Kometen

Kometen (v. gr., d.i. Haarsterne), Weltkörper, welche zu unserem Sonnensystem gehören, in so fern als sie während der Zeit ihrer Sichtbarkeit sich nach den Gesetzen bewegen, welche aus der Anziehungskraft der Sonne folgen, die sich aber von den übrigen Weltkörpern unseres Sonnensystems,[674] also von den Planeten u. Monden, theils durch ihre Gestalt u. die Beschaffenheit ihrer Masse, theils durch die weit größere Excentricität ihrer Bahn unterscheiden. Während also die Bahnen der Planeten u. Monde ich nur wenig von Kreisen unterscheiden, bewegen sich die K. in Bahnen, die sehr langgestreckte Ellipsen darstellen (Kometenbahnen), so daß sie in ihrer Sonnennähe (Perihelium) der Sonne u. mithin auch der Erde verhältnißmäßig sehr nahe, in ihrer Sonnenferne (Aphelium) verhältnißmäßig sehr entfernt sind u. unserer Beobachtung daher im letzteren verschwinden. Die Excentricität ist oft sogar so groß, daß der kleine von uns zu beobachtende Theil der Bahn als Parabel od. Hyperbel, also als Theil eines nicht geschlossenen Kegelschnitts, erscheint. Daher berechnet man auch in der Regel für die Kometenbahnen die Elemente zuerst parabolisch, d.h. so, als ob sie Theile einer Parabel wären, u. erst wenn man eine Übereinstimmung dieser mit den parabolischen Elementen eines früher erschienenen findet, schließt man auf die Identität beider, welche zuletzt durch die Wiederkehr am vorausgesagten Termine bestätigt wird. Wie die Planeten, bewegen sie sich in Folge der Gravitation in ihrer Sonnennähe schneller, in ihrer Sonnenferne langsamer; doch sind die Unterschiede ihrer schnelleren u. langsameren Bewegung bei weitem erheblicher, als bei den Planeten.

Die Zahl der bis jetzt beobachteten K. beläuft sich bis gegen 500; von diesen zeichnen sich mehrere durch Größe in ihrer Erscheinung aus, wie der von 146 n.Chr., welcher nach Senecas Bericht nach dem Tode des Demetrios Nikator (147) so groß als der Mond, ganz roth u. sehr hell erschien; ferner der von 43 v. Thr., welcher noch Mittags gut gesehen werden konnte u. nach dem Glauben der Römer den Geist Cäsars dem Sitz der Götter zuführte (Julium sidus); ferner der von 371 v. Chr., dessen breiter u. langer Schweif nach Aristoteles den dritten Theil des sichtbaren Himmels einnahm; der von 1532, welcher den ganzen Tag gesehen werden konnte; der von 1618 dessen Schweif eine Länge von 100° hatte; der von 1744, dessen Licht die Venus in ihrem größten Glanze übertraf; der von 1769, dessen Schweif über 90° sich ausdehnte. Indessen entziehen sich die meisten der gewöhnlichen Beobachtung. Nach Olbers kann bei sehr genauer Durchsuchung des Himmels aller 20–25 Tage wenigstens ein sehr kleiner aufgefunden werden; nach Lambert kann allein die Zahl der K., deren Perihelien näher als Saturn von der Sonne ist, auf 12,000 angeschlagen werden; nach Wurmb aber können zwischen Sonne u. Uranus gegen 237,000 K. ohne Störung ihre Bahn beschreiben, bis zehn Mal weiter als Uranus aber gegen 23 Mill., bis 100 Mal weiter über 200 Mill. u. bis zum Abstande von 10,000 Erdweiten, 64,000 Mill. Die bisher genau beobachteten K. hatten aber alle ihr Perihelium innerhalb der Jupiterbahn u. zwar verhältnißmäßig weit mehrere in einer größeren Sonnennähe, als die der Erde ist. In Wirklichkeit werden bei den sehr vervollkommneten Mitteln der Beobachtung gegenwärtig alljährlich ungefähr 3 neue K. entdeckt, daher die vom König Friedrich VI. von Dänemark zur Belohnung für neuentdeckte teleskopische K. gestiftete goldene Medaille neuerdings von Friedrich VII. wieder aufgehoben worden ist. Nur von verhältnißmäßig wenigen K. ist eine bestimmte Wiederkehr, nachdem sie einmal von der Sonne sich entfernt haben, ausgemittelt. Sie kann berechnet werden, wenn die Bahn der K. elliptisch erscheint; doch ist auch von mehreren solchen die Rückkehr nicht erfolgt.

Unter den K., denen eine bestimmte Rückkehr beigelegt wird, ist der Halleysche K. der entscheidendste. Halley berechnete nämlich nach Beobachtungen des 1682 erschienenen K., daß die bekannten Elemente der beiden früheren K. von 1607 u. 1531 mit denen des beobachteten K. ziemlich übereinstimmten; auch in den Jahren 1456, 1380, 1305 waren K. erschienen; zwischen allen diesen liegt ein Zeitraum von 75–77 Jahren. Halley kündigte daher denselben K. auf Ende 1758 od. Anfang 1759 an u. Clairaut, welcher nach der neuen Newtonschen Theorie von der Gravitation die Störungen des Jupiter u. Saturn mit in Rechnung nahm, setzte sein Perihel auf die Mitte April 1759. Der Bauer Palitzsch bei Dresden entdeckte ihn denn auch zuerst am 25. Decbr. 1758, u. er erreichte sein Perihel 12. März 1759. Clairauts Rechnung würde hiermit noch genauer übereingestimmt haben, wenn ihm die genaue Masse des Saturn u. die Existenz des Uranus bekannt gewesen wäre. Die auf die früheren Erscheinungen gegründeten Rechnungen von Pontocoulant u. namentlich von Rosenberger kündigten die nächste Erscheinung auf August 1835, sein Perihel auf 12. Novbr. desselben Jahres an. Wirklich wurde er am 5. August entdeckt, u. alle Elemente stimmten höchst genau mit Rosenbergers Arbeit überein. Dies ist der erste K. gewesen, dessen Wiederkehr mit Sicherheit vorhergesagt wurde. Er hain einem Perihelium zwischen Venus u. Mercur eine 3698 Mal größere Geschwindigkeit, als in seinem Aphelium, das nach Berechnung in die doppelte Weite der Uranusbahn fällt. Für einen anderen K. von 1661 war, da seine Elemente denen der K. von 1532, 1402, 1274, 1145 u. 891 ziemlich entsprechen, eine 129jährige Umlaufszeit berechnet worden; allein 1790, wo er hiernach zu erwarten war, blieb er aus. Auch der große von Newton 1680 beobachtete u. berechnete K., der 44. v. Chr. bei Cäsars Leichenbegängniß bei Tage sichtbar gewesen sein soll, auch dem K. von 531 u. 1106 entspricht, würde, bei einer ihm beigelegten Umlaufsperiode von 575 Jahren, 2255 wieder zu erwarten sein. Der K. von 1811 soll nach Ein. in 3068 (n.And. in 3383) Jahren zurückkehren. Nächst dem Halleyschen K. ist der von Olbers am 6. März 1815 entdeckte u. zuerst berechnete der erste gewesen, dessen Umlaufszeit mit Sicherheit angegeben werden konnte; sie beträgt nahe 75 Jahre, sein größter Abstand von der Sonne 33, 98, sein kleinster 1, 22 Erdbahnhalbmesser. Daß er früher noch nicht beobachtet wurde, erklärt sich aus seiner Kleinheit; seine nächste Wiederkehr fällt auf 1887. Außerdem gibt es gegenwärtig noch sechs K., deren Elemente vollständig, also eingerechnet die Umlaufszeit, sich haben berechnen u. durch wiederholte Beobachtung bestätigen lassen; dies ist der Enckesche, Bielasche, Fayesche, de Vicosche, Broosensche, d'Arrestsche. Die Sonnenferne aller fällt noch innerhalb der Neptunsbahn, weshalb man sie innere K. nennt. Ihre Umlaufszeiten sind in der Reihenfolge, wie sie genannt wurden, 3.34, 6.74, 7.44, 5.47, 5.58, 6.44 Jahre, die Jahre ihrer Entdeckung 1818, 1826, 1843, 1844, 1846 u. 1851. Der große K. von 1843, in seinem Perihel der Sonne[675] äußerst nahe kam (nach Ein. bis auf ¹/₂₀₀ Halbmesser der Erdbahn), stimmt in seinen parabolischen Elementen sehr gut mit dem großen K. von 1668, was eine Umlaufszeit von 175 Jahren voraussetzt u. mit den K. von 1493, 1317, 1143, 968, 442, 268 zusammentrifft; ebenso genau aber mit dem K. von 1695, was eine Umlaufszeit von 147¹/₂ Jahren voraussetzt u. mit den großen K. von 1548, 1401, 1254, 1106, 367, 219 u. 72 zusammentrifft; endlich aber auch ebensogut mit den großen K. von 1106 u. 1668 zugleich, was eine Umlaufszeit von 35 Jahren voraussetzt. Für den großen K. von 1858 ist aus der einmaligen Beobachtung, welche aber den langen Zeitraum vom 2. Juni bis 18. Oct. umfaßte, die elliptische Bahn von Lävy mit einer Umlaufszeit von 2495, von Bruhns 2102, von Stampfer 2138 Jahren berechnet worden. Überdies ist gar nicht ausgemacht, daß K. mit wirklich parabolischem Laufe unserem Sonnensystem allein zugehören; noch bestimmter müssen hyperbolische, wenn sie dauernd sind, jenseit unsers Sonnensystems ihren weiten Lauf in den Himmelsräumen nehmen. Manche nehmen daher Fixsternkometen an, welche mehr als Ein Sonnensystem durchlaufen, im Gegensatz von Sonnenkometen, welche blos unserm Sonnensystem angehören. Die K. haben im allgemeinen in der Richtung ihres Laufs nicht, wie die Planeten u. deren Trabanten, mit ihnen u. unter sich eine gewisse Übereinstimmung, nach der sie von der Ekliptik nur in Winkeln von wenigen Graden abweichen; sie durchschneiden diese in ihren Bahnen vielmehr in allen Richtungen, ja stehen auf ihr sogar senkrecht; auch bewegen sie sich in eben so großer Zahl gegen die Ordnung der Zeichen, als in der Ordnung derselben. Doch hat man an den inneren K. die auffallende Bemerkung gemacht, daß sie sämmtlich nur eine Neigung von 3° bis 13°, gegen die Ekliptik also keine größere als die meisten Planeten haben, mit einziger Ausnahme des K. von Broosen, dessen Neigung 31° beträgt, sowie daß sie sämmtlich rechtläufig sind.

Man hat lange Zeit K. als feste Weltkörper, von einer den Planeten ähnlichen Masse gebildet, angesehen; allein nach genaueren Beobachtungen neuerer Zeit zeigt sich nur bei einigen K. in der Mitte einer Dunsthülle ein dichterer u. immer nur sehr kleiner Körper als Kern (Kernkometen). Bei den übrigen (Dunstkometen) ist aber die ihn bildende Masse theils sogar so dünn, daß hinter ihnen stehende Fixsterne durchscheinen; doch ist sie bei den meisten, bes. nach der Mitte zu, undurchsichtig, meist trübe, obgleich auch einige in bleichem Lichte, od. auch feuerroth steh zeigen. Die Masse aller bisher beobachteten K. ist so gering, daß sie selbst bei der größten Annäherung an Planeten od. deren Trabanten (der Komet von 1770 ging zweimal mitten durch das Trabantensystem des Jupiter) keine merkliche Störung (d. h. Ablenkung von der Bahn) hervorriefen, wohl aber sehr bedeutende erlitten. Und da diese äußerst geringe Masse bei den K. auf einen so großen Raum ausgedehnt ist, so hat man sich die K. nicht sowohl als Körper von gleichmäßiger Dichtigkeit, als vielmehr als Aggregate weit getrennter Massentheile zu denken. Piazzi hat überhaupt gegen das Vorkommen von Kernkometen Zweifel erhoben u. es wahrscheinlich gemacht, daß K. wesentlich nur aus Dunst, in Art wie die Wolken unserer Atmosphäre, aber von verschiedener Dichtigkeit bestehen, nur daß sie auf längere Zeit, wenn auch nicht immer, ihren Zusammenhang behalten. Ein am meisten beachteter, doch an sich unwesentlicher Unterschied ist der von geschweiften u. ungeschweiften K. Bei ersteren unterscheidet man nämlich, außer dem K., dann Kometenkopf od. Kometenkern genannt, einen Lichtstreifen (Kometenschweif), der, vom Kopf ausgehend, in einer von der Sonne abgewendeten Richtung breiter werdend, sich in einer unbestimmten Breite verlängert. Dessen Stelle vertritt häufig eine rundliche od. elliptische Lichthülle. Diese sowohl, als das Leuchten des Schweifes, deutet auf ein selbständiges, gleichsam phosphorescirendes Licht der K. hin, welches eben so viel, wo nicht mehr Antheil an ihrer Sichtbarkeit, als das Bescheinen von der Sonne hat. Der Schweif aber scheint mit dem Zodiakallicht der Sonne Übereinstimmung zu haben; wie dieses, läßt er auch die kleinsten Fixsterne durchscheinen. Auch ist es vorgekommen, daß die Erde während des Vorübergehens eines K-s in dessen Schweif gekommen ist, ohne daß sich ein Einfluß gezeigt hat. Nach dem Stande der Erde u. der Nähe u. Entfernung des K-s von der Sonne u. Erde gestaltet sich der Schweif verschiedentlich. Er scheint durch eine im Kern enthaltene Abstoßungskraft gebildet zu werden, vermöge deren die Theilchen zuerst nach allen Seiten hin fortgeschleudert werden, auf der nach der Sonne gerichteten Seite jedoch alsbald durch die von der Sonne gleichzeitig ausgehenden Abstoßungskraft abgelenkt u. in die Form des Schweifes gebracht werden. An dem scheinbaren Himmelsgewölbe nimmt er nach Umständen wohl einen Raum von 45° bis zu 75°, ja wohl von 100° (wie der von 1618) ein. Die wirkliche Länge des Schweifes fanden Schröter u. Herschel an dem K. von 1744, gleich 7 Mill., bei dem K. von 1769 über 10, bei dem von 1680 gegen 20, bei dem von 1811 über 22 Mill. Meilen. Der Kopf des K. von 1811 hatte einen mehr als 80mal größeren Durchmesser als die Erde u. siebenmal größeren als der Jupiter. Freilich hängt die Messung des Kometenkerns auch von der Güte der Teleskope ab, da kräftigere Instrumente denselben kleiner u. einen größeren Theil des ganzen Objects als Nebel erscheinen lassen. Für den K. von 1858 findet man als Größe des Durchmessers nach Ein. 1300, nach And. 600, noch And. 200 geogr. Meilen. An der Sternwarte zu Paris hat man bei 770mal Vergrößerung das Ganze als Nebel erkannt. Die Länge seines Schweifes ist auf 74 Mill. Meilen berechnet worden. Im Jahre 1846 zeigte der Biela'sche K. die überraschende Erscheinung, daß statt Eines Kernes zwei zu sehen waren, welche in der fast unveränderten Entfernung von 37 bis 39 Erdhalbmessern blieben u. von denen der kleinere bei der Annäherung u. Entfernung von der Sonne in schnellerem Verhältnisse seine Helligkeit steigerte u. verminderte, als der größere. 1852 erschien er wieder einfach. Man hat K. bald für unreife Sonnen, bald für werdende Planeten gehalten, beides ohne Grund; dagegen scheint zwischen den Sternschnuppen u. den Feuerkugeln u. den K. eine Analogie aufgestellt werden zu können, nur daß jene von blos momentaner Dauer sind u. dem Erdkörper entweder selbst angehören, od. auch, in seine Nähe gelangt, von diesem bald angezogen werden u., ohne einen Umlauf zu machen, auf ihn fallen (vgl. Meteorsteine), od. auch sich schnell auflösen u. in[676] die Himmelsräume verlieren. Man hat selbige auch Erdkometen genannt. Mehrere kometenartige Sterne von ungewöhnlicher Größe, aber sehr kurzer Dauer, deren die Geschichte gedenkt, könnten hierher gehören.

In früherer Zeit galten gewöhnlich erscheinende K. als Verkündiger großer u. wichtiger Ereignisse; um deswillen wurden K. meist vom Volk gefürchtet u. als ausgehängte Zuchtruthen Gottes angesehen. Diese jetzt in das Gebiet des Aberglaubens verwiesene Kometenfurcht hat einer anderen Platz gemacht, nämlich der, daß ein zufällig mit der Erde auf seiner Bahn zusammentreffender K. große Verheerungen auf dieser anrichten u. allem organischen Leben auf ihr verderblich werden könnte. Allein einerseits ist ein solches Zusammenstoßen so unwahrscheinlich, daß (nach Olbers), selbst angenommen, daß jährlich zwei K. zu ihrer innerhalb der Erdbahn gelegenen Sonnennähe gelangen, nach Probabilitätsberechnung nur binnen 220 Mill. Jahren ein wirkliches Zusammentreffen des festen Erdkörpers mit einem K. u. nur binnen 8–9 Mill. Jahren eine Berührung einer sichtbaren Kometenatmosphäre mit der äußersten Erdatmosphäre vorkommen dürfte; andererseits aber erhellt aus Beobachtungen, wie wenig ein K. vermöge seiner äußerst geringen Masse auch in bedeutender Nähe auf andere Weltkörper einwirke. Höchstens dürfte ein der Erde naher Komet meteorologische Einflüsse auf sie haben, doch scheint die Einwirkung nicht gleichförmig zu sein, denn während 'sonst die Meinung war, daß K. anhaltenden Regen brächten, so ist jetzt durch die in den sehr trockenen u. heißen Jahren 1811, 1819, 1822, 1835 u. 1858 erschienenen K. die Ansicht vorherrschend geworden, daß die K. sehr trockene Jahre brächten, welche daher zugleich gute Weinjahre wären, u. man bezeichnet daher den in diesen Jahren gewonnenen Wein als Kometenwein. Vgl. Olbers, Über die leichteste u. bequemste Methode, die Bahn eines K-s zu berechnen, n.A. von Encke, Weim. 1847.