Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Komet
<< 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)
optræder der Hastigheder, som er saa nær den
parabolske, at det ikke er muligt af de
foreliggende Observationer at afgøre, hvilket af
disse 3 Keglesnit K. tilhører. Ved nogle
overskrides denne Grænse saa ubetydelig, at det er
mere end tvivlsomt, om den gennem Beregning
fundne hyperbolske Bane er reel. Det er derfor
ikke utænkeligt, at alle K. tilhører vort
Solsystem. Laplace har rigtignok opstillet den
Hypotese, at K. ikke skulde være en Del af
Solsystemet, men paa hans Tid kendte man
kun to elliptiske K., Halley’s og Lexell’s, alle
de øvrige syntes at bevæge sig i saa
langstrakte Baner, at disse ikke kan fjerne sig
meget fra Parablen. Og for at forklare, at
Lexell’s K. havde en elliptisk Bane, benyttede
han den Hypotese, at K. paa sin Vandring fra
Verdensrummet var kommet i Nærheden af
en stor Planet, som havde paavirket den, saa
at K. aldeles havde forandret sin Banes Form.
Men hvilken Form vil nu i Alm. Kometbaner
have paa deres Gang rundt om Solen, efter at
K. er kommet inden for Planeternes Verden?
Laplace løste dette Spørgsmaal ved
Sandsynlighedsregningen og kom til det Resultat, naar han
antog, at Perihelafstanden var mindre end 2,0
(Jordbaneradien taget som Enhed), og at alle
Retninger og alle Hastigheder mellem 0 og ∞
var lige sandsynlige, at man af 5713 K. kun
vilde træffe paa een, som havde en hyperbolsk
Bane. Han kom saaledes til det Resultat, at K.
ikke fjernede sig mærkbart fra Parablen. Gauss
og senere Schiaparelli, Seeliger og Fabry har
vist, at ihvorvel Laplace’s Analyse ikke var
tilstrækkelig streng, var ikke desto mindre
hans Resultater eksakte, hvis Solen ikke havde
haft en Egenbevægelse. Men dette forandrer
fuldstændig, Problemets Karakter, og
Schiaparelli har vist, at netop paa Grund heraf vil
næsten alle Kometbaner være hyperbolske, hvis
K. bevægede sig med hvilken som helst
Hastighed fra alle Punkter af Rummet. Dog bliver
det endnu et aabent Spørgsmaal, om man skal
betragte K. som Led af vort Solsystem ell. ej.
Og betragter man nærmere de til Dato c. 1000
observerede K., hvoraf mere end 500 var
synlige for det blotte Øje, har man for de fleste
fundet, at den parabolske Bane bedst
stemmer med Observationerne. Kun 21 K. har man
haft, hvis Omløbstid er fra 100 til 1000 Aar,
og som er sete kun een Gang, og 26 med
Omløbstid mindre end 100 Aar og ligeledes kun
sete een Gang. Af de K., hvis elliptiske
Karakter har bekræftet sig ved deres
Tilbagevenden, kender man nu 25; Encke’s K. med
Omløbstid 3,3 Aar, Tempel2’s 5,2, Brorsen’s 5,5,
Tempel3-Swift’s 5,7, Winnecke’s 5,9, de
Vico-Swift’s 5,9, Tempel’s 6,0, Perrine’s 6,5, Giacobini’s
6,5, d’Arrest’s 6,5, Kopff’s 6,6, Biela’s 6,6, Finlay’s
6,7, Wolf’s 6,8, Holmes’ 6,9, Borrelly’s 6,9,
Brooks2’s 7,1, Faye’s 7,4, Schaumasse’s 8,0,
Tuttle’s 12,1, Westphal’s 61,7, Brorsen’s 69,6,
Pons-Brooks’ 71,6, Olbers’ 72,6, Halley’s med 76,0 Aar.
Af disse periodiske K. har Encke’s været kendt
fra 1786 og viste sig sidste Gang 1921. Ved
denne har man bemærket, at dens Omløbstid aftog
for hver Gang, 1819—58 med et konstant Beløb,
nemlig 3 Timer, derpaa med et mindre og
mindre til 1868, for 1871—91 paa ny at have en
konstant Aftagelse, der var 2/3 af, hvad man
havde fundet i den første Periode. For at
forklare dette antog Encke, at K., der har en
Periheldistance af 0,34 og kommer Solen
nærmest af alle de hidtil kendte periodiske K., i
Nærheden af Solen mødte et Medium, som
hindrede den i dens Bevægelse. Backlund, der paa
ny har beregnet K. fra 1819—91, er af den
Anskuelse, at det er sandsynligere at antage, at
den paa sin Vej i et ukendt Punkt af Banen
gaar gennem en Samling af Smaalegemer ɔ:
kosmisk Sky. Brorsen’s K. er ikke blevet set
siden 1879 og ligesaa Tempel1. For den
førstnævnte er det vist, at den Jan. 1881 stødte
sammen med den periodiske K. Denning 1894
I, der har en Omløbstid af 7,4 Aar, og
muligvis er dette Grunden til, at K. 1894 I er kastet
ud i sin nuv. Bane og først blev set 1894, og
Brorsen’s i en endnu ukendt. Ved Tempel1,
der var synlig 1867, 1873 og 1879, har man
set, at dens Ekscentricitet stadig har aftaget;
1867 var den 0,510, 1898 kun 0,402, men p. Gr. a.
denne stærke Aftagelse af Ekscentriciteten er
K.’s Periheldistance blevet større og større og
er nu 2,09, altsaa uden for Mars’ Bane, og dette
er muligvis Grunden til, at man ikke har set
denne K. siden 1879. De Vico-Swift var synlig
for det blotte Øje 1678, 1844 var den en brillant
teleskopisk K., men 1894 yderst svag. Biela’s
K., der allerede var set 1772 og 1805, delte sig
1846 i to, der blev set paa ny 1852. Siden denne
Tid har man ikke iagttaget denne K. (se
Stjerneskud). Brooks’ K. var 1889 som
nævnt ledsaget af 4 svage K., der ikke saas
1896. Ved Holmes’ K. bemærkede man, som
ovf. berørt, en stærk Opblussen Jan. 1893, men
dette kan ikke hidrøre fra et Sammenstød af
K. med en Asteroide; herimod taler, at K.
efter sin Opblussen fulgte den samme Bane, den
havde gaaet i i tidligere Tid, og som har ført til
dens Genopdagelse som en yderst svag K. 1899.
Halley’s K. er en af de mest kendte periodiske K.
Man kan forfølge den tilbage helt til 240 f. Kr.,
sidste Gang viste den sig 1910. Dens Perihel
ligger mellem Venus og Merkur, dens Aphel
uden for Neptun. Den har altsaa gjort i alt 28
Omløb med en gennemsnitlig Omløbstid af 76,8
Aar, men med en Variation fra 79,4 til 74,4
Aar.
Naar en K. paa sin Vej rundt om Solen træder
ind i vort Solsystem, vil det kunne hænde, at
den kommer en af Planeterne saa nær, at
dennes Virkning paa K. ikke kan sættes ud
af Betragtning for en nøjere Undersøgelse af
den Vej, K. har fulgt. Og denne planetariske
Perturbation kan være af dobbelt Natur, idet
den dels kan ytre sig i en fuldstændig
Forandring af Banens Form og dels, hvis
Perturbationen har været mærkbar forsk. paa de
forsk. Dele af K., deri, at K. deler sig i fl., som
i Tidernes Løb kan beskrive omtr. samme
Bane, men er langt fjernede fra hverandre. Ved
nærmere Undersøgelse viser det sig, at mange
af de K., som kaldes periodiske, har et Punkt
af deres Bane fælles med en Planetbane, ell.
at begge Baner meget nær skærer hinanden
i dette Punkt. Af saadanne K. kender man i alt
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
