Naturwissenschaftliche Rundschau. 



Wöchentliche Berichte 



über die 



Portschritte auf dem G-esamtgehiete der Naturwissenschaften. 



XXVI, Jahrg. 



11. Mai 1911. 



Nr. 19. 



Elis Strömgren : Über die kosmogonische 

 Stellung der Kometen. (Vortrag, gehalten 

 bei der Astronomenversammlung in Breslau, Sep- 

 tember 1910.) 8 S. (PuMikationer o% mindre Medde- 

 lelser fra Köbenharns Observatorium. Nr. 1 . 1 



Die Frage nach der kosmogonischen Stellung der 

 Kometen, ob sie bloß vorübergehende Besucher oder 

 ständige Mitglieder unseres Sonnensystems sind, ist 

 gleichbedeutend mit der nach ihren Bahnen. Die 

 Kometenbahnen sind Kegelschnitte mit der Sonne als 

 Brennpunkt, und je nachdem sich für die Bahnexzen- 

 trizität ein Wert kleiner, gleich oder größer als Eins 

 ergibt, weiß man, daß die Bahn eine Ellipse, Parabel 

 oder Hyperbel ist. Die fundamentale Frage der 

 Kometenkosmogouie ist also die nach den tatsächlich 

 vorhandenen Werten der Bahnexzentrizitäteu. 



In der Regel sind die Kometen wegen ihrer Licht- 

 schwäche nur kurze Zeit in der Nähe des Perihels zu 

 sehen, und in diesem Teil der Bahn fällt die Parabel 

 so nahe mit einer sehr lang gestreckten Ellipse oder 

 mit einer Hyperbel, deren Exzentrizität nur unmerk- 

 lich von der Einheit abweicht, zusammen, daß es 

 schwer ist, zu entscheiden, welche der drei möglichen 

 Kurven vorliegt, Es läßt sich aus diesen Verhält- 

 nissen zunächst nur schließen, daß die Bahnen sehr 

 große Dimensionen haben und die Kometen sich aus 

 weit entfernten Räumen der Sonne nähern, keinesfalls 

 aber, daß es Kometen mit anderen Exzentrizitäten 

 nicht gibt. Solche Kometen würden uns nur unsicht- 

 bar bleiben, weil sie der Sonne nicht nahe genug 

 kommen; denn die allgemeine Bedingung dafür, daß 

 ein Komet von der Erde aus überhaupt gesehen werden 

 kann, ist die, daß seine kleinste Entfernung von der 

 Sonne den Abstand der Erde von der Sonne oder die 

 Einheit der Entfernung nicht wesentlich übersteigt. 

 Für Körper, die sich in sehr großer Bahn um die 

 Sonne bewegen, kann dies nach der Bedingungs- 

 gleichung q = a (1 — e), in der q die kleinste Ent- 

 fernung des Kometen von der Sonne, a die halbe 

 große Achse seiner Bahn und e die Bahnexzentrizität 

 bedeutet, nur stattfinden, wenn e der Einheit sehr 

 nahe kommt. Je größer der Wert der halben großen 

 Achse a ist, desto kleiner muß der Faktor 1 — e sein, 

 damit , gleich der Einheit der Entfernung wird, und 

 mit dieser Bedingung verschwindet das Auffallende, 

 daß die Exzentrizitäten der meisten Kometenbahnen 

 sich fast gar nicht von der Einheit unterscheiden. 



Kometen, die sich in Parabeln oder Hyperbeln be- 

 wegen, können sich der Sonne nur einmal nähern und 



entfernen sich von ihr wieder, ohne je zurückzukehren. 

 Umkreist ein Komet dagegen die Sonne in einer ge- 

 schlossenen Ellipse, so ist damit noch nicht gesagt, 

 daß er immer zum Sonnensystem gehörte und sich stets 

 periodisch um die Sonne bewegte. Die Bewegung 

 eines Kometen, der auf einer parabelnahen Bahn in 

 das Sonnensystem eintritt, wird durch die großen 

 Planeten, wenn er ihnen nahe genug kommt, entweder 

 verzögert oder beschleunigt, und diese Störungen ge- 

 nügen gerade, um eine schwach hyperbolische Bahn- 

 exzentrizität in eine schwach elliptische überzuführen, 

 und unter Umständen umgekehrt eine schwach ellip- 

 tische in eine schwach hyperbolische zu verwandeln. 



Die Kometeubahnverzeichnisse geben für die meisten 

 Kometen, bei denen das Beobachtungsmaterial zur ge- 

 nauen Bestimmung der Exzentrizität genügte, ellip- 

 tische Bahnen und für eine Minderzahl hyperbolische. 

 Der vor kurzem verstorbene italienische Astronom 

 Schiaparelli hat nun in einer 1910 erschienenen 

 Abhandlung 1 ) gezeigt, daß eine große Wahrscheinlich- 

 keit dafür vorliegt, daß die meisten, oder sogar alle 

 Kometen ursprünglich auf hyperbolischen Bahnen in 

 unser Sonnensystem eingedrungen sind, und die hyper- 

 bolischen Exzentrizitäten zum größten Teil durch die 

 Störungen seitens der großen Planeten in elliptische 

 umgewandelt wurden. Diese Kometen verblieben 

 dann im Sonnensystem, ihre Zahl müßte mit der Zeit 

 wachsen, und wir erhielten so gerade den Zustand, 

 der aus den Verzeichnissen der Kometenbahnen an- 

 scheinend hervorgeht: eine große Anzahl elliptischer 

 parabelnaher Bahnen und eine kleinere schwach hyper- 

 bolischer. 



Der erste, der den Versuch unternahm, durch 

 Rückwärtsrechnung der Störungen die urs]:>rüngliche 

 Bahnform eines Kometen zu bestimmen, war der 

 Pfarrer und Astronom Anton Thraen (f 1902) zu 

 Dingelstädt im Eichsfeld. Für den Kometen 1886 DI 

 hatte er aus der Bahiibestimmung die Perihelexzen- 

 trizität e = 1,000 229, also eine hyperbolische Bahn 

 gefunden. Die Rückwärtsrechnung der Störungen 

 seitens Jupiter und Saturn führte zu folgenden 

 Werten von e : 1884 15. August 1,000 177, 1883 

 23. April 1,000 052, 1882 5. Oktober 1,000002. Aus 

 diesen Zahlen zog Thraen den Schluß, daß die Exzen- 

 trizität unter die Einheit herabsinken würde, wenn 

 man die Störungsrechnung genügend weit rückwärts 

 führte, und in der Tat hat die von Strömgren aus- 



l ) Bulletin astronomique. 



