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Meyers Konversationslexikon

Autorenkollektiv, Verlag des Bibliographischen Instituts, Leipzig und Wien, Vierte Auflage, 1885-1892

Schlagworte auf dieser Seite: Kometen

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Kometen (Gestalt, Spektraluntersuchungen).

Für den Anblick mit bloßem Auge charakterisieren sich die K. durch die Nebelhülle oder den Kopf und den schwächer leuchtenden, mehr oder minder langen Schweif, welcher sich bisweilen, wie bei dem K. von 1843 (s. Tafel, Fig. 1), über einen bedeutenden Teil des Himmelsgewölbes hinzieht und bald mehr, bald weniger gekrümmt ist (Fig. 2). Derselbe fehlt bei den teleskopischen K. 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 K. von der Sonne verschwindet er allmählich wieder. In der Regel ist der Schweif von der Sonne abgewendet in der Verlängerung der Linie, welche die Sonne mit dem Kopf des K. 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 K. andeutet. Die scheinbare Ausdehnung eines Kometenschweifs gestattet keinen Schluß auf dessen wirkliche Größe. Der 90° lange Schweif des K. von 1680 hatte eine lineare Länge von 20 Mill. Meilen; der 130° lange Schweif des K. 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 K. haben mehrere Schweife gehabt, z. B. die von 1807 und 1861 zwei (Fig. 3 u. 4). Das merkwürdigste Beispiel bot der Komet von 1744 (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 K.; 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 auf die Materie der K. ausübe, welche mit zunehmender Entfernung rasch abnehme. Zu demselben Ergebnis kam auch Olbers durch Untersuchung der Erscheinungen, die der große Komet von 1811 zeigte (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 K. und seiner eigentümlichen Atmosphäre entwickelten Dämpfe sowohl von diesem als von der Sonne abgestoßen würden. Nur bei wenigen K. ist nach Olbers ihre Repulsivkraft gegen die Sonne groß genug, um die Schweifmaterie auch in dieser Richtung aus der eigentümlichen Atmosphäre des K. 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 K. (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 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 K. 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 K. (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 K. eine plötzliche Verkleinerung des Durchmessers. Die Strömungserscheinungen des K. von 1861 zeigen Fig. 10 u. 11, welche den mit dem Fernrohr 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 K. von 1819 (Fig. 8). Nach Bessels Meinung sind die Kerne der K. keine eigentlich festen Körper, wie Erde, Mond und Planeten, sondern müssen leicht in den Zustand der Verflüchtigung übergehen können. Dies harmoniert vollständig mit den geringen Maßen der K., die zu unbedeutend sind, um sich durch Störungen der Planeten bemerkbar zu machen. Die K. 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 gezeigt hat. Donati beobachtete zuerst das Spektrum des K. 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 K. dieselben Linien beobachtet und deren Lage bestimmt, und Secchi hat zuerst an dem Spektrum des K. 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 K. 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 Kometenlichts kundgibt. Eigentümliche Beobachtungen hat man mit dem Spektroskop an den beiden hellen K. von 1882 gemacht, die beide der Sonne ungewöhnlich nahe kamen. Zunächst bemerkte man bei dem am 17. März von Wells entdeckten K., der am 10. Juni am Tag mit dem Fernrohr in der Nähe