264 Kometen (Störungen).
ziemlich große Exzentrizität im Gegensatz
zu den nahezu kreisförmigen Bahnen der
Planeten, aber auch die Bahnen der K.
mit kürzerer Umlaufszeit weichen bedeu
tend von der Kreisform ab. Daraus folgt
dann, daß dem zweiten Keplerschen Gesetz
gemäß die Geschwindigkeiten in der Son
nennähe und in der Sonnenferne wesent
lich voneinander abweichen, während bei
den Planeten in dieser Hinsicht keine so
bedeutenden Unterschiede vorhanden sind.
So durchlief der mehrerwähnte große Ko
met von 1680, dessen Umlaufszeit nach
Encke 8810 Jahre beträgt, in seiner Son
nennähe, wo er nur 230,000 km von der
Sonnenoberfläche entfernt war, in der
Sekunde einen Weg von 393 km, d. h.
ungefähr 13mal soviel wie der Weg, den
die Erde in einer Sekunde zurücklegt; da
gegen bewegt er sich in seiner Sonnen
ferne, wo er 28mal weiter als der Nep
tun von der Sonne entfernt ist, nur 3 m
in der Sekunde. Der Halleysche Komet
legt in seiner Sonnennähe, wo er kaum
100 Mill. km von der Sonne absteht, in
der Sekunde 120 km zurück, im Aphel
aber, wo er über 35nial so weit vou ihr
entfernt ist als die Erde, nur 2 km.
Während ferner die Bahnen, wenigstens
der großen Planeten, sich nicht weit von
der Erdbahn entfernen, sind die Kometen
bahnen in den verschiedensten Winkelir
gegen dieselbe geneigt, und bei einzelnen
K. steht die Bahnebene fast senkrecht auf
der Ekliptik; so beträgt z. B.der Neigungs
winkel bei dem von Pons 26. Dez. 1817
entdeckten K. 89^/«°.
Endlich unterscheiden sich die K. von
den Planeten auch bezüglich der Richtung
der Bewegung. Diese erfolgt bei den Pla
neten immer in Richtung der Zeichen
(von W. über S. nach O.) oder direkt;
bei den K. aber treffen wir sowohl direkte
Bewegungen als auch die entgegengesetzten
oder retrograden an. Es ist bemerkens
wert, daß unter allen K. mit elliptischer
Bahn, die mehr als einmal zu ihrer Son
nennähe zurückgekehrt sind, der Halleysche
der einzige mit retrograder Bewegung ist.
Noch müssen wir der Storungen ge
denken, welche die K. bei ihrer Bewe
gung durch die Planeten erleiden. Die
Berechnung derselben ist noch schwieriger
und umständlicher als die der Planeten-
störungcn, welche auch verhältnismäßig
unbedeutender sind. Weil die Planeten
sich in Bahnen bewegen, welche nahezu in
einer Ebene liegen und nur wenig von der
Kreisform abweichen, und weil außerdem
die Abstände der Planeten sehr groß sind,
so können die Planetenbahnen nur wenig
durch die Störungen modifiziert werden,
und die letztern sind außerdem an gewisse
Perioden gebunden. Anders ist es bei den
K. Diese kommen ihrer geringen Masse
wegen bei der Berechnung der Planeten
störungen nicht inBetracht; umgekehrt aber
erleiden sie von denPlaneten sehr bedeutende
Störungen, namentlich wenn ein Komet
bei seiner Bewegung in die Nähe eines der
größern Planeten kommt. Durch die Stö
rungen kann z. B. die Umlaufszeit des
Halleyschen K. (im Mittel 76 Jahre) um
mehrere Jahre verändert werden; ja, in
einzelnen Fällen ist infolge der Störungen
die Bahn eine ganz andre geworden. In
dieser Hinsicht ist besonders der Lerell-
sche Komet bekannt, den Messier 14.
Juni 1770 entdeckt. Lerell berechnete
für denselben eine elliptische Bahn mit 5%
Jahren Umlaufszeit, wies aber zugleich
darauf hin, daß der Komet erst 1767
durch die Einwirkung des Jupiter in diese
Bahn gebracht worden sei, und daß auch
die neue Bahn durch die Einwirkung des
Jupiter wieder eine völlig andre werde, so
daß er unö fernerhin unsichtbar bleiben
muß. Auch der periodische Brorsensche
Komet, welcher im Mai 1842 dem Jupi
ter sehr nahe kam, hatte vorher eine andre
Bahn, wie d'Arrestgezeigthat. Der Rech
nung dieses Astronomen zufolge wird der
Komet für uns bis um die Mitte deS
nächsten Jahrhunderts bei seiner Wieder
kehr zum Perihel sichtbar bleiben, um
dann abermals eine andre Bahn anzu
nehmen. Daß die Störungen, die ein
Komet von einem Planeten erleidet, ein
gutes Mittel zur Bestimmung der Masse
des letztern darbieten, ist bereits erwähnt
worden.
8) Wir wenden uns nunmehr zur Be
sprechung der physischen Beschaffenheit der
K. Bei den meisten der größern K. kann
