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)
40, som hører til Jupiters Kometfamilie. Deres
Aphel ligger lidt inden for eller uden for
Jupiter. Saturn, Uranus og Neptun har ogsaa
deres Kometfamilie, men de er mindre talrige.
Til Neptuns Familie hører Halley’s K. Dog er
det endnu ikke fuldt opklaret, om de tre
yderste Planeter har fanget ind K., da de ikke
kommer Planeternes Baner tilstrækkelig nær. Men
foruden disse har man ogsaa andre, som man
ikke kan forklare, hvorfor de ikke er komne
igen, samt nogle, hvis Ikketilbagevenden har
sin Grund i, at en Planet har tvunget K. ind
i en anden Bane. Saaledes kom K. 1889 V, hvis
Omløbstid tidligere havde været c. 31 Aar,
1886 i Nærheden af Jupiter og fik derved sin
Bane saa forandret, at den dukkede op 1889
med en elliptisk Bane af 7 Aars Omløbstid.
Chandler kom videre til det Resultat, at denne
K. skulde være identisk med Lexell’s K., der
blev opdaget af Messier 1770 og da var en
periodisk K. af 5 1/2 Aar. Hverken før ell.
senere var denne K. blevet set, men Grunden
hertil var den, viste Beregningerne af Laplace
og Leverrier, at K. 1767 kom saa nær Jupiter,
at den sandsynligvis er gaaet midt gennem
denne Planets Drabantsystem; derved er den
undergaaet saadanne Perturbationer, at den
opr. langt større Bane, hvori den ikke kunde
komme Jorden tilstrækkelig nær til at blive
opdaget, blev forandret til en betydelig
mindre. Sandsynligvis har K. fulgt denne korte
elliptiske Bane og er 1775 vendt tilbage til
Solen, uden at man har set den, men 1779 kom
den paa ny nær Jupiter, hvorved dens Bane
atter blev forandret, saa den ikke mere er
blevet set. Undersøgelser af Poor har stillet det
yderst tvivlsomt, om K. 1889 V har noget med
Lexell’s K. at gøre.
Der er allerede nævnt Eksempler paa, at K.
har delt sig i fl. Dele. og at disse har fulgt
omtr. samme Bane. Paa den Vis er der
opstaaet Kometsystemer, for hvilke fl. Elementer
har været nær de samme, medens andre kan
afvige fra hverandre. Hvilke Elementer der er
identiske, kan ikke uden videre angives. Som
oftest vil man finde, at Banebeliggenheden er
omtr. den samme, medens Beliggenheden af
Perihel, Ekscentricitetens Størrelse og
Omløbstiden kan gaa stærkt fra hverandre.
Sammenstiller man Elementerne af de
periodiske K. — hermed ment de K., hvis Bane
er fundet at være elliptisk, uanset om
K. har vist sig een eller flere Gange —, vil
man kunne finde forsk. Grupper, hvis
enkelte Medlemmer for Tiden er bestemte K.,
men som har haft samme Oprindelse. Den
rigeste Gruppe tæller K. Lexell, Finlay og Swift
(1895 II), og til denne hører muligvis Wolf,
Faye og Barnard2 (1892 V). Hvis K. Grischow
(1743 I), Blanplain (1819 IV) og Perrine (1896
VII) ikke er identiske, danner de en anden
Gruppe. Et tredie System omfatter K.
Helfenzrieder (1766 II) og Winnecke, et fjerde: K.
Pigott (1783) og Denning1 (1881 V), et femte:
Brorsen og Denning2 (1894 I), et sjette, Tempel2
og Barnard1 (1884 II) og et syvende: Tempel3 og
Spitaler (1890 VII).
Den store K. 1882 II danner med K. 1843 I
og sandsynligvis med andre (1668, 1680, 1880 I)
et højst mærkeligt System. Disse K. har en
yderst lille Periheldistance, K. 1882 II kun
440000 km fra Solens Overflade, og ved denne
kunde man se dens Indtræden paa Solskiven,
men under Passagen over Solen forsvandt den
ganske ɔ: har altsaa lyst lige saa stærkt som
Solen. Disse K. er sandsynligvis dannede i
tidligere Dage af et eneste Legeme, som ved en
af dets Perihelpassager blev delt i fl. Stykker
ved Solens opløsende Virkning. K. 1882 II selv
delte sig i 6 distinkte Kerner efter dens
Perihelpassage.
For at kunne give en Teori for K.’s fysikalske
Beskaffenhed er det nødvendigt, at man
grunder denne paa de Egenskaber af Materien, som
vi kender fra dens Optræden paa Jorden,
ligesom man heller ikke maa se bort fra de
Forhold, hvorunder den befinder sig i
Himmelrummet. Dette har man ikke altid haft for Øje
og derfor ogsaa opstillet saadanne Teorier, som
gav sig selv Dødsstødet. Betragter man en
teleskopisk K., gør den mest Indtryk af at ligne
vore Skyer ell. Kulrøg. Nu ved vi, at Skyerne
bestaar af smaa Vandpartikler, Røgsøjlerne af
Kulpartikler, det ligger da ogsaa nær at antage,
at den Materie, som danner K., bestaar af
enkelte, faste Massepartikler, adskilte ved relativt
større Mellemrum, og denne Formodning har
en Støtte deri, at man har set Stjerner gennem
K., uden at man har kunnet mærke en
Brydning af Lysstraalen, hvilket vilde være
Tilfældet, hvis K. var en Gasmasse. Og en Støtte for
en saadan Teori om K. har man faaet i dens
ringe Masse, som hidtil ikke har været i Stand
til at øve den allerringeste Indflydelse paa
Bevægelsen af de Kloder, K. er kommet i
Nærheden af. Et endnu kraftigere Bevis har man
haft i Stjerneskuddene, og den spektroskopiske
Undersøgelse har ogsaa vist, at denne
Antagelse er den sandsynligste. K.’s Spektrum er
nemlig kontinuerligt, sandsynlig hidrørende fra
det fra de faste Partikler reflekterede Sollys.
Over dette Baand ligger de 3 karakteristiske
lysende Baand, der er skarpt begrænsede mod rødt
og mere udviskede mod violet med det stærkest
lysende Parti omtr. midt i Baandet.
Bølgelængden af de skarpe Kanter er λ 5635, 5165, 4737,
og Spektret er identisk med det saakaldte
Swanspektrum, som dannes af de blaa Dele
af Flammen af en Bunsenbrænder. Spektret
hidrører fra Kuloxyd. Foruden dette
Swanspektrum har man især ad fotografisk Vej fundet
andre lyse Baand, som mest hidrører fra
Kulstofforbindelser og da specielt Cyan (λ 3880).
Ved Daniell’s K. (1907 IV) og Morehouse (1908
III) saa man ogsaa et Antal af brede lyse
Dobbeltlinier fornemmelig i Halen, hvor
Swanspektret ikke var synligt. Fowler har ved
Laboratorieforsøg vist, at dette Spektrum hidrører fra
Kuloxyd ved yderst lavt Tryk. Halespektret er
set i andre K., saaledes i Halley’s K.
Uden for det her nævnte kender man ikke
mere til Halespektret. I K.’s Hoved har man set
i Nærheden af dens Perihel de gule
Natriumlinier, saaledes i K. 1882 I, 1882 II, 1910 I og
Halley’s K. 1910. Der kunde nu være
Spørgsmaal om, hvorledes man vil forklare
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
