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Brockhaus Konversationslexikon

Autorenkollektiv, F. A. Brockhaus in Leipzig, Berlin und Wien, 14. Auflage, 1894-1896

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Kometen

Bahn verfolgen kann und gerade dieses kurze Stück der Sonnennähe des K. 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 abweicht. Für die weitaus überwiegende Zahl der K., deren Bahnen berechnet worden sind, hat sich ergeben, daß die Parabel als wahrscheinlichste Bahn derselben anzusehen ist. Diese K. 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 K., 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 25. Dez. 1758 wurde er auch von dem gelehrten Bauer Pahlitzsch in Prohlis bei Dresden 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 K. 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 K. 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 K. wegen der größern Kraft der Fernrohre. Es scheint daher, als ob die wirkliche Zahl dieser K. 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 K. 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 K. der Fall gewesen ist. Ebenso ist es wahrscheinlich, daß sich die sog. parabolischen K. in Wirklichkeit nicht in Parabeln, sondern in langgestreckten Ellipsen bewegen, die aber in ihrem der Sonne nahe liegenden Teile, in dem die K. 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 K. 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 K. 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 K. sich bis auf etwa 100 000 km der Sonnenoberfläche genähert hatten. Form und Lage der Bahnen bieten überhaupt eine außerordentliche Mannigfaltigkeit. Um den Gegensatz zwischen den Bahnen der Planeten und K. zu veranschaulichen, sind auf der zum Artikel Sonnensystem gehörigen Tafel die Bahnen der wichtigsten K. eingezeichnet. Ein Verzeichnis der K., deren Bahnen berechnet sind, wurde von Olbers gegeben und bis 1863 von Galle fortgesetzt.

Besonders große und interessante K. 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 K. 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 K. von kurzer Umlaufszeit bieten noch ein besonderes Interesse, so der

^[Artikel, die man unter K vermißt, sind unter C aufzusuchen.]