Die Glieder des Sonnensystems. Fig. 419. Eiförmiger Meteorit. Gefallen 1893 zu Hassy-Jekna in Algerien. (Natürliche Grösse.) Vorhersagungen überzeugen; denn der Komet erschien thatsächlich in den im Voraus bestimmten Sternbildern und erreichte seine Sonnennähe am 12. März 1759, also innerhalb der angegebenen Grenzen der Rechnung. Seitdem ist dieser Komet in den Jahren 1835 und 1836 wieder erschienen, und betrug der Unterschied zwischen dem berechneten und wirklichen Ein- j tritte des Kometen in die Sonnennähe nur 3 Tage, eine verschwindende i Grösse im Vergleiche zu der 76jährigen Umlaufszeit und den zahlreichen Störungen eines Laufes durch 700 Millionen Meilen mitten zwischen den ge- waltigen Welten unseres Planetensystems. Noch schärfer wird' die Ueberein- stimmung zwischen Rechnung und Beobachtung bei der nächsten Wiederkehr dieses Kometen im Jahre 1910 sein. Fast genau um 12 Uhr Mittags am 16. Mai wird der Komet seine Sonnennähe erreichen. Durch Jupiters Ein- wirkung wird diesmal seine Umlaufszeit um 679 Tage verkürzt und seine Bahn verändert, indem sie in einer Entfernung von 320.000 Meilen an der Erdbahn vorbeigeht, während sie im Jahre 1835 noch 3 Millionen Meilen von derselben abstand. Der Erde wird sich der Komet indess auch 1910 nur auf 5 Millionen Meilen nähern. Zu den merkwürdigen Kometen gehören ferner jene, welche die Namen der Astronomen Encke und Biela tragen. Am 26. November 1818 entdeckte Pons (Marseille) einen Kometen, dessen Umlaufszeit Encke mit 3V3 Jahren (genau: 1208 Tagen) berechnete. Es war dies derselbe Komet, den 1786 der eifrige Kometenjäger Mersain und der nachmals von Karoline Herschel (1795) und Bouvard (1805) beobachtet, aber nicht als einer und derselbe er- kannt wurde. Durch spätere häufigere Beobachtungen hat man herausbekommen, dass dieser Komet eine Abnahme der Helligkeit und eine Verkürzung der Umlaufszeit aufweise. Nach den Untersuchungen von Van Asten und Back- lund (Pulkowa) hat sich ergeben, dass die fragliche Verkürzung der Umlaufs- zeit sich in den letzten 25 Jahren vermindert hat, d. h. dass die mittlere Be- wegung etwas langsamer geworden ist. Die Ursache dieser Erscheinung ist nicht bekannt. Die seinerzeit von einigen Astronomen genährte Auffassung, dass der Aether für den Kometen ein widerstehendes Medium abgebe, hat zur Zeit völlig an Boden verloren. Ein gewichtiger Verfechter dieser Auffassung war OIbers, wogegen Bessel mit begründeten Zweifeln an die Stichhältig- keit der supponirten Voraussetzung hervortrat. Bezüglich des Biela’schen Kometen ist Folgendes zu be- merken. Dieses Gestirn wurde zuerst 1772 von Montagne ge- sehen, jedoch nicht als periodisch erkannt. Im Jahre 1805 fand Pons den Kometen wieder auf, doch kam er in der folge | zweimal unbemerkt zur Sonne zurück, bis ihn Haupt- mann Biela (Josefstadt) von neuem auffand. Zehn Tage später sah ihn Gambart (1826). Als man herausgefunden hatte, dass der Komet periodisch sei, kam es darauf an, den Uebergang von den para- bolischen zu den elliptischen Elementen zu machen und die Dauer der Umlaufszeit zu ermitteln. Die Rech- nungen ergaben 63/4 Jahre Umlaufszeit; er ist also seit 1806 zweimal unbeobachtet zur Sonne zurückgekehrt, und zwischen 1772 und 1807 sind seine Erscheinungen unbeachtet geblieben. Man berechnete nun seine Wiederkehr für November 1832, welche eintraf, jedoch mit einer grösseren Abweichung, als man erwartet hatte. Wie Encke’s Komet durch eine sich regelmässig verkürzende Umlaufszeit bemerkenswert!!, so steht der Komet Biela’s durch ein noch weit merkwürdigeres Phänomen im Vordergründe des Interesses. Im Jahre 1845 sah man nämlich, dass sich der Komet theilte, und 1852 erblickte man zwei gesonderte Kome- ten, welche einige Grade von einander entfernt waren. Hierauf war das Kometenpaar für viele Jahre ver- schwunden, bis Pogson am 2. December 1872 einen sehr kleinen Kometen auffand, den man für den Kern des einen des Biela’schen Kometenpaares hielt; den Mangel des Schweifes bringt man mit dem am 27. November beobachteten Sternschnuppenfall in Ver- bindung. Wir kommen auf diesen Sachverhalt weiter unten zurück. Das Phänomen, welches der Biela’sche Komet darbot, ist nicht das einzige dieser Art. Beim Kometen von 1882 II wiederholte sich ein ähnliches Ereigniss, indem der Kern des ersteren am 5. October in zwei Theile, am 13. October in drei, später in vier und Januar 1883 in fünf Theile auseinanderbrach. Wenige Grade vom Kometen entfernt zeigte sich ein nebel- haftes Gebilde, welches gleichfalls zerfiel, worauf an ganz an- derer Stelle ein Nebelstreif auftauchte. Der Kern des Kometen vom Jahre 1888 (Sawerthal), dessen Umlaufszeit auf 237ojahre geschätzt wird, zerfiel in drei Theile und verrieth nebenher durch nachträgliches jähes Aufleuchten und allerhand geheim- nissvolle Lichtausströmungen katastrophenartige Vorgänge in seiner Nebelhülle. Auch der Komet vom Jahre 1889 (Brooks) brach in mehrere Stücke auseinander. Aus diesen Vorgängen ergiebt sich, dass aus einem Kometen zwei oder mehrere entstehen können, welche neben- und hintereinander herlaufen. Die Entfernung zwischen den Theilen muss im Laufe der Zeit durch den bei der Iheilung erhaltenen Stoss nothwendig dauernd wachsen, so dass zwei oder mehrere Kometen in ungefähr derselben Bahn einander folgen, getrennt durch Zwischenräume, welche vielen Jahren, ja selbst Jahrhunderten entsprechen. Das Kometenpaar von 1807 und 1881, sodann der seltsame Kometenschwarm von 1882/83, dann die Erscheinungen von 1668, 1842 und 1880 und noch einige andere geben hiervon unzweideutiges Zeugniss. Die Sache verhält sich also ungefähr so, dass eine kometarische Masse, welche ursprünglich nur eine Stelle der Bahn einnahm, zerstückelt wird, somit in getrennten Theilen in derselben Bahn um die Sonne läuft. Diese Zerstückelung kann sich aber in kleinerem Mass- stabe unzähligemale wiederholen, wodurch eine Verstreuung der Kometenmasse längs eines grossen Theiles ihrer Bahn statt- findet, d. h. die Kometenmasse löst sich in eine mehr oder weniger langgestreckte Meteoritenwolke auf. Schneidet die Erd- bahn die Bahn einer solchen Wolke, dann muss sich der Natur der Sache nach ein Sternschnuppenfall von aussergewöhnlicher Intensität einstellen. Mit diesem Sachverhalte drängt sich uns unwillkürlich die Frage über die Constitution der Kometenmaterie auf. Dass die Masse der letzteren sehr gering sein müsse, geht schon daraus hervor, dass man Sterne, welche sich hinter dem Schweife oder vollends hinter der Nebelhülle befinden, ungeschwächt leuchten sieht. Da beim Durchgänge des Sternenlichtes durch den Kometen- schweif eine Refraction nicht stattfindet, so kann der Kometen- stoff nicht gasförmig sein. Am 5. October 1858 stand beispiels- weise Arktur nahe beim Kern des Donati’schen Kometen und dem daselbst beginnenden Schweife. Das Licht dieses Sternes hatte im Kometen 12.000 Meilen zu durchlaufen, und dennoch fand weder Refraction noch Veränderung der Helligkeit statt. Der Lexell’sche Komet hatte sich 1770 unserer Erde bis auf 300.000 Meilen genähert; hätte derselbe die gleiche Masse wie die Erde gehabt, so hätte die letztere eine Verschiebung ihrer ■ -«■> ■ w'"A WSÄSBII ’ VUNitr -’r'- Fig. 421. Innere Structur des Lesves - Meteoriten. 4 . * * ■- V '■/> . ■■ A L, W& * £ . . ... •:.4 / W V. ,'-AL ' '/t?. L’ * % --Pt;. Fig. 420. Aeusseres Aussehen des Lesves - Meteoriten.