Haarsterne
14 Wörter, 123 Zeichen
Im Meyers Konversations-Lexikon, 1888
Haarsterne,
Haarsterne,
Seetiere, s. Krinoideen. ^[= (Crinoidea, Liliensterne), Klasse der Echinodermen (s. d.), kugelige, becher- oder ...]
Im Brockhaus` Konversationslexikon, 1902-1910
Haarsterne,
s. Kometen. ^[= (grch.), Irrsterne oder Haarsterne, eine überaus zahlreiche und in vieler Beziehung noch sehr ...]
Haarsterne
(Crinoidea), s. Seelilien.
[* 2] (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 [* 5] 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 [* 6] bestimmt werden durch die Entfernung des Kometen von Sonne [* 7] und Erde.
Die Bewegungen der Kometen sind scheinbar ganz unregelmäßig; einige bewegen sich rechtläufig (direkt), d. h. in derselben Richtung wie die Planeten, [* 8] 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. ¶
[* 2] Fig. 6. Halleys Komet von 1835.
[* 2] Fig. 7. Donatis Komet am
[* 2] Fig. 9. Winneckes Komet am
[* 2] Fig. 10. Kopf des Kometen vom
[* 2] Fig. 11. Kopf des Kometen vom
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, [* 10] Fig. 1), über einen bedeutenden Teil des Himmelsgewölbes hinzieht und bald mehr, bald weniger gekrümmt ist [* 10] (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 [* 11] 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 [* 10] (Fig. 3 u. 4). Das merkwürdigste Beispiel bot der Komet von 1744 [* 10] (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 [* 12] 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 [* 10] (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 [* 13] 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 [* 10] Fig. 10 u. 11, welche den mit dem Fernrohr [* 14] 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 [* 10] (Fig. 8). Nach Bessels Meinung sind die Kerne der Kometen keine eigentlich festen Körper, wie Erde, Mond [* 15] 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 [* 16] 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 [* 17] Kometenlichts kundgibt. Eigentümliche Beobachtungen hat man mit dem Spektroskop [* 18] 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 ¶
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 [* 20] 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 [* 21] 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.
Kometen von kurzer Umlaufszeit, die nachweislich wiederholt zur Sonne zurückkehrten, sind folgende:
1) Der Halleysche Komet [* 19] (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 [* 22] 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 [* 23] 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, [* 24] beide mit Kopf und Schweif, teilte, was zuerst am ¶