Halbachse war 4,18, die Exzentrizität 0,39 und die geringste Entfernung von der Sonne erreichte die Größe von 2,5 Erdbahnhalbmessern, welche es unmöglich machte, den Kometen vor der Katastrophe von 1875 wahrzunehmen.
6) Komet 1886 IV, von Brooks 22. Mai entdeckt, besitzt nach Hind 6,3 Jahre Umlaufszeit.
7) Komet 1886 VII, 26. Sept. von Finlay am Kap der Guten Hoffnung entdeckt, bewegt sich nach Krüger in einer Ellipse von 3,54 der großen Halbachse, der Exzentrizität 0,72 und der Neigung 3° 2', die Umlaufszeit beträgt 6⅔ Jahre. Wegen der Ähnlichkeit der Bahnelemente wurde er anfangs für den de Vicoschen Kometen gehalten, der seit seiner ersten Erscheinung im J. 1844 nicht wieder gesehen worden ist. Da aber seine Umlaufszeit um 440 Tage länger ist als nach Brünnows Rechnung die des de Vicoschen Kometen, und da keine Ursache für eine so bedeutende Änderung der Bahn von 1844 bis 1886 vorhanden ist, so sind beide Kometen ohne Zweifel verschieden.
8) Komet 1889 V, 6. Juli von Brooks in Geneva entdeckt, hatte anfangs die Helligkeit eines Sternes 11. Größe, einen Durchmesser von 1 Bogenminute, einen fixsternartigen Kern und einen 10 Min. langen Schweif. Die Helligkeit nahm bis in den September zu, dann aber langsam wieder ab, so daß er in sehr großen Instrumenten lange Zeit verfolgt werden konnte: in Wien [* 30] wurde er noch wiewohl sehr lichtschwach, wieder aufgefunden. Besonders bemerkenswert ist dieser Komet aber durch das Auftreten mehrerer Begleiter geworden, die allerdings nur in sehr großen Fernrohren sichtbar waren.
Zuerst fand Barnard auf der Lick-Sternwarte 1. Aug. in der Nähe des Kopfes zwei kleine nebelartige Gebilde (B und C), welche, wie sich an den folgenden Tagen zeigte, an der Bewegung des Hauptkometen (A) teilnahmen; jeder dieser beiden Begleiter zeigte einen deutlichen Kern und einen kurzen, schwachen Schweif, alle drei Schweife lagen in der geraden Verbindungslinie der Kerne. Am 3. Aug. betrug die Entfernung AB 66,5, AC aber 263,5 Bogensekunden. Am 4. Aug. bemerkte Barnard noch zwei neue Begleiter (D und E) in nordöstlicher Richtung von der Linie ABC, und zwar betrug CD 78, CE aber 156 Bogensekunden. Während aber B und C sehr deutlich waren, konnten D und E in dem großen 36zölligen ¶
mehr
Refraktor der Lick-Sternwarte nur mit Mühe erkannt werden. Auch in Wien 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 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 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 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 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 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 [* 32] der Kapstadt [* 33] 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 [* 34] 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 [* 35] und Palermo neben dem Hauptkern 8. Größe noch ein Kern 11. Größe bemerkt; außerdem erkannte man 27. März in Rio de Janeiro [* 36] 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 [* 38] 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, [* 39] hat nach Chandler 15. Okt. stattgefunden, und ebenso war Müller in Potsdam, [* 40] der den Kometen seit November photometrisch verfolgte, Zeuge eines solchen Vorganges. Während an diesem Tage um 5 Uhr [* 41] 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 [* 42] 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«, 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 [* 43] 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 aber bis in den Juni beobachtet werden. Bald nach dem Durchgang durch das Perihel fiel den Beobachtern eine auffallende Verlängerung 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 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 ¶
Im Brockhaus` Konversationslexikon, 1902-1910
Kometen,
[* 3] (grch.), Irrsterne oder Haarsterne, eine überaus zahlreiche und in vieler Beziehung noch sehr rätselhafte Klasse von Himmelskörpern, die teils als bleibende Bestandteile unsers Sonnensystems angesehen werden müssen, teils demselben wahrscheinlich nur vorübergehend angehören. Eine allerdings nur kleine Anzahl derselben wird für kürzere oder längere Zeit auch dem bloßen Auge sichtbar. An diesen sind vornehmlich zwei besonders auffallende Teile zu unterscheiden: eine meist ziemlich helle, nach der Mitte hin verdichtet erscheinende, gewöhnlich runde, aber niemals scharf begrenzte Lichtmasse, der Kopf des und ein von dieser ausgehender heller Streifen, der mit zunehmender Entfernung vom Kopf breiter und weniger leuchtend wird, der Schweif des Kometen. Letzterer ist immer von der Sonne abgewandt.
Sein Aussehen ist bei den einzelnen Kometen ein außerordentlich verschiedenes; zuweilen kommen auch doppelte und mehrfache Schweife vor; der Komet von 1744 soll sechs Schweife gehabt haben, die sich fächerförmig ausbreiteten. Ebenso verschieden kann die Länge der Schweife sein; zuweilen sind dieselben von so ungeheurer Ausdehnung, daß sie 90° und mehr am Himmel [* 44] einnehmen und sich in Anbetracht der Entfernung des Kometen im Weltraume über viele Millionen Kilometer erstrecken müssen.
Der Schweif muß immer aus einer äußerst dünnen Substanz bestehen, da man selbst schwache Sterne ohne irgend welche Schwächung und Brechung [* 45] ihres Lichtes durch sie hindurch sieht. Betrachtet man den Kopf eines solchen hellen Kometen durch ein Fernrohr, so zeigt sich, daß derselbe im allgemeinen aus einem dichtern Teil, dem Kern, besteht, der zuweilen ein fixsternartiges Aussehen hat, und einer diesen umgebenden Lichthülle, Coma genannt. Das Aussehen dieser letztern ist äußerst verschieden.
Meist hat dieselbe jedoch eine fächerförmige Gestalt und gewährt den Anblick, als ob eine dampfförmige leuchtende Masse unaufhörlich vom Kern nach der Sonne hin ausgestoßen würde, die dann in einiger Entfernung vom Kern, diesen in mehrern Schichten einhüllend, nach der der Sonne entgegengesetzten Seite hin umbiegt und in den Schweif übergeht. Auf der beigegebenen Tafel Kometen ist einer der prächtigsten Kometen, der Donatische, abgebildet sowohl so wie er für das unbewaffnete Auge erschien [* 46] (Fig. 1), als auch der Anblick seines Kopfes im Fernrohr (Fig. 2). Das Aussehen von Schweif und Coma ändert sich oft außerordentlich rasch, auch sind häufig schon an den fächerförmigen Ausstrahlungen und am Schweife pendelartig hin und her gehende Bewegungen wahrgenommen worden. Die intensivere Entwicklung von Coma und Schweif tritt meist erst mit der größeren Annäherung an die Sonne ein; die Lichtentwicklung innerhalb der erstern wurde bei einigen der bekannten großen Kometen so stark, daß der Komet, wenigstens sein Kopf, am hellen Tage zu sehen war. - Außer diesen dem bloßen Auge sichtbaren großen Kometen, von denen seit Christi Geburt etwa 500 gezählt worden sind, sodaß man durchschnittlich alle vier Jahre einen solchen zu erwarten hat, giebt es eine bedeutend größere Menge sog. teleskopischer Kometen, die nur im Fernrohr wahrnehmbar sind und häufig auch da nur mit Mühe.
Manche Jahre sind von diesen sechs und noch mehr aufgefunden worden. Ein deutlich ausgeprägter Schweif ist an diesen nur selten wahrnehmbar, meist ähneln sie einem Nebelfleck und stellen sich als verwaschene nebelige Masse von mehr oder weniger rundlicher Form, aber ohne irgend welche scharfen Umrisse dar, häufig mit etwas Verdichtung nach der Mitte hin. Meist sind auch ein oder mehrere sternartige Kerne in denselben zu sehen. Nicht selten entwickelt sich ein ursprünglich teleskopischer Komet bei größerer Annäherung an Erde und Sonne zu einer dem bloßen Auge sichtbaren prächtigen Erscheinung; ferner kommen auch Fälle vor, wo plötzlich unerwartet ein riesiger Komet aus den Strahlen der Sonne hervortritt, um nach wenigen Tagen ebenso rasch wieder zu verschwinden. Was die Zahl der überhaupt vorhandenen Kometen anbelangt, so giebt es deren wahrscheinlich viele Millionen. Aber nur der kleinste Teil derselben wird uns sichtbar. Die Mehrzahl derselben sind wahrscheinlich nur kleine Körper; aber auch die großen hellen Kometen können nur dann von uns wahrgenommen werden, wenn sie bei klarem Wetter [* 47] gleichzeitig der Erde und der Sonne nahe genug kommen.
Hevelius und sein Schüler, der Pfarrer Dörfel in Plauen, [* 48] sprachen zuerst die Vermutung aus, daß die Bahnen der Kometen im Weltraum Parabeln seien. Aber erst Newton wies auf Grund der Lehre [* 49] von der Gravitation streng nach, daß die in ihren Bewegungen Gesetzen folgen müssen, die von denen der Planetenbewegung nicht wesentlich abweichen, und daß sie als Körper unter dem Einfluß der Anziehung durch die Sonne sich in Kegelschnitten bewegen müssen, in deren Brennpunkte die Sonne steht. Speciell für den großen Kometen von 1680 wies er nach, daß die Beobachtungen desselben wahrscheinlich seine Bewegung in einer Parabel [* 50] erforderten. Die genaue Bestimmung der Bahn eines Kometen ist schwierig, weil man denselben nur auf einem kurzen Stück der
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Bahn verfolgen kann und gerade dieses kurze Stück der Sonnennähe des Kometen angehört, wo es schwer ist, zu entscheiden, welche der drei Gattungen von Kegelschnitten vorliegt, da die Form einer langgestreckten Ellipse in der Nähe des Brennpunktes kaum von der der Parabel oder Hyperbel [* 52] abweicht. Für die weitaus überwiegende Zahl der Kometen, deren Bahnen berechnet worden sind, hat sich ergeben, daß die Parabel als wahrscheinlichste Bahn derselben anzusehen ist. Diese Kometen könnten sonach überhaupt nur einmal in die Nähe der Sonne und in unsern Gesichtskreis kommen und müßten dann, da die Parabel keine geschlossene Kurve ist, auf immer in den Weltraum hinauswandern.
Eine ausgesprochene hyperbolische Bahn, bei welcher der Komet ebenfalls nur einmal in die Sonnennähe gelangen könnte, ist mit völliger Sicherheit noch nicht konstatiert. Hingegen hat sich bei einer erheblichen Zahl, ungefähr dem vierten Teil aller berechneten Kometen, eine entschieden elliptische Bahn ergeben. Der erste Komet, bei dem eine solche mit Sicherheit nachgewiesen wurde, war der nach seinem Berechner Halley benannte Komet. Bei einer solchen Form der Bahn muß der Komet in bestimmten Zwischenräumen zur Sonne zurückkehren und wieder sichtbar werden.
Halley sagte seine Wiederkehr für 1758 und 1759 voraus, es wurde auch die Zeit seiner Sonnennähe von dem Franzosen Clairaut bis auf etwa einen Monat genau vorausberechnet, und wurde er auch von dem gelehrten Bauer Pahlitzsch in Prohlis bei Dresden [* 53] zuerst wieder entdeckt. Nach Rechnungen von Burckhardt, Damoiseau, Pontécoulant und Rosenberger sollte er 1835 Mitte November zu seiner Sonnennähe wiederkehren, und die Vorausberechnung stimmte bis auf drei Tage mit der Wirklichkeit überein.
Seine nächste Wiederkehr wird 1911 oder 1912 stattfinden. Ein anderer «periodischer» Komet, dessen Umlaufszeit 72 Jahre beträgt, wurde 1812 von Pons entdeckt und von Encke berechnet. Seine Wiederkehr erfolgte im Herbst 1883 und derselbe ist bis Zum Frühjahr 1884 beobachtet worden; er ist zwar dem bloßen Auge sichtbar, aber lange nicht so glänzend wie der Halleysche Komet. Für die Mehrzahl der als elliptisch erkannten Kometen hat sich die Umlaufszeit, die meist mehrere Hunderte, ja sogar Tausende von Jahren beträgt, nur sehr unsicher bestimmen lassen.
Eine besondere Gruppe bilden die elliptischen Kometen von kurzer Umlaufszeit. Dieselben sind durchweg teleskopische und meist sehr schwache Objekte. Die wichtigsten derselben (Umlaufszeiten in Jahren) sind: Enckescher Komet (3,3 Jahre), II. Tempelscher Komet (5,2), Brorsenscher Komet (5,5), III. Tempelscher Komet (5,5), Winneckescher Komet (5,8), I. Tempelscher Komet (6,5), Bielascher Komet (6,6), d'Arrestscher Komet (6,7), Wolfscher Komet (6,8), Fayescher Komet (7,6), Denningscher Komet (8,8), Tuttlescher Komet (13,8).
In neuerer Zeit wächst die Zahl der als periodisch erkannten Kometen wegen der größern Kraft der Fernrohre. Es scheint daher, als ob die wirkliche Zahl dieser Kometen eine recht beträchtliche sei. Eine dauernde Bewegung eines unserm Sonnensystem angehörigen Körpers in einer Parabel ist in aller Strenge nach den Gesetzen der Mechanik überhaupt nicht denkbar. Die Parabelbewegung ist ein Grenzfall und setzt für jeden Punkt der Bahn eine ganz bestimmte Geschwindigkeit voraus; bei der geringsten Verzögerung geht sie in eine Ellipse, bei der geringsten Beschleunigung in eine Hyperbel über. Da ein Komet innerhalb des Sonnensystems auch der Anziehung der Planeten unterworfen ist, also auch seine Geschwindigkeit durch diese fortwährend beeinflußt wird, so kann mithin seine Bahn nicht dauernd eine Parabel sein.
Für mehrere der periodischen Kometen ist es durch Rechnung streng nachgewiesen, daß sie ihre elliptische Bahn erst durch die Anziehung eines Planeten erhalten haben, in dessen Nähe sie ihre ursprüngliche Bahn führte, und es ist wahrscheinlich, daß dies überhaupt bei allen periodischen Kometen der Fall gewesen ist. Ebenso ist es wahrscheinlich, daß sich die sog. parabolischen in Wirklichkeit nicht in Parabeln, sondern in langgestreckten Ellipsen bewegen, die aber in ihrem der Sonne nahe liegenden Teile, in dem die Kometen allein sichtbar sind, nicht von der Parabel zu unterscheiden sind. Sie werden daher, allerdings erst in unabsehbarer Zeit, ebenfalls wieder zur Sonne zurückkehren, falls sie ihre Bahn nicht in den Anziehungskreis eines nicht zu unserm Sonnensystem gehörigen Körpers führt.
Obgleich sonach die Bahnen der Kometen sich ihrem Grundcharakter nach nicht von denen der Planeten unterscheiden dürften, weichen sie doch in den numerischen Werten der einzelnen Elemente (s. d.) wesentlich von diesen ab. Zunächst ist zu erwähnen, daß einige derselben sich in derselben Richtung wie die Planeten von W. nach O. um die Sonne bewegen, also rechtläufig sind; andere dagegen sich als rückläufig erweisen. Des weitern ist die Neigung der Bahnen meist eine sehr beträchtliche, einige Bahnen liegen sogar nahezu senkrecht zur Erdbahn; nur die Kometen von kurzer Umlaufszeit zeichnen sich durch ihre geringe Neigung aus.
Eine Excentricität von der Kleinheit wie bei den Planeten ist bei keinem derselben nachgewiesen. In ihrer Sonnennähe kommen sie häufig der Sonne außerordentlich nahe, ja es sind sogar mehrere Fälle konstatiert, wo die Kometen sich bis auf etwa 100000 km der Sonnenoberfläche genähert hatten. Form und Lage der Bahnen bieten überhaupt eine außerordentliche Mannigfaltigkeit. Um den Gegensatz zwischen den Bahnen der Planeten und Kometen zu veranschaulichen, sind auf der zum Artikel Sonnensystem gehörigen Tafel die Bahnen der wichtigsten Kometen eingezeichnet. Ein Verzeichnis der Kometen, deren Bahnen berechnet sind, wurde von Olbers gegeben und bis 1863 von Galle fortgesetzt.
Besonders große und interessante Kometen aus der neuern Zeit sind die in den folgenden Jahren erschienenen: 1680, 1744 (am Tage mit bloßem Auge wahrnehmbar; sechs Schweife), 1811 (Schweiflänge 90 Mill. km), 1843 (am Tage sichtbar, Schweiflänge 250 Mill. km; möglichenfalls mit einer Umlaufszeit von 37 Jahren), 1858 (der Donatische Komet, lange sichtbar mit prachtvoller Erscheinung), 1861 (Bahn fast senkrecht zur Erdbahn), 1862 (Umlaufszeit 121½ Jahre), 1874 (Coggiascher Komet) und endlich die beiden 1882 erschienenen Kometen. Beide kamen der Sonne sehr nahe. Der im März 1882 erschienene Komet Wells bildet einen Markstein in der Geschichte der Kometenastronomie, indem sein Spektrum direkt den Nachweis des Auftretens elektrischer Kräfte bei Bildung der Coma lieferte; der große September-Komet 1882 konnte auf der südl. Halbkugel am hellen Tage neben der Sonne gesehen und bis an deren Rand verfolgt werden. Obwohl er vor der Sonne vorüberging, war er doch auf der Sonnenscheibe nicht wahrzunehmen.
Einige der periodischen Kometen von kurzer Umlaufszeit bieten noch ein besonderes Interesse, so der
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Enckesche Komet (s. d.) wegen der bei ihm beobachteten Verkürzung der Umlaufszeit, die Encke durch die Annahme eines widerstehenden Mittels erklärte, und der Bielasche Komet (s. d.) wegen der bei ihm beobachteten Teilung und seiner Auflösung in einen Meteorschwarm. Interessant ist auch der Lexellsche Komet, der 1767 bei seiner Annäherung an Jupiter infolge der Anziehung dieses Planeten eine elliptische Bahn von 5½ Jahren Umlaufszeit erhielt, die indessen bei einer zweiten Annäherung durch die Anziehung dieses mächtigen Körpers abermals umgestaltet wurde und zwar so, daß er nicht mehr von der Erde aus gesehen werden kann. 1779 bewegte er sich zwischen den Monden des Jupiter hindurch, ohne indessen auf deren Bahnen den geringsten Einfluß auszuüben, ein Beweis für die verschwindend kleine Masse dieses Kometen.
In neuerer Zeit hat man festgestellt, daß zwei nachweislich verschiedene in derselben Bahn einherziehen. Einen solchen Fall bietet der große Komet von 1881, dessen Bahnelemente denen des Kometen von 1807 ähneln, den Bessel berechnet hat. Ähnlich ist es mit den großen Kometen von 1668, 1843, 1880, 1882, die sämtlich der Sonne sehr nahe kamen und deren Bahnelemente ebenfalls sehr nahe übereinstimmen. Die drei erstgenannten betrachtete Klinkerfues als identisch, indem er nachwies, daß ein nur geringer Widerstand in der Nähe der Sonne angenommen werden müsse, um die Umlaufszeit von 175 Jahren aus 37 herabzubringen.
Ist diese Hypothese richtig, so wäre der Komet im Sommer 1897 zu erwarten. Um die einzelnen Kometen voneinander zu unterscheiden, ist es gebräuchlich, dieselben außer mit dem Namen des Entdeckers und dem Jahre der Entdeckung auch noch mit einer röm. Zahl zu bezeichnen, deren Reihenfolge die zeitliche Aufeinanderfolge der Periheldurchgänge der einzelnen im nämlichen Jahre entdeckten Kometen angiebt. So hat z. B. der helle Komet von 1874 die Bezeichnung Komet Coggia 1874 III. Nur einige wenige periodische Kometen sind nach ihren Berechnern benannt worden.
Die Natur der Kometen ist trotz eifrigen Studiums noch in sehr vieler Beziehung rätselhaft und wenig bekannt. Man weiß, daß es im Weltraum befindliche Körper von äußerst geringer Masse sind, die ihre Bahnen infolge ihrer Anziehung durch die Sonne und die Planeten beschreiben. Mit ziemlicher Wahrscheinlichkeit ist anzunehmen, daß sie einen großen Teil ihres Lichtes von der Sonne erhalten. Das Licht [* 55] heller Kometen hat sich bei mehrfachen Untersuchungen als polarisiert erwiesen, woraus folgt, daß jedenfalls ein Teil des von ihnen zu uns gesandten Lichtes reflektiertes ist.
Andererseits ist es aber auch erwiesen, daß viele Kometen mit ihrer Annäherung an die Sonne auch sehr beträchtliches Eigenlicht entwickeln. Das Spektrum der Kometen zeigt drei helle verwaschene Linien, Banden, ähnlich wie sie von den uns bekannten irdischen Stoffen glühende Kohlenwasserstoffgase zeigen. Im Kerne einiger heller Kometen hat man ein kontinuierliches Spektrum gesehen, was darauf hindeutet, das der Kern dieser Kometen aus glühendflüssigen oder glühendfesten Stoffen bestehen muß, keinesfalls aber aus gasförmigen.
Wesentlich klärend aber ist eine an dem Kometen Wells 1881 I zuerst wahrgenommene Erscheinung gewesen, der zufolge bei Annäherung des Kometen an die Sonne das Kohlenwasserstoffspektrum unsichtbar wurde und statt dessen die gelben Natriumlinien auftraten. Mit der Entfernung von der Sonne verschwanden die Natriumlinien und zeigte sich wieder das Kohlenwasserstoffspektrum. Es ist dies nach besonders dazu angestellten Versuchen eine Erscheinung, die deutlich darthut, daß die Erregung des Eigenlichtes der auf elektrischen Vorgängen beruht.
Obgleich etwas Definitives in dieser Hinsicht nicht behauptet werden kann, hat es doch die meiste Wahrscheinlichkeit für sich, anzunehmen, daß der eigentliche Kern der Kometen aus einer festen oder doch sehr verdichteten Masse besteht. Bei Annäherung der Kometen an die Sonne erhitzt sich diese durch die Wärmewirkung der Sonne und es geht eine lebhafte Dampfbildung vor sich. Gleichzeitig treten elektrische Kräfte zwischen Kern und Sonne auf, infolge deren einzelne Teilchen vom Kern aus abgestoßen werden, welche die Bildung der Coma und des Schweifes hervorrufen.
Theorien, die nach Bessels Vorgang in neuerer Zeit von Bredichin und Zöllner ausgearbeitet worden sind, erklären fast alle bezüglich der Gestalt der Kometen beobachteten Einzelheiten. Nachdem durch die bei Komet Wells 1881 I beobachteten Erscheinungen das Auftreten elektrischer Vorgänge bei der Annäherung der Kometen an die Sonne fast zweifellos dargethan worden ist, haben diese Theorien bedeutend an Wahrscheinlichkeit gewonnen. Daß der Schweif der Kometen nicht als ein ihnen beständig anhaftender Teil anzusehen ist, sondern seine Entstehung thatsächlich nur einem Verdampfen und Abstoßen von Kometenmaterie verdankt, durch die fortwährend ursprünglich dem Kometen angehörige Substanz in den Weltraum hinausgeschleudert wird, findet auch darin eine Bestätigung, daß die periodischen Kometen bei ihren wiederholten Erscheinungen immer schwächer und schwächer werden. Diese am natürlichsten durch einen Verlust an Substanz zu erklärende Thatsache ist am auffallendsten beim Halleyschen Kometen beobachtet worden.
Es ist häufig die Frage aufgeworfen worden, welche Folgen der Zusammenstoß der Erde mit einem Kometen haben wird. Trifft sie nur auf den Schweif des Kometen, so ist als zweifellos anzunehmen, daß sie sich durch die äußerst dünne Materie desselben ohne jede Beeinflussung hindurchbewegen wird. Derartige Ereignisse haben wahrscheinlich bereits mehrfach stattgefunden (z. B. ohne daß sie überhaupt wahrgenommen wurden. Das Zusammentreffen mit einem teleskopischen Kometen ohne eigentlichen größern Kern dürfte kaum anders wahrnehmbar sein als durch das massenhafte Erscheinen von Sternschnuppen, als die sich einzelne dichtere Teilchen desselben beim Durchgange durch die Atmosphäre bemerkbar machen werden.
Ernstere Folgen dürfte allerdings der Zusammenstoß mit dem Kern eines großen Kometen für die Erde nach sich ziehen, da dieser immerhin als eine dichtere Masse von größern Dimensionen anzusehen ist. Das Eintreten eines solchen Zusammenstoßes ist aber so gut wie ausgeschlossen, da für dieses vorausgesetzt wird, daß die Erde die Bahn eines solchen Kometen wirklich schneidet und daß beide Körper gleichzeitig im Durchschnittspunkt anwesend sind, ein gleichzeitiges Eintreffen zweier Bedingungen, für das die Wahrscheinlichkeit so gut wie Null ist.
Neuere Untersuchungen haben gezeigt, daß genau in der Bahn mehrerer periodischer Kometen sich Meteorschwärme bewegen, die bei ihrem Zusammentreffen mit der Erde Veranlassung zu mehr oder weniger großartigen Sternschnuppenfällen geben, und daß diese Meteorschwärme wahrscheinlich aus den Kometen durch eine allmähliche Auflösung derselben hervor-
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