Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Kometer
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
Below is the raw OCR text
from the above scanned image.
Do you see an error? Proofread the page now!
Här nedan syns maskintolkade texten från faksimilbilden ovan.
Ser du något fel? Korrekturläs sidan nu!
This page has been proofread at least once.
(diff)
(history)
Denna sida har korrekturlästs minst en gång.
(skillnad)
(historik)
hyperbler, med solen i den ena brännpunkten. Han
konstaterade ock, att kometbanorna i de flesta fall
till formen så nära ansluta sig till den kurva,
parabeln, som utgör gränsfallet mellan ellipsen
och hyperbeln och hvars excentricitet är precis =
1, att man praktiskt taget kunde betrakta dem som
parabler. Newton angaf äfven en metod, enligt
hvilken man ur tre observationer kunde beräkna
en komets paraboliska banelement, d. v. s. de
bestämningsstycken, som tjäna till att fastställa
banans storlek och läge i rymden. Ett århundrade
senare (1797) framställde Olbers sin berömda metod,
genom hvilken detta banbestämningsproblem löses på
ett generellare och enklare sätt än genom Newtons
förfaringssätt. Olbers’ metod är den, som allt
fortfarande mest användes vid dylika beräkningar. Den
redan af Newton framställda satsen, att kometbanornas
excentricitet i de flesta fall är mycket nära = 1,
har ständigt bekräftats. Man har icke hos någon
kometbana funnit en excentricitet, som betydligt
öfverstiger detta gränsvärde. Väl ha i en del fall
excentriciteten med bestämdhet kunnat påvisas vara
större än 1, och bankurvan sålunda befunnits vara
en hyperbel. Dessa kometer kunna således, sedan de en
gång passerat förbi solen och åter aflägsnat sig från
densamma, aldrig mer återkomma. Dock har afvikelsen
från parabelformen i dessa fall städse varit så ringa,
att den hyperboliska karaktären hos dessa banor varit
ganska svagt utpräglad. Å andra sidan finnes det ett
antal kometer, hvilkas banor ha en excentricitet,
som är afgjordt mindre än 1 och hvilka alltså röra
sig i ellipser, d. v. s. i slutna kurvor, kring
solen. Dessa kometer, som fullbörda sina banor kring
solen med längre eller kortare omloppstid, kallas
periodiska kometer. Ofta är emellertid bestämningen af
omloppstiden (som beror af banans utsträckning) mycket
vansklig, och först sedan en komet återkommit och
blifvit iakttagen under två eller flera apparitioner,
kan omloppstiden sägas vara fullt säkert känd. För
de allra flesta kometer sträcka sig observationerna
öfver en så liten del af deras bana, att de icke
kunna lämna medel till att bestämdt afgöra, på hvad
sätt banan afviker från parabelformen. Man måste
sålunda i allmänhet lämna oafgjordt, huruvida banan
är elliptisk eller hyperbolisk, d. v. s. huruvida
kometen är periodisk och kan återkomma efter en lång
tidrymd eller aflägsnar sig mot oändligt stort afstånd
för att aldrig återvända.
Den första komet, som med säkerhet kunde påvisas
vara periodisk, var Halleys komet, hvars omloppstid
är omkr. 76 år. (Se Halley, E., och Halleys
komet.) Öfriga bekanta periodiska kometer äro Olbers’,
Faye-Möllers, d’Arrests, Bielas, Tempels och Enckes
kometer (se artiklar om dem). Den sistnämnda har den
kortaste kända omloppstiden, 3,3 år. Hittills har
omkr. ett tjugutal periodiska kometer iakttagits
i mer än en apparition, så att deras omloppstider
kunnat med någon säkerhet bestämmas.
Förr antog man, att kometerna äro himlakroppar, som
komma från aflägsna delar af världsrymden och, då
de af en händelse råka intränga inom vårt solsystem,
genom solens attraktionskraft tvingas att beskrifva
sina banor kring denna. Detta antagande stämmer
emellertid ej rätt väl öfverens med det faktum,
att inga kometer befunnits röra sig i starkt
utprägladt hyperboliska banor. Man anser numera,
att kometerna i allmänhet komma från regioner,
som visserligen ligga långt utanför det kända
planetsystemets gränser, men hvilkas afstånd
dock ingalunda kunna jämföras med afstånden till
fixstjärnorna. Kometerna deltaga i solsystemets
allmänna gemensamma rörelse i rymden och
beskrifva sannolikt ursprungligen i förhållande
till solen elliptiska banor, hvilka till sin natur
skilja sig från planetbanorna endast genom sin
starka excentricitet. På grund af banornas stora
utsträckning bli omloppstiderna ofantligt långa,
uppgående kanske till hundratusentals år. Om en komet
under den relativt korta del af sitt omlopp, då den
vistas inom det egentliga planetsystemet, kommer
i närheten af en planet, så kan dennas attraktion i
kometens rörelse åstadkomma störingar (se d. o.), som,
alltefter omständigheterna, ha till följd antingen en
ökning eller en minskning af kometens hastighet. I
förra fallet kan banans excentricitet ökas, och den
kan omformas till en hyperbel, så att kometen ej
mer återkommer till solens närhet. I senare fallet
kan excentriciteten minskas och kometen tvingas att
beskrifva en trängre bana kring solen än förut. Man
kan på detta sätt förklara förekomsten af olikartade
kometbanor. Att planeternas störande inverkan
på kometernas rörelse kan vara högst betydande,
därpå har man flera exempel. Det mest bekanta
torde vara Lexells komet, hvilken, rörande sig i en
starkt excentrisk bana med mycket stor omloppstid,
1767 passerade mycket nära förbi planeten Juppiter
och därvid genom denna väldiga planets attraktion
intvingades i en helt ny bana med den ovanligt korta
omloppstiden af 5 1/2 år. I denna nya bana rörde den
sig blott i 12 år; 1779 råkade den nämligen åter i
Juppiters omedelbara grannskap och fick då ånyo sin
bana helt omgestaltad. Denna nya bana blef liksom
den ursprungliga starkt excentrisk; kometen är ock
sedan dess aldrig återsedd. Af detta och liknande fall
framgår, att med största sannolikhet ingen väsentlig
artskillnad förefinnes mellan de periodiska kometerna
och de öfriga. En talrik grupp bland de kortperiodiska
kometerna, den s. k. "Juppiterfamiljen", anser man
numera på goda grunder bestå af kometer, hvilka,
liksom den Lexellska, "infångats" af Juppiter och
sedan förblifvit i sina på detta sätt omformade,
kortperiodiska banor. Äfven de öfriga större
planeterna ha sina kometfamiljer l. kometgrupper,
ehuru mycket fåtaligare än Juppiters. – Utom i
afseende på formen skilja sig kometernas banor
äfven i öfrigt från planetbanorna. Under det
att de sistnämnda i allmänhet ligga i plan, som
mycket nära sammanfalla med ekliptikans plan, intaga
kometbanornas plan alla möjliga olika lutningsvinklar
mot detta. Kometernas rörelse i banan försiggår
äfven lika ofta i "retrograd" som i "direkt" led,
under det att planeterna alltid röra sig i direkt
led.
Beträffande det sannolika antalet kometer inom
vårt solsystem låter sig en bestämning däraf icke
göra ens tillnärmelsevis. Det är naturligtvis endast
en ringa bråkdel, som är tillräckligt ljusstark och
därjämte kommer jorden tillräckligt nära för att
härifrån kunna iakttagas. Då dessutom, äfven för
dem, som uppfylla dessa villkor och som öfver hufvud
återvända, omloppstiderna i allmänhet belöpa sig till
många årtusen, måste ofantliga tidrymder förlöpa,
innan de alla passerat genom det
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
