MKL1888:Komēten

Komēten (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. K. 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	„ „	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 K. dieses Jahrhunderts waren aber bloß einige 20 dem unbewaffneten Auge sichtbar, die meisten nur teleskopisch. Ein Schluß aus diesen Sichtbarkeitsverhältnissen auf die wirkliche Größe eines K. ist jedoch im allgemeinen nicht statthaft, weil Helligkeit und scheinbare Ausdehnung bestimmt werden durch die Entfernung des K. von Sonne und Erde.

Die Bewegungen der K. sind scheinbar ganz unregelmäßig; einige bewegen sich rechtläufig (direkt), d. h. in derselben Richtung wie die Planeten, 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 K. 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 K. 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 K. 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 K. der Erde beträchtlich nahe kommen und lange in günstigen Sichtbarkeitsverhältnissen verweilen. Die Neigungen der Bahnebenen des K. gegen die Ekliptik erscheinen völlig nach dem Zufall gruppiert. Auch zwischen der Anzahl der recht- oder rückläufigen K. und den Periheldistanzen findet keine nachweisbare Beziehung statt.

Kometen.

Fig. 1. Komet von 1843.
Fig. 2. Komet von 1811.
Fig. 3. Komet von 1807.
Fig. 4. Komet vom 3. Juli 1861.
Fig. 5. Komet von 1744.
Fig. 6. Halleys Komet von 1835.
Fig. 7. Donatis Komet am 5. Oktober 1858.
Fig. 8. Komet von 1819.
Fig. 9. Winneckes Komet am 13. Juni 1869.
Fig. 10. Kopf des Kometen vom 30. Juni 1861.
Fig. 11. Kopf des Kometen vom 1. Juli 1861.

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. 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 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 K. 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 K. nicht bloß eine Folge der starken Erhitzung; diese erklärt nämlich nicht, weshalb die Kohlenwasserstofflinien in der Sonnennähe verschwinden, denn wenn Natrium in die Flamme 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 K. hat so einen direkten Nachweis geliefert für die wichtige Rolle, welche die Elektrizität auf diesen Weltkörpern spielt.

Neuere Untersuchungen Schiaparellis haben eine innige Beziehung der K. 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 K. III von 1862 und I von 1866. Diese beiden K. 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 K. zusammentreffen. Über das eigentliche Wesen der K. ist man trotz aller bisherigen Entdeckungen noch sehr im Dunkeln. Nach Zöllner sollen die K. 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 K. 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 K. die flüssigen, die Sternschnuppen die festen Bruchstücke eines größern Weltkörpers seien (vgl. Zöllner, Über die Natur der K., 2. Aufl., Leipz. 1872). Die K. gelangen aus den Sternenräumen in unser Sonnensystem, und wahrscheinlich gehen uns, worauf zuerst Hoek hingewiesen, bisweilen ganze Systeme von K. 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 K. 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 51/2 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.

Periodische Kometen.

K. von kurzer Umlaufszeit, die nachweislich wiederholt zur Sonne zurückkehrten, sind folgende: 1) Der Halleysche Komet (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 K. war 1835, und die nächste wird 1910 stattfinden. 2) Der Enckesche Komet, nach seinem ersten Berechner benannt. Encke wies zuerst 1819 die Identität des K. 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 51/2 Jahre. Er ist bis jetzt nicht wieder gesehen worden; doch hat Leverrier bewiesen, daß er identisch ist mit dem von Lahire 1678 entdeckten K. 4) Brorsens Komet, 26. Febr. 1846 in Kiel 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, 27. Juni 1851 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 27. Febr. 1826 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 mit dem Enckeschen K. 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 K. von ähnlicher Gestalt, aber ungleicher Dimension, beide mit Kopf und Schweif, teilte, was zuerst am 29. Dez. 1845 in Amerika und Mitte Januar 1846 in Europa bemerkt ward. Der neue kleinere Komet ging in nördlicher Richtung dem größern voran. Der Abstand zwischen beiden war bis März 40,000 Meilen. Die Lichtstärke wechselte, so daß der allmählich wachsende Nebenkomet einige Zeit den Hauptkometen an Helligkeit übertraf. Die die Kerne umgebende Nebelhülle war nicht bestimmt umgrenzt. Am 24. März war der kleinere Komet infolge abnehmender Lichtstärke kaum noch zu erkennen, und bis 20. April verschwand auch der größere. 1852 erschien der Bielasche Komet wieder und zwar, wie 1846, doppelt. Die Entfernung zwischen beiden K. war auf 350,000 Meilen gestiegen. 1859 konnte das Doppelgestirn wegen der Lage seiner Bahn nicht sichtbar werden, wohl aber beim Periheldurchgang 1866; alles Suchens ungeachtet wurde es aber nicht gefunden, und gegenwärtig gilt es als gewiß, daß der Bielasche Komet als Komet überhaupt nicht mehr sichtbar ist. Dagegen haben wir seine Überreste zweimal in Gestalt äußerst glänzender Sternschnuppenregen zu Gesicht bekommen, nämlich in den Nächten vom 27. zum 28. Nov. 1872 und 1885. Damals kam nämlich die Erde dem niedersteigenden Knoten der Kometenbahn sehr nahe, den der Komet im ersten Fall etwa 80 Tage vorher passiert hatte, im letztern 60 Tage nachher passierte. Wir sahen daher einmal den Vortrab, das andre Mal die Nachzügler des kosmischen Meteoritenschwarms, der von dem K. übriggeblieben ist. 1872 hatte man allerdings noch Hoffnung, den Bielaschen K. selbst zu sehen, und auf eine gleich nach dem Sternschnuppenfall von Klinkerfues in Göttingen an Pogson zu Madras gerichtete telegraphische Aufforderung zu Nachforschungen im Kentauren entdeckte Pogson auch wirklich dort einen kleinen K., der aber, wie jetzt feststeht, mit dem Bielaschen nichts zu thun hat. Übrigens hat man auch bei dem großen zweiten K. von 1882 eine Teilung des Kerns und Absonderung nebeliger Materie am Kopf beobachtet. 7) Fayes Komet, nur durch Fernrohre sichtbar, mit Kern und kleinem Schweif, ward 22. Nov. 1843 zuerst beobachtet. Sein mittlerer Abstand von der Sonne ist 3,8 Erdbahnhalbmesser, die Exzentrizität der Bahn beträgt 0,56, ihre Neigung 11°23′, die Umlaufszeit 7 Jahre 51/2 Monate. Da er in seinem Aphel dem Jupiter sehr nahe kommen kann, was 1839 der Fall war, so übt dieser einen großen Einfluß auf seinen Umlauf aus. Dieser Komet ist in den Jahren 1851, 1858, 1865, 1873 und 1881 der Rechnung entsprechend zurückgekehrt. 8) Winneckes Komet (Fig. 9) ward von Winnecke 8. März 1858 entdeckt und ist identisch mit dem K. III von 1819. Seine Umlaufszeit beträgt 5,6 Jahre. Er wurde 1869 und 1875 wieder beobachtet. 9) Tuttles Komet, 4. Jan. 1858 entdeckt und von Bruhns als periodisch mit 133/4 Jahren Umlaufszeit erkannt, identisch mit dem K. II von 1790, ist 1871 und 1885 wieder beobachtet worden. 10) Tempels Komet, 1867 entdeckt, hat 5,7 Jahre Umlaufszeit und ward 1873 und 1879 wieder gesehen. Seine Bahn unterliegt beträchtlichen Störungen von seiten des Planeten Jupiter. 11) Der Tempel-Swiftsche Komet, 1869 von Tempel, bei seiner Wiederkehr 1880 von Swift entdeckt, hat 5,44 Jahre Umlaufszeit. 12) Der Pons-Brookssche Komet, 1812 von Pons entdeckt, von Encke 1816 als periodisch mit einer Umlaufszeit von etwa 71 Jahren erkannt, ward bei seiner Wiederkehr 1883 von Brooks wieder aufgefunden.

Unter den K. von mittlerer Umlaufsdauer, die aber bis jetzt nur einmal beobachtet worden sind, sind noch anzuführen: Der Olberssche Komet, von Olbers 6. März 1815 entdeckt und von ihm fast ein halbes Jahr lang beobachtet, dessen Umlaufszeit 72–76 Jahre beträgt. Ein ausgezeichneter Komet war der erste von 1811, der im März d. J. erschien und über ein halbes Jahr hindurch beobachtet ward. Am 12. Sept. ging er in einer Entfernung von 1,035 Erdbahnradius durch sein Perihel; aber noch in einem Abstand von 80 Mill. Meilen von der Sonne und mehr als 60 Mill. Meilen von der Erde konnte er, wenn auch ohne Schweif, gesehen werden. Letzterer erreichte eine Länge von 12–15 Mill. Meilen, breitete sich von der Sonne abgewandt aus und glich einem Beutel, in dem der Kern, einer feurigen Kugel ähnlich, nicht ganz bis zum Boden hinabreichte. Merkwürdig war ein dem K. vorangehender glänzender Bogen, der durch einen dunklern Raum von dem Kern getrennt war, und durch den noch Sterne 8. bis 9. Größe mit geschwächtem Licht hindurchschienen. Der Komet von 1680 gehörte insofern mit zu den merkwürdigsten aller bisher erschienenen, als er sich nicht nur durch die außerordentliche Länge seines Schweifs, die 80° betrug, sondern auch dadurch vor andern K. auszeichnete, daß er sich von der Sonne 17,700 Mill. Meilen entfernte, während in seiner Sonnennähe 17. Dez. sein Abstand von der Oberfläche der Sonne nur 32,000 Meilen betrug. Einer der größten K. des 19. Jahrh. ist der am 2. Juni 1858 von Donati zu Florenz entdeckte, welcher 10. Sept. dem unbewaffneten Auge sichtbar und nach seinem Entdecker benannt wurde (Fig. 7). Die größte Lichtstärke zeigten Kopf und Schweif in den letzten Tagen des Septembers und in den ersten des Oktobers. Der Schweif hatte 6., 7. und 8. Okt. seine größte Länge und war stets von der Sonne abgewandt. Nach der Berechnung v. Astens besitzt dieser Komet eine Umlaufszeit von 1879 Jahren. Vgl. Valentiner, Die K. und Meteore in allgemein faßlicher Form dargestellt (Leipz. 1884). Verzeichnisse aller berechneten K. geben: Olbers, Abhandlungen über die leichteste und bequemste Methode, die Bahn eines K. zu berechnen (3. Ausg. von Encke und Galle, Leipz. 1864; Nachträge dazu von Galle in den „Astronomischen Nachrichten“, Bd. 112 u. 113); Carl, Repertorium der Kometenastronomie (Münch. 1864); Weiß im „Astronomischen Kalender“ für 1887, S. 123 (Wien).

Kometen. Zur Ergänzung des in Bd. 9, S. 977, über periodische K. Gesagten ist zunächst zu erwähnen, daß der Enckesche Komet auch 1885 und 1888 und der d’Arrestsche 1890, der Fayesche 1888, der Winneckesche 1886 und der Olberssche 1887 wieder sichtbar gewesen sind. Der letztere wurde zuerst von Brooks in Phelps 24. Aug. 1887 entdeckt und konnte auf der Lick-Sternwarte bis 5. Juli 1888 verfolgt werden. Nach Ginzel ging er 8. Okt. 1887 durch sein Perihel, sein mittlerer Abstand von der Sonne beträgt 17,408 Erdbahnhalbmesser, die Exzentrizität der Bahn 0,931, ihre Neigung 44°34′, die Umlaufszeit 72,63 Jahre; während er sich im Perihel der Sonne bis auf 1,2 Erdbahnhalbmesser nähert, entfernt er sich im Aphel um 33,6 von ihr, geht also noch über die Neptunsbahn hinaus. Zu den in Bd. 9 aufgeführten periodischen K. mit kurzer Umlaufszeit kommen noch folgende hinzu: 1) Komet 1846 VI, 26. Juni 1846 von Peters in Neapel entdeckt, hat nach Berberich 13,38 Jahre Umlaufszeit. Daß er seit 1846 nicht wieder gesehen worden ist, erklärt sich vielleicht dadurch, daß er zur Zeit seiner größten Helligkeit eine zu südliche Stellung hat, um auf der Nordhalbkugel der Erde wahrnehmbar zu sein, außer wenn er, wie 1846, im Mai oder Anfang Juni durch sein Perihel geht. 2) Komet 1873 II, von Tempel in Mailand 3. Juli 1873, bei der nächsten Wiederkehr von demselben in Arcetri 24. April 1878 entdeckt, hat nach Schulhof eine mittlere Entfernung von der Sonne von 3 Erdbahnhalbmessern und eine Umlaufszeit von 5,20 Jahren; die Exzentrizität der Bahn ist 0,554, ihre Neigung 12°46′. Infolge ungünstiger Lage der Bahn ist er seit 1878 nicht wieder gesehen worden. 3) Komet 1881 V, von Denning in Bristol 4. Okt. 1881 entdeckt, hat nach Matthießen eine mittlere Entfernung von 4,26 Erdbahnhalbmessern von der Sonne, die Exzentrizität der Bahn ist 0,83, die Neigung 6°51′ und die Umlaufszeit 8,69 Jahre. 4) Komet 1884 II, 16. Juli 1884 von Bernard in Nashville entdeckt, hat nach Berberich eine elliptische Bahn mit der großen Halbachse 3,08, der Exzentrizität 0,58, der Neigung 5°28′ und die Umlaufszeit von 5,4 Jahren. 5) Komet 1884 III, 17. Sept. 1884 von Wolf in Heidelberg entdeckt, bewegt sich nach Thrän in einer Ellipse mit der großen Halbachse 3,580, der Exzentrizität 0,561 und der Neigung 25°16′; die Umlaufszeit beträgt 6,77 Jahre. Daß dieser Komet vor dem Jahre 1884 nicht beobachtet worden ist, scheint darauf zu beruhen, daß er in seinem aufsteigenden Knoten nahe an der Bahn des Jupiter, im niedersteigenden an der des Mars vorbeigeht, daher zeitweilig bedeutenden Störungen ausgesetzt war. Insbesondere kam er im Frühjahr 1875 dem Jupiter so nahe, daß seine damalige Bahn eine beträchtliche Änderung erfuhr. Nach der Berechnung von Lehmann-Filhès betrug die Umlaufszeit früher 8,8 Jahre, die große Halbachse war 4,18, die Exzentrizität 0,39 und die geringste Entfernung von der Sonne erreichte die Größe von 2,5 Erdbahnhalbmessern, welche es unmöglich machte, den K. vor der Katastrophe von 1875 wahrzunehmen. 6) Komet 1886 IV, von Brooks 22. Mai entdeckt, besitzt nach Hind 6,3 Jahre Umlaufszeit. 7) Komet 1886 VII, 26. Sept. von Finlay am Kap der Guten Hoffnung entdeckt, bewegt sich nach Krüger in einer Ellipse von 3,54 der großen Halbachse, der Exzentrizität 0,72 und der Neigung 3°2′, die Umlaufszeit beträgt 62/3 Jahre. Wegen der Ähnlichkeit der Bahnelemente wurde er anfangs für den de Vicoschen K. gehalten, der seit seiner ersten Erscheinung im J. 1844 nicht wieder gesehen worden ist. Da aber seine Umlaufszeit um 440 Tage länger ist als nach Brünnows Rechnung die des de Vicoschen K., und da keine Ursache für eine so bedeutende Änderung der Bahn von 1844 bis 1886 vorhanden ist, so sind beide K. ohne Zweifel verschieden. 8) Komet 1889 V, 6. Juli von Brooks in Geneva entdeckt, hatte anfangs die Helligkeit eines Sternes 11. Größe, einen Durchmesser von 1 Bogenminute, einen fixsternartigen Kern und einen 10 Min. langen Schweif. Die Helligkeit nahm bis in den September zu, dann aber langsam wieder ab, so daß er in sehr großen Instrumenten lange Zeit verfolgt werden konnte: in Wien wurde er noch 28. März 1890, wiewohl sehr lichtschwach, wieder aufgefunden. Besonders bemerkenswert ist dieser Komet aber durch das Auftreten mehrerer Begleiter geworden, die allerdings nur in sehr großen Fernrohren sichtbar waren. Zuerst fand Barnard auf der Lick-Sternwarte 1. Aug. in der Nähe des Kopfes zwei kleine nebelartige Gebilde (B und C), welche, wie sich an den folgenden Tagen zeigte, an der Bewegung des Hauptkometen (A) teilnahmen; jeder dieser beiden Begleiter zeigte einen deutlichen Kern und einen kurzen, schwachen Schweif, alle drei Schweife lagen in der geraden Verbindungslinie der Kerne. Am 3. Aug. betrug die Entfernung AB 66,5, AC aber 263,5 Bogensekunden. Am 4. Aug. bemerkte Barnard noch zwei neue Begleiter (D und E) in nordöstlicher Richtung von der Linie ABC, und zwar betrug CD 78, CE aber 156 Bogensekunden. Während aber B und C sehr deutlich waren, konnten D und E in dem großen 36zölligen Refraktor der Lick-Sternwarte nur mit Mühe erkannt werden. Auch in Wien waren auf telegraphische Benachrichtigung die Begleiter B und C seit 4. Aug. beobachtet worden sowie noch ein dritter Begleiter, wahrscheinlich E. Spitaler glaubt außerdem am 5. und 7. Aug. eine alle Kerne umhüllende, gemeinsame schwache Nebelhülle bemerkt zu haben, was allerdings mit Barnards Beobachtungen im Widerspruch steht. In Pulkowa konnte man erst 20. Aug., nach Aufhören der hellen Dämmerung, die Nebenkometen beobachten. Doch waren im dortigen großen Refraktor nur B und C, nicht D und E sichtbar, dagegen bemerkten Renz und Blumenbach zwischen A und B, doch in einer um 30° von AB abweichenden Richtung, in ungefähr 1 Bogenminute Abstand von A eine schwache, nur hin und wieder aufleuchtende Verdichtung, welche weder auf der Lick-Sternwarte noch in Wien beobachtet worden ist. Die Begleiter B und C änderten seit Mitte August ihr Aussehen wesentlich. B wurde verwaschener und schwächer, verlor allmählich seinen Kern; auf der Lick-Sternwarte wurde er zuletzt 5. Sept. beobachtet, Spitaler in Wien aber glaubt noch 23. Okt. Spuren von ihm sowie von dem dritten Begleiter (E) bemerkt zu haben. Der Begleiter C dagegen nahm, während er sich langsam vom Hauptkometen entfernte, an Helligkeit zu und war 31. Aug. heller als der Hauptkomet; im September wurde er verwaschener, konnte aber noch 23. Okt. in Wien beobachtet werden. Es ergab sich sehr bald, daß der Hauptkomet eine elliptische Bahn beschreibt. Nach Knopf erreichte er seine Sonnennähe am 26. Sept., die große Halbachse der Bahn beträgt 3,686 Erdbahnhalbmesser, ihre Exzentrizität 0,471 und ihre Neigung 6°4′, die Umlaufszeit 7,075 Jahre. Ähnliche Elemente fand auch Chandler (Umlaufszeit 7,039 Jahre). Mit Benutzung der Chandlerschen Elemente des Hauptkometen hat Bredichin auch für die Begleiter C und E Bahnelemente mit Umlaufszeiten von 7,042 und 7,0348 Jahren berechnet, wobei er zugleich fand, daß die Teilung des K. in der Richtung der Bahnebene von statten gegangen sei; auch führte die Berechnung der Schnittpunkte der Bahnen von C und E mit derjenigen des Hauptkometen auf nahezu denselben, in der Nähe des Aphels gelegenen Punkt für die Loslösung der Begleiter. Es hat aber Chandler darauf aufmerksam gemacht, daß der Komet von Ende März bis Mitte Juli 1886 nicht über 0,1 Erdbahnhalbmesser vom Jupiter entfernt war, und daß er sich demselben Mitte Mai bis auf 0,061 näherte. Durch die Anziehung des Jupiter mußte aber die Bahn eine vollständige Umgestaltung erfahren, auch glaubt Chandler, daß damals die Teilung des K. erfolgt sei. Vor dieser Bahnumgestaltung betrug nach Chandlers Rechnung die Umlaufszeit 26,95 Jahre. Es waren daher vor 1886 vier Umläufe des K. ungefähr gleich neun Jupitersumläufen, und es muß sonach auch um 1779 eine starke Annäherung beider Himmelskörper stattgefunden haben. Da dies nahezu der Zeitpunkt der Umgestaltung der Bahn des Lexellschen K. durch den Jupiter ist, so vermutet Chandler, daß Brooks Komet mit dem Lexellschen (1770) identisch ist. 9) Komet 1889 VI, wie die vorigen teleskopisch 16. Nov. 1889 von Swift in Rochester entdeckt, gehört ebenfalls zu den periodischen K. mit kurzer Umlaufszeit. Doch weichen die von Zelbr und Searle berechneten Werte der letztern, nämlich 6,91 und 8,819 Jahre, beträchtlich voneinander ab. Von periodischen K. mit mittlerer Umlaufszeit seien erwähnt: Komet 1846 IV, von de Vico entdeckt, mit 75,71 Jahren (nach v. Hepperger); Komet 1852 III, von Westphal entdeckt, mit 60,6 Jahren (Westphal); Komet 1866 I, von Tempel entdeckt, mit 33,18 Jahren (Oppolzer); Komet 1867 I, von Stephan entdeckt, mit 33,62 Jahren (Searle); Komet 1880 I, auf der Kapsternwarte entdeckt, mit 36,91 Jahren (Meyer); Komet 1884 I, von Brooks 1. Sept. 1885 aufgefunden, im Dezember dem bloßen Auge sichtbar, identisch mit dem am 20. Juli 1812 von Pons entdeckten, dessen Periodizität schon Encke erkannte, mit 71,7 Jahren (Schulhof und Bossert); Komet 1885 III, von Brooks entdeckt, mit 49,6 Jahren (Campbell) Umlaufszeit.

Der periodische Winneckesche Komet bildet den Gegenstand einer umfänglichen Arbeit von E. v. Haerdtl, welche für die Entscheidung der Frage nach der Existenz eines widerstehenden Mittels von Interesse ist. Oppolzer war durch seine Rechnungen über die Erscheinungen dieses K. in den Jahren 1858, 1869 und 1875 auf eine Beschleunigung der täglichen Bewegung des K. geführt worden, also auf dieselbe Erscheinung, welche beim Enckeschen K. die Annahme eines widerstehenden Mittels veranlaßt hatte (Bd. 9, S. 977). Indessen erachtete Oppolzer seine Rechnungsergebnisse, bei denen er bloß genäherte Jupiter- und Saturnstörungen berücksichtigt hatte, nicht für genügend sicher, um darin eine Bestätigung der Enckeschen Hypothese zu finden. In der That hat auch Haerdtls Neuberechnung, welche sich auch auf die Zeit von 1875 bis 1886 erstreckt, und bei welcher die Störungen aller größern Planeten berücksichtigt sind, zu dem Ergebnis geführt, daß der Winneckesche Komet keinen Zuwachs der mittlern Bewegung von Umlauf zu Umlauf erleidet, eher eine geringe Abnahme. Auch diese läßt sich aber beseitigen, wenn man den in der Rechnung benutzten Wert der Jupitermasse ein wenig ändert, nämlich für denselben 11057,175 der Sonnenmasse setzt. Die Existenz eines widerstehenden Mittels im Weltraum wird also durch die Haerdtlsche Arbeit nicht bestätigt, aber doch auch nicht in Frage gestellt. Denn wenn ein widerstehendes Mittel vorhanden ist, so wird seine Dichte jedenfalls in der Nähe der Sonne am größten sein und in größerer Entfernung rasch abnehmen. Daher ist es wohl möglich, daß der Enckesche Komet, dessen Perihel innerhalb der Merkurbahn liegt (Abstand = 0,33 Erdbahnhalbmesser), eine Störung durch dieses Mittel erfährt, während der Winneckesche, dessen Perihel zwischen Venus- und Erdbahn fällt (Abstand = 0,77), nicht mehr beeinflußt wird.

Von großer Wichtigkeit für Erkennung der Natur der K. sind die physischen Veränderungen, welche neuerdings an einzelnen beobachtet worden sind. Zuerst sei hier der Komet 1888 I erwähnt, welcher 16. Febr. von Sawerthal auf der Sternwarte der Kapstadt mit bloßem Auge entdeckt wurde. Dieser Komet, für welchen Berberich eine Umlaufszeit von 2370 Jahren berechnet hat, war anfangs nur auf der südlichen Erdhalbkugel sichtbar, erst 12. März wurde er in Palermo beobachtet, wo er um die Zeit des Perihels (17. März) mit bloßem Auge wahrnehmbar war. Später wurde er auch in höhern Breiten sichtbar. In Wien erkannte ihn Kobold noch 4. Sept. als schwachen Nebel, und wahrscheinlich gehört zu ihm auch ein von Swift 24. Sept. beobachtetes nebeliges Objekt. Zuerst 19. März wurde nun in Nizza und Palermo neben dem Hauptkern 8. Größe noch ein Kern 11. Größe bemerkt; außerdem erkannte man 27. März in Rio de Janeiro noch einen dritten, sehr schwachen Kern. Alle drei Kerne waren von einer durch ihre Helligkeit von der übrigen Nebelmasse abstechenden Lichthülle umgeben. Diese drei Kerne wurden zuletzt 4. Juni von Charlois in Nizza gesehen. Das merkwürdigste aber war die vollständige Umwandlung, welche das Bild des K. in der Zeit vom 19. zum 21. Mai erfuhr. Am letztern Tage gewahrte man nämlich zwei, 19. Mai noch nicht vorhandene sehr helle Ausläufer, die beiderseits aus der erheblich heller gewordenen Kernmasse heraustraten und sich nach beiden Seiten des Kernes umbogen, den eigentlichen Schweif an Helligkeit weit übertreffend. Beide Ausläufer verlängerten sich nachher zu beiden Seiten des ursprünglichen Schweifes, und Anfang Juni bildete sich eine breite parabolische Koma aus; später verblaßte der Komet und verlor sein eigentümliches Aussehen. Ob jene Katastrophe, welche die Veränderungen am Kopfe des K. herbeiführte, 20. Mai schon vorüber war, ist nicht festzustellen, da die einzigen Beobachter an diesem Tage, Fényi in Kalocsa und Kortazzi in Nikolajew, sich hierüber widersprechen. Leider sind keine spektroskopischen Beobachtungen aus der Zeit der Katastrophe vorhanden; die vorher angestellten zeigten ein schwaches kontinuierliches Spektrum, in welchem die bei K. gewöhnlichen Kohlenwasserstoffbänder nur schwach erkennbar waren.

Ähnliche Erscheinungen sind auch bei dem Ponsschen K. 1884 I und bei dem großen Septemberkometen 1882 II beobachtet worden. An dem Ponsschen K. wurden nämlich bei seiner Annäherung an die Sonne, vor dem Durchgang durch die Sonnennähe (25. Jan. 1884), mehrere auffallende und rasche Lichtveränderungen bemerkt, welche wohl nur durch gewaltige Revolutionen im Kerne desselben zu erklären sind. Der erste dieser Ausbrüche erfolgte 22. Sept. 1883. Chandler in Cambridge (Massachusetts) sah den K. 21. Sept. als schwache verwaschene Nebelmasse von 1,5 Bogenminuten Durchmesser mit einer schwachen Verdichtung, nicht heller als ein Stern 11. oder 12. Größe. Statt dessen war 22. Sept. ein helles, sternartiges Objekt, ungefähr 8. Größe, mit kaum merklicher Spur eines Nebels vorhanden. Am folgenden Abend war der helle Kern in eine flache Scheibe von 1/2 Minute Durchmesser übergegangen, die umgeben war von einer Nebelhülle von 1,5 Minuten Durchmesser. Die Helligkeit des Kernes sank von da rasch wieder auf die 11. Größe. In Europa wurden die Beobachtungen durch die Ungunst des Wetters vielfach gestört; doch ist auch hier die vollständige Veränderung, die vom 21. zum 23. Sept. mit dem K. vor sich gegangen, mehrfach bemerkt worden; manche Beobachter glaubten 23. Sept. auf den ersten Blick ein ganz andres Objekt vor sich zu haben. Ein ähnlicher Lichtausbruch, nur in kleinerm Maßstab, hat nach Chandler 15. Okt. stattgefunden, und ebenso war Müller in Potsdam, der den K. seit November photometrisch verfolgte, 1. Jan. 1884 Zeuge eines solchen Vorganges. Während an diesem Tage um 5 Uhr 47 Min. ebenso wie an den vorhergehenden Tagen der Kern des K. sehr verwaschen war, zeigte sich um 7 Uhr 20 Min. ein fast punktartiger Stern, und eine Stunde später sah Vogel eine sehr helle Scheibe etwa von Uranusgröße. Der Durchmesser dieser Scheibe nahm dann mehr und mehr zu, während die Helligkeit abnahm. Die spektroskopischen Untersuchungen in Potsdam haben dargethan, daß mit der am 1. Jan. 1884 beobachteten Zusammenballung der Kometenmaterie eine sehr erhebliche Temperatursteigerung verbunden war, infolge deren das brechbarste (blaue) der drei Bänder im Spektrum des K. so an Intensität zunahm, daß es das im Gelb gelegene bedeutend an Lichtstärke übertraf und dem im Grün gelegenen an Helligkeit nahekam, während Ende September das grüne Band am hellsten war, dann das gelbe folgte, das blaue aber nur ganz schwach war. Als Ursache dieser Helligkeitsveränderungen haben wir wohl eine durch die Annäherung des K. an die Sonne hervorgerufene erhöhte Thätigkeit im Innern der Kometenmaterie zu betrachten. Anders liegen die Verhältnisse beim Sawerthalschen K. 1888 I, bei welchem die Katastrophe erst zwei Monate nach dem Durchgang durch das Perihel stattfand. Hier ist wahrscheinlich ein Zusammenprall der den Kern bildenden Lichtballen die Veranlassung zu den merkwürdigen Lichtausströmungen gewesen.

Über den großen Septemberkometen von 1882 hat Kreutz eine eingehende Arbeit veröffentlicht („Publikation der Sternwarte in Kiel“, 1888). Dieser Komet wurde Anfang September 1882 zuerst auf der südlichen Erdhalbkugel mit bloßem Auge wahrgenommen; seine Helligkeit nahm so bedeutend zu, daß er auch bei hellem Sonnenschein sichtbar war, und 17. Sept., dem Tage der größten Annäherung an die Sonne, gewahrten Finlay und Elkin am Kap und Gould in Cordoba, wie er in die Sonnenscheibe eintrat und dabei völlig verschwand, nachdem er noch wenige Sekunden früher fast so hell wie die Sonne geglänzt hatte. Der Rechnung nach hat dieser Vorübergang vor der Sonne 1 Stunde 16 Min. gedauert. Obgleich der Komet damals nur 0,00775 Erdbahnhalbmesser von dem Mittelpunkt der Sonne entfernt war, also durch die Atmosphäre der Sonne gehen mußte, so scheint er doch in der Sonnennähe keinerlei Störung erfahren zu haben. Auch auf der Sonne selbst ist nichts Außergewöhnliches bemerkt worden, die Protuberanzen waren (nach Riccò in Palermo) weder in Zahl noch an Aussehen von denen der benachbarten Tage verschieden, auch ergaben die magnetischen Beobachtungen zu Toronto 17. Sept. die Abwesenheit jeder magnetischen Störung. Gegen Ende September war derselbe dann als prachtvolle Erscheinung am Morgenhimmel sichtbar und konnte bis zum Februar mit bloßem Auge, mit dem Fernrohr aber bis in den Juni beobachtet werden. Bald nach dem Durchgang durch das Perihel fiel den Beobachtern eine auffallende Verlängerung des Kernes des K. auf. Am 8. Sept. war derselbe rund und hatte 10–15 Sekunden im Durchmesser; mit der Annäherung an die Sonne aber wurde derselbe mehr sternähnlich und hatte 17. Sept. 1/2 Stunde vor dem Durchgang durch die Sonne und ebenso auch am nächsten Tage nur 4 Sekunden Durchmesser. Am 21. Sept. wurde zuerst eine ovale Form erkannt, und 22. Sept. betrug nach Schäberle die Längsachse 11,9, die Breitenachse 4,8 Sekunden. Die Verlängerung schritt dann noch weiter vor, und Finlay entdeckte zwei Lichtballen im Kopfe des K., die ersten Anzeichen der nun vor sich gehenden Trennung des Kernes in einzelne Lichtknoten. Die weitere Entwickelung in den Monaten Oktober und November wird nun von verschiedenen Beobachtern je nach der optischen Kraft ihrer Fernrohre verschieden geschildert. Die Zahl der sichtbaren Lichtknoten betrug 5–6, sie entfernten sich voneinander, wechselten in der Helligkeit, doch zeichneten sich zwei durch ihren Glanz von den andern aus. Diese Kerne blieben bis in den Februar 1883 sichtbar. Fast gleichzeitig mit der Teilung des Kernes in den ersten Tagen des Oktobers wurde in der Nähe des Kopfes eine eigentümliche Erscheinung beobachtet, welche als ein Nebelrohr, von andern als ein gegen die Sonne gerichteter Schweif bezeichnet wurde. Noch mehr aber erregte das Erscheinen von Nebenkometen Aufsehen, deren mehrere in der Nähe des Kopfes, nur wenige Bogengrade von diesem entfernt, 5., 10., 14. und 21. Okt. sowie 16. Nov. entdeckt worden sind. Auf die merkwürdige Änderung, welche das Spektrum dieses K. zur Zeit seines Perihels erlitten, und auf das Auftreten von Natriumlinien in demselben ist schon in Bd. 9, S. 977, aufmerksam gemacht worden. Kreutz hat für diesen K. eine Bahn mit der großen Halbachse 84,16 und 772 Jahren Umlaufszeit berechnet. Hiernach könnte man an eine Identität dieses K. mit dem großen K. denken, der im Februar 1106 in Europa und China beobachtet wurde; die dürftigen Nachrichten, die man über den letztern besitzt, sind aber zur Entscheidung dieser Frage unzureichend. Bredichin hat darauf hingewiesen, daß die Teilung eines K. nicht notwendigerweise zu einem Zerfallen desselben in einen Meteoritenschwarm führen muß. Wenn sich nämlich die abgetrennte Masse infolge der mechanischen Bedingungen im Zustand eines gravitierenden Systems erhält, so werden die Teilchen, welche sie zusammensetzen, eine gemeinsame Bahn beschreiben, nämlich die Bahn des Schwerpunktes der Gesamtmasse. Es ist nicht unwahrscheinlich, daß die periodischen K. auf diese Art entstanden sind. Was den großen K. 1882 II anlangt, so müssen nach Bredichin die beiden Kerne, welche der Sonne am nächsten stehen, elliptische, zwei andre aber hyperbolische Bahnen beschreiben, und zwar sind die beiden Ellipsen nicht wesentlich verschieden von der Bahn des ursprünglichen Kernes.

Kometen. Von periodischen K. mit kurzer Umlaufszeit sind seit dem Bericht in unserm letzten Jahres-Supplement wieder erschienen: der Wolfsche (1884 III, Umlaufszeit 6,77 Jahre), der Enckesche (Umlaufszeit 3,33 Jahre) und der Tempel-Swiftsche (Umlaufszeit 5,99 Jahre). Alle drei wurden zuerst auf der Lick-Sternwarte wieder aufgefunden, der Wolfsche 4. Mai 1891, der Enckesche 1. Aug. und der Tempel-Swiftsche 28. Sept. Der Wolfsche Komet ging Anfang September durch die Plejaden. Bei dem Enckeschen ist die Wiederkehr zur Sonnennähe 1891 die 25., die seit seiner Entdeckung durch Pons 1786 genau beobachtet worden ist. Der dritte Komet ist 1869 von Tempel entdeckt worden, ohne daß damals seine Periodizität erkannt wurde. Als er 1880 wieder erschien, entdeckte ihn Swift, und nun wurde man auf seine Periodizität aufmerksam, schrieb ihm aber anfangs eine Umlaufszeit von 11 Jahren zu, bis man erkannte, daß er zwischen 1869 und 1880 zwei Umläufe gemacht und man eine Umlaufszeit von beinahe 6 Jahren fand; indessen liegt seine Bahn so, daß immer die Beobachtung einer Wiederkehr zum Perihel ausfallen muß, weshalb er auch weder 1875 noch 1886 gesehen worden ist. Als neu aufgefundener periodischer Komet ist zu verzeichnen der Komet 1890 VII, den Spitaler in Wien 16. Nov. 1890 bei Aufsuchung eines in der Nacht vorher von Zona in Palermo entdeckten teleskopischen K. gleichzeitig mit diesem im Gesichtsfelde seines Fernrohrs entdeckte. Dieses Zusammentreffen, das erste dieser Art bei K., war übrigens rein zufällig, da beide K. nichts gemein haben. Der Zonasche läuft in einer parabolischen Bahn, der Spitalersche aber in einer Ellipse von der großen Halbachse 3,448 und der Exzentrizität 0,476 in 6,4 Jahren um die Sonne. Doch beschreibt er diese Bahn wahrscheinlich erst seit 1887, da er in der zweiten Hälfte dieses Jahres dem Jupiter sehr nahe stand und jedenfalls große Störungen von demselben erfahren hat.

Durch die großen Fernrohre der neuesten Zeit, besonders durch den Wiener und den durch die atmosphärischen Verhältnisse ausnehmend begünstigten Refraktor der Lick-Sternwarte, ist die Beobachtung der K. in einer Weise gefördert worden, von der man noch vor wenigen Jahren keine Ahnung hatte. Man ist jetzt im stande, einen K. weit länger und bis in viel größere Entfernung zu verfolgen als früher. Noch vor kurzem galt der Zeitraum von 511 Tagen, auf welchen sich die Beobachtungen des großen K. von 1811 verteilten, als ein ausnahmsweise langer. Der am 2. Sept. 1888 von Bernard entdeckte Komet 1889 I war aber noch 17. Aug. 1890 im Refraktor der Lick-Sternwarte sichtbar, also 713 Tage nach seiner Entdeckung, als sein Abstand von der Sonne 6,24 Erdbahnhalbmesser, also mehr als der des Jupiter, betrug; ja Palisa konnte diesen K. noch 1. Mai 1891 im 27zölligen Wiener Refraktor erkennen, wenn auch mit größter Anstrengung. Ebenso wurde der am 31. März 1889 von Bernard entdeckte Komet 1889 II von seinem Entdecker 23. Aug. 1891 wieder aufgefunden und auch am folgenden Tage, dem 511. nach der Entdeckung, noch beobachtet, als er bereits in der Entfernung 5,02 von der Sonne stand. Wenn man nun bedenkt, daß die sonnenfernsten Punkte der Bahnen der periodischen K. mit kurzer Umlaufszeit entweder noch innerhalb der Jupiterbahn (mittlerer Halbmesser 5,203) oder wenig jenseit derselben liegen, so liegt die Hoffnung nahe, daß es wohl gelingen werde, den einen oder den andern von diesen K. auf seiner ganzen Bahn oder doch auf dem größten Teile derselben zu verfolgen. Gelingt dies wirklich, so wird man wahrscheinlich auch entscheiden können, ob das Newtonsche Gravitationsgesetz zur Erklärung der Kometenbewegung vollständig ausreicht, oder ob noch andre Kräfte zu Hilfe genommen werden müssen. In letzterer Hinsicht sei erwähnt, daß es Argelander bei Berechnung des großen K. von 1811 nicht gelang, alle Beobachtungen innerhalb der zulässigen Fehlergrenzen durch die allgemeinen Bewegungsgesetze darzustellen, und daß er als Ursache physische, durch die Sonne bedingte Veränderungen in der Masse des K. vermutete.

Über den großen September-K. von 1882 hat Kreutz als Fortsetzung der im letzten Jahres-Supplement (Bd. 18, S. 490) erwähnten noch eine zweite Arbeit veröffentlicht. Dieser Komet zerfiel im Oktober 1882 in vier sich immer weiter voneinander entfernende Kerne (1, 2, 3, 4 in der Reihenfolge ihres Abstandes von der Sonne). Da Kern 2 sich durch seine Helligkeit auszeichnete, so hat ihn Kreuz in seiner frühern Arbeit als Schwerpunkt des K. betrachtet und für ihn eine elliptische Bahn mit 770 Jahren Umlaufszeit berechnet. In der neuern Arbeit findet er, daß nur der Teilkern 1 eine von der Bahn des ursprünglichen Kernes im September 1882 merklich abweichende Bahn beschreibt, während die Bewegungen von 2, 3 und 4 sich mit gleicher Genauigkeit der Bewegung des einfachen Kernes anschließen. Die Umlaufszeit des letztern schätzt Kreutz auf 880–1000 Jahre, für die Umlaufszeiten der Teilkerne aber findet er 670, 770, 880 und 960 Jahre. Der Komet wäre hiernach das vorige Mal zwischen den Jahren 880 und 1000 n. Chr. erschienen, und in Zukunft hätten wir statt seiner vier K. um die Jahre 2250, 2650, 2760 und 2840 zu erwarten. In ähnlicher Weise, meint Kreutz, mögen wohl auch die K. 1843 I, 1880 I und 1887 I aus einem einzigen K. hervorgegangen sein. Zur Erklärung einer solchen Katastrophe, wie die Teilung eines K., findet Kreutz die Annahme einer Kraft genügend, die zur Zeit der Sonnennähe, vom Mittelpunkt aus wirkend, die Geschwindigkeit der einzelnen Teile etwas ändert. Bei dem September-K. 1882 würde beispielsweise zur Ablösung der Kerne 1 und 4 schon eine Änderung um 2,6 m genügen bei einer Bahngeschwindigkeit von 478 km, was schon durch die rasche Ausdehnung des Kernes infolge der starken Erwärmung in unmittelbarer Nähe der Sonne bewirkt werden könnte.