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Bahn verfolgen kann und gerade dieses kurze Stück der Sonnennähe des Kometen [* 2] angehört, wo es schwer ist, zu entscheiden, welche der drei Gattungen von Kegelschnitten vorliegt, da die Form einer langgestreckten Ellipse [* 3] in der Nähe des Brennpunktes kaum von der der Parabel [* 4] oder Hyperbel [* 5] 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 [* 6] 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 [* 7] 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 [* 8] 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 [* 9] 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 [* 10] 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 [* 11] 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 [* 13] 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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