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)
lilla område, hvarinom de äro synliga för oss. Från
vår tideräknings början tills nu ha, enligt de
uppteckningar, som föreligga, i rundt tal 500 för
blotta ögat synliga kometer iakttagits, sålunda i
genomsnitt en ungefär hvart fjärde år. Efter tubernas
uppfinnande tillkomma dessutom 300 à 400 teleskopiska
kometer. Af sådana upptäckes numera ett flertal hvarje
år; vissa år har antalet uppgått ända till 6 och
8. Från vissa, särskildt amerikanska, observatorier
bedrifves ett ifrigt systematiskt sökande efter nya
kometer, hvilket naturligtvis i hög grad bidrar till
upptäckternas mångfald. På grund af detta stora antal
har man måst införa en särskild nomenklatur. Jämte den
för stora eller eljest märkvärdiga kometer brukliga
beteckningen med upptäckarens eller beräknarens namn
använder man numera ett beteckningssätt, enligt
hvilket t. ex. den första under 1910 upptäckta
kometen betecknas med 1910 a, den andra med 1910 b,
o. s. v. Dessa beteckningar äro emellertid endast
provisoriska: sedan banorna blifvit beräknade, lägger
man tidpunkten för kometens passage genom periheliet
(den punkt i banan, som ligger närmast solen) till
grund för nomenklaturen. Sålunda betecknas i de
definitiva kometförteckningarna med 1910 I den första
komet, som under 1910 passerade sitt perihelium,
med 1910 II den andra o. s. v.
En af de märkligaste stora kometerna under 1800-talet
var Donatis komet af 1858. Då den upptäcktes af Donati
2 juni 1858, var den synlig endast med tubernas
tillhjälp som en liten ljussvag dimfläck utan
spår till svans, sålunda en typisk teleskopisk
komet. Först i början af sept. s. å. blef kometen
synlig för blotta ögat, sedan en svans kort
förut börjat utvecklas. Omkr. 10 okt. uppnådde
den sin största glans (se pl., fig. 1 o. 2). Den
aftog därefter rätt hastigt i ljusstyrka, men
kunde i tuberna följas ända till i mars 1859. –
Bland öfriga stora och ljusstarka kometer under det
senaste århundradet må nämnas de af åren 1811, 1843,
1861, 1874, 1882 och 1910.
Frågan om kometernas fysiska beskaffenhet är
ännu ej fullt utredd. Många kometteorier ha
framställts, men ingen är i alla afseenden fullt
tillfredsställande. Att kometerna, oaktadt sin ofta
oerhördt stora utbredning, ha utomordentligt liten
massa, är fullkomligt säkert fastställdt. Oaktadt
man, som ofvan nämnts, flera gånger konstaterat,
att kometer passerat så nära förbi en planet,
t. ex. Juppiter, att kometens bana fullständigt
omformats genom planetens inverkan, har man vid dessa
tillfällen aldrig kunnat finna det minsta spår af
en motsvarande inverkan af kometen på ifrågavarande
planet eller dess månar. Att äfven den tätaste delen
af en komet, kärnan, icke kan bestå af en stor fast
kropp, är redan häraf tydligt. Men äfven direkta
iakttagelser tala härför. Vid den Halleyska kometens
återuppträdande 1910 inträffade det mycket sällsynta
fallet, att kometens kärna på ett relativt kort
afstånd från jorden passerade rakt emellan jorden och
solen. Hade då denna kärna bestått af en eller flera
fasta kroppar af något så när betydliga dimensioner,
måste den ha kunnat iakttas som en mörk fläck eller
en grupp af sådana, aftecknande sig mot den lysande
solskifvan. Ehuru denna kometpassage observerades från
flera observatorier under gynnsamma omständigheter
och med starka instrument, kunde icke ett
spår af kometen med säkerhet skönjas vid dess gång
öfver solskifvan. Af denna och af andra omständigheter
kan man sluta, att t. o. m. kärnan måste bestå af
ämnen af mycket ringa täthet och att de fasta kroppar,
som kunna finnas däri, måste vara mycket små och
glest fördelade; sannolikt är det endast fråga om
en samling af meteoriskt stoft. Detta antagande
styrkes i hög grad genom den af Schiaparelli
gjorda upptäckten af sambandet mellan kometerna
och stjärnfallssvärmarna (se Stjärnfall). Flera
gånger, t. ex. i fråga om Bielas komet 1846,
kometen 1882 II och Brooks’ komet 1889 m. fl., har
man iakttagit kometkärnor, som delat sig i flera
delar, och hvad den förstnämnda beträffar, har den
fullständigt upplösts och vid flera tillfällen, då
jorden passerat genom resterna af densamma, gifvit
upphof till praktfulla stjärnfallsregn (särskildt
1872, 1885 och 1892). En mer eller mindre hastigt
försiggående upplösningsprocess, förorsakad af solens
och planeternas, särskildt Juppiters, inverkan,
synes tillhöra de normala företeelserna hos de
periodiska kometerna. Ett faktum, som tydligen eger
samband med denna sak, är förekomsten af s. k.
kometsystem, af hvilka det märkligaste är det,
som består af kometerna 1668, 1680, 1843 I, 1880 I
och 1882 II. Enligt Kreutz’ ingående undersökningar
öfver dessa kometer röra de sig i banor, som nästan
sammanfalla med hvarandra. Att de icke äro identiska,
framgår däraf, att omloppstiderna befunnits belöpa
sig till minst 500 år. Sannolikt äro dessa kometer
att betrakta som brottstycken af en enda stor komet,
som i en aflägsen forntid delat sig på samma sätt som
man, såsom nämndt, iakttagit hos en af dem, 1882 II.
Kometernas spektra visa, att de icke blott lysa med
reflekteradt solljus, utan att de äfven innehålla
själflysande ämnen. Jämte det kontinuerliga spektret
uppträda nämligen i allmänhet några ljusa band,
hvilka med stor sannolikhet härröra från vissa
kolföreningar, särskildt koloxid och cyan, möjligen
äfven kolväte. Hos några kometer, särskildt hos
sådana, som befunnit sig mycket nära solen, har man
ock konstaterat tillvaron af vissa metaller, såsom
natrium och järn, i gasform. De gaser, som sålunda
ge upphof till ljusa band och linjer i kometernas
spektra, ha sannolikt varit inneslutna i de små
fasta kroppar, som ingå i kärnan, och frigjorts
genom solstrålarnas inverkan vid kometens närmande
till solen. Af hvilken anledning dessa gaser blifva
lysande redan på rätt betydande afstånd från solen,
är ännu ej fullt utredt. Vid ett noggrant iakttagande
af hufvudet hos en ljusstark komet finner man, att
den kärnan omgifvande slöjan består af dylika lysande
gashöljen, som (ofta periodiskt) uppstiga från kärnan
i riktning mot solen, därvid i allmänhet utbredande
sig solfjäderformigt. Hos ljussvagare kometer, som
sakna egentlig svans, ser man ofta blott det relativt
ljusstarka midtpartiet af denna solfjäderformiga
utlöpare från kärnan mot solen; detta verkar då som
en kort, mot solen vänd svans.
Den egentliga svansen är alltid vänd från solen. Dess
skenbara storlek kan stundom vara enorm, så att
den synes sträcka sig öfver en betydande del af
himlahvalfvet, beroende dels på kometens närhet till
jorden (t. ex. Halleys komet 1910), dels på svansens
verkliga ofantliga längd (t. ex. 1843 års komet,
hvars svans hade en längd af 250 mill. km.).
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
