Full resolution (JPEG) - 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 never been proofread. / Denna sida har aldrig korrekturlästs.
1013
Kometer
1014
nära = 1, har ständigt bekräftats, om också i
en del fall excentriciteten med bestämdhet
kunnat påvisas vara större än 1 och
bankur-van sålunda befunnits vara en hyperbel. Dessa
k. kunna således, sedan de en gång passerat
förbi solen och åter avlägsnat sig från denna,
aldrig mer återkomma. Dock har den
hyper-boliska karaktären hos dessa banor varit
ganska svagt utpräglad. Å andra sidan finnes
det ett antal k., vilkas banor ha en
excentri-citet, som är avgjort mindre än 1, och vilka
alltså röra sig i ellipser, d. v. s. i slutna
kurvor, kring solen. De kallas periodiska
k. För de allra flesta k. sträcka sig
observationerna över en så liten del av deras bana,
att man ej kunnat bestämt avgöra på vad
sätt banan avviker från parabelformen. Man
måste sålunda i allm. lämna oavgjort
huruvida kometen är periodisk eller avlägsnar sig
mot oändligt stort avstånd för att aldrig
återvända.
Den första komet, som med säkerhet kunde
påvisas vara periodisk, var Halleys komet,
vars omloppstid är omkr. 76 år. Övriga
bekanta periodiska k. äro Olbers’, Faye-Möllers,
d’Arrests, Bielas, Tempels och Enckes k. Den
sistnämnda har den kortaste kända
omloppstiden, 3,3 år.
Numera anses, att k. i allm. komma från
regioner långt utanför det kända
planetsystemets gränser men att deras avstånd dock
ingalunda kunna jämföras med avstånden till
fixstjärnorna. K. deltaga i solsystemets
allmänna gemensamma rörelse i rymden och
beskriva sannolikt urspr. i förhållande till
solen elliptiska banor, vilka till sin natur skilja
sig från planetbanorna endast genom sin
starka excentricitet. På grund av banornas
stora utsträckning bli omloppstiderna
ofantligt långa, kanske hundratusentals år. Om en
komet under den relativt korta del av sitt
omlopp, då den vistas inom det egentliga
planetsystemet, kommer i närheten av en
planet, så kan dennas attraktion åstadkomma
störingar i kometens rörelse, vilka ha till
följd antingen en ökning eller en minskning
av kometens hastighet. I förra fallet kan
banan omformas till en hyperbel, så att
kometen ej mer återkommer till solens närhet. I
senare fallet kan excentriciteten minskas och
kometen tvingas att beskriva en trängre bana
kring solen än förut. Det mest bekanta
exemplet på planeternas störande inverkan
på k:s rörelse torde vara Lexells komet,
vilken, rörande sig i en starkt excentrisk bana
med mycket stor omloppstid, 1767 passerade
mycket nära planeten Jupiter och därvid
genom denna väldiga planets attraktion
intvingades i en helt ny bana med den
ovanligt korta omloppstiden av år. I denna
nya bana rörde den sig blott i 12 år; 1779
råkade den näml, åter i Jupiters omedelbara
grannskap och fick då ånyo sin bana helt
omgestaltad. Även denna nya bana blev,
liksom den ursprungliga, starkt excentrisk,
och kometen har sedan dess aldrig återsetts.
Av detta och liknande fall framgår, att med
största sannolikhet ingen väsentlig
artskillnad förefinnes mellan de periodiska k. och de
övriga. — Medan planetbanorna i allm. ligga
i plan, som mycket nära sammanfalla med
ekliptikans, intaga kometbanornas plan alla
möjliga olika lutningsvinklar mot detta.
En bestämning av det sannolika antalet
k. inom vårt solsystem låter sig icke göras
ens tillnärmelsevis. Det är naturligtvis
endast en ringa bråkdel, som äro nog ljusstarka
och därjämte komma jorden tillräckligt nära
för att härifrån kunna iakttagas. Då
dessutom omloppstiderna även för dessa i allm.
belöpa sig till många årtusenden, måste
ofantliga tidrymder förlöpa, innan de alla
passerat genom det lilla område, varinom de äro
synliga för oss. Från vår tideräknings början
tills nu ha, enl. de uppteckningar, som
föreligga, i runt tal 500 för blotta ögat synliga
k. iakttagits. Efter tubernas uppfinnande
tillkomma 300—400 teleskopiska k. Av
sådana upptäckes numera ett flertal varje år.
En av de märkligaste stora k. under
1800-talet var D o n a t i s ko m e t av 1858. Då
den upptäcktes av Donati 2 juni 1858, var
den synlig endast med tubernas tillhjälp som
en liten ljussvag dimfläck utan spår till svans.
I början av sept. s. å. blev kometen synlig
för blotta ögat, sedan en svans kort förut
börjat utvecklas. Omkr. 10 okt. uppnådde
den sin största glans (se bild 1). Den avtog
därefter rätt hastigt i ljusstyrka men kunde
i tuberna följas ända till i mars 1859. —
Bland övriga stora och ljusstarka k. under
de senaste 120 åren må nämnas de av 1811,
1843, 1861, 1874, 1882 och 1910.
Frågan om k:s fysiska b e s k a f f e
n-h e t är ännu ej fullt utredd. Att k., oaktat
sin ofta oerhört stora utbredning, ha
utomordentligt liten massa är säkert. Oaktat
man flera gånger konstaterat, att k. passerat
så nära förbi en planet, t. ex. Jupiter, att
kometens bana fullständigt omformats
genom planetens inverkan, har man vid dessa
tillfällen aldrig kunnat finna minsta spår av
en motsv. inverkan av kometen på
ifrågavarande planet eller dess månar. Att även den
tätaste delen av en komet, kärnan, icke kan
bestå av en stor fast kropp är redan härav
tydligt. Även direkta iakttagelser tala
härför. Vid den Halleyska kometens
återupp-trädande 1910 inträffade det mycket
sällsynta fallet, att kometens kärna på ett
relativt kort avstånd från jorden passerade rakt
emellan jorden och solen. Hade då denna
kärna bestått av en eller flera fasta kroppar
av något sånär betydliga dimensioner, måste
den ha kunnat iakttas som en mörk fläck
eller en grupp av sådana, avtecknande sig
mot den lysande solskivan, vilket dock ej
visade sig vara fallet. Redan härav kan man
sluta, att t. o. m. kärnan måste bestå av
ämnen av mycket ringa täthet och att de
fasta kroppar, som däri kunna finnas, måste
vara mycket små och glest fördelade;
sannolikt är det endast fråga om en samling av
meteoriskt stoft. Detta antagande styrkes i
hög grad genom den av Schiaparelli gjorda
upptäckten av sambandet mellan k. och
stjärn-fallssvärmarna (se S t j ä r n f a 11). Flera
gånger, t. ex. i fråga om Bielas komet 1846,
Brooks’ komet 1889 m. fl., har man iakttagit
kometkärnor, som delat sig i flera delar, och
Ord, som saknas under
K, torde sökas under C.
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
