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B. Die Ergebnisse der astrophysikalischen Forschung 
vom Natriumspektrum zu konstatieren, in Übereinstimmung mit den ent 
sprechenden Versuchen im Laboratorium. Befindet sich in einer Geissler- 
schen Röhre Kohlenoxyd und eine kleine Menge metallischen Natriums, so 
verschwindet beim Erhitzen des Natriums das Kohlenoxydspektrum gänzlich 
neben der intensiv auftretenden Natriumlinie. Damit sind auch die bei Ko 
meten vorkommenden gelben und blauen Färbungen auf das Hervortreten 
der Natriumlinie bzw. des blauen und grünen Kohlenmonoxydbandes zurück 
geführt. 
Der große Septemberkomet des Jahres 1882 ist der Sonne ungewöhn 
lich nahe gekommen, nämlich auf weniger als 500000 km. Er wurde dabei 
so hell, daß er dicht neben der Sonne am hellen Tage beobachtet werden 
konnte. Kurz nach dem Perihel wurden von Copeland und Lohse in sei 
nem Spektrum außer der Natriumlinie noch fünf andere helle Linien in Gelb 
und Grün beobachtet, die dem Eisenspektrum angehörten. Da die Strahlung 
der Sonne in dieser Nähe durchaus ausreicht, um Eisen zum Verdampfen 
zu bringen, so ist die Beobachtung an sich verständlich; immerhin aber 
muß es merkwürdig erscheinen, daß nicht die Linien der leichter zu ver 
flüchtigenden Metalle, wie Kalzium, Magnesium usw., bemerkt worden sind, 
deren Gegenwart doch bei dem nahen Zusammenhänge zwischen Kometen 
und Meteoren sehr wahrscheinlich ist. 
Daß das Kometenproblem neben den astrophysikalischen Schwierigkeiten 
auch noch viele rein mechanische Unklarheiten birgt, ist bekannt. Hierzu 
gehören in erster Linie die wiederholt beobachteten Teilungen von Kometen 
in mehrere Bestandteile (Komet Bjela, Komet 1889 V u. a.), ferner die Tat 
sache, daß diese Gestirne trotz ihrer oft ungeheuren Dimensionen so gut 
wie massenlos sind. Selbst bei sehr nahen Begegnungen mit Planeten oder 
deren Satelliten ist noch nie die geringste Störung von Bahnelementen durch 
einen Kometen beobachtet worden. Nach der Trennung des Kometen 1915 III 
(Taylor) in zwei Bestandteile konnte H. Thiele eine Art Umlaufsbewegung 
der beiden Komponenten feststellen, die auf eine Gesamtmasse von 1:10 10 
der Sonnenmasse schließen ließ, und Orloff fand auf anderem Wege für 
den Kern des HALLEYSchen Kometen die Grenzwerte 1 :210 4 und 1 :6• 10’; 
doch handelt es sich in beiden Fällen um die ersten noch sehr unsicheren 
Versuche einer Massenbestimmung. 
Die Kometentheorien. Wenden wir uns zur Erklärung der an den Ko 
meten beobachteten Erscheinungen, so ist die Grundlage jeder Theorie un 
mittelbar durch die direkten Beobachtungen gegeben. Die Materie der Ko 
meten ist wie jede andere der Schwerkraft unterworfen, so daß jeder Komet 
einen Kegelschnitt um die Sonne beschreibt, der durch die Anziehung der 
Planeten mehr oder weniger starke Störungen erleidet. Unter dem Einflüsse 
der Sonnenstrahlung entwickeln sich aus der Materie des Kerns Gase, die 
sich zunächst ungefähr nach der Sonne zu ausbreiten, dann aber einer Kraft 
wirkung ausgesetzt sind, die, umgekehrt wie die Schwererichtung, von der 
Sonne weggerichtet ist. Diese ausgestoßene Materie unterliegt dann der 
vereinigten Wirkung ihrer ursprünglichen Bahnbewegung und einer von der 
Sonne ausgehenden Repulsivkraft und bildet den Schweif, der stets in der 
Bahnebene des Kometen liegt. Das ist die Grundlage der Kometentheorien, 
die, von Olbers und Bessel begründet, die Schweiferscheinungen bereits