Kometen
 Exzentrizität |
Das Erscheinen eines hellen Kometen ist in der Tat ein eindruckvolles Naturschauspiel, zumal wenn man ein solches Objekt etwa ein- oder zweimal pro Jahrzehnt mit bloßem Auge beobachten kann. Kometen sind kleine Körper unseres Sonnensystems, ihr häufig überraschendes Auftauchen (nur etwa 40% aller Kometen kehren regelmäßig wieder) hat die Menschen früher häufig dazu veranlasst, sie als Vorboten schlimmer oder auch positiver Ereignisse anzusehen.
Mit freundlicher Genehmigung von R. Scott and J. Orman
Man benennt die Kometen zunächst nach der Jahreszahl ihres Erscheinens mit einer fortlaufenden Buchstabenkennzeichnung für die Reihenfolge der Entdeckung, z.B. 2003a, 2003b usw. Ist später die Bahn des Kometen gut bekannt, erfolgt als endgültige Bezeichnung die Jahreszahl des Periheldurchgangs mit einer römischen Ziffer für die Reihenfolge der Durchgänge. Periodisch wiederkehrende Kometen erhalten des Zusatz P, auch eine Namensgebung nach dem Entdecker ist üblich. So kann der wohl bekannteste, der Halleysche Komet benannt werden nach:
P/Halley = 1982i = 1986III
Seitdem die Raumsonde Giotto 1986 den Halleyschen Kometen näher untersuchen konnte, sind einige Rätsel dieser Objekte gelöst worden. Kometen sind mit die dunkelsten Körper des Sonnensystems, Halley hat z.B. eine Albedo von nur 0,04. Wenn sich ein Komet der Sonne nähert, wird er allerdings deutlich heller. Woran liegt das?
Der relativ kleine Kometenkern entwickelt jetzt durch die Strahlungen der Sonne eine Atmosphäre aus Gas und Staub, die man Koma nennt. Die Teilchen der Atmosphäre reflektieren das Sonnenlicht oder werden hierdurch zu Strahlungsemissionen angeregt.
Mit freundlicher Genehmigung von W. Pacholka und NASA
Der eigentliche Kern eines Kometen besteht aus einer lockeren Mischung verschiedener Eisarten und festen Staubpartikeln. Nicht ganz zu Unrecht bezeichnet man daher Kometenkerne häufig als Schmutzige Schneebälle. Als Eis finden wir im Kern in der Hauptsache (bis zu etwa 80 %) Wassereis, daneben auch größere Anteile von gefrorenem Ammoniak (NH3) und Methan (CH4). Letztere Eise bezeichnet man oft als Gefrorene Gase, weil sie unter Erdbedingungen normalerweise gasförmig auftreten. Geringere Mengen von Kohlenmonoxid (CO), Kohlendioxid (CO2), Blausäure (HCN) sowie weitere einfache Verbindungen wie Formaldehyd und Ethylen vervollständigen das Eisgemisch.
Mit freundlicher Genehmigung von Deep Space 1 Team, JPL, NASA
Die dem Eis beigemischten Staubpartikel finden wir überwiegend in der Größenordnung von 0,0001 bis zu 0,1 [mm], es können jedoch auch Gesteinsbrocken von bis zu mehreren Metern Durchmesser im Eis eingeschlossen sein. Der Staub besteht einerseits aus organischen Verbindungen, in der Hauptsache also aus den Elementen Kohlenstoff (C), Wasserstoff (H), Sauerstoff (O) und Stickstoff (N), man spricht deshalb von den CHON- Teilchen. Auf der anderen Seite enthält der Staub silikatisches Material, das aus den Elementen Silizium (SI), Magnesium (Mg), Aluminium (Al) und Sauerstoff aufgebaut ist. In der Frühzeit der Erde könnte durch Einfang von Kometen der Hauptanteil an Wasser auf den Planeten gelangt sein, möglicherweise dienten sie auch zur "Impfung" mit primitiven organischen Verbindungen, aus denen sich später das Leben entwickeln konnte (siehe hierzu auch Kosmische (Bio-)Chemie).
Wenn nun also der Komet auf seiner Bahn eine Distanz zur Sonne unter etwa 5 AE erreicht, beginnt das Eis seiner Oberfläche zu sublimieren (Sublimation: Der direkte Übergang vom festen in den gasförmigen Aggregatzustand) und die Koma bildet sich aus. Dabei werden die eingelagerten Staubteilchen mitgerissen, und zwar mit Ablösegeschwindigkeiten von 100 bis 1000 [m/s]. Durch die Sonneneinstrahlung kommt es so zu einem Masseverlust von rund 0,1 Tonnen je Sekunde bei "alten", schon oft ins Sonnensystem eingedrungenen Kometen. Relativ "neue" Kometen erleiden einen Masseverlust von sogar 10 bis 50 [t/s]. Der unterschiedliche Masseverlust ist darin begründet, dass sich bei den "alten" Kometen nach und nach eine Kruste ausbildet, weil das Eis in deutlich größerem Umfang abgetragen wird als die eingelagerten Staubpartikel.
Wie groß und schwer ist denn nun eigentlich ein Komet? Nun, man konnte durch Radarmessungen und fotometrische Untersuchungen Kerndurchmesser von 0,6 bis zu 10 [km] bestimmen, es können aber auch "Schneebälle" von 100 [km] Ausdehnung vorkommen. Ihre Masse liegt dann bei etwa 1011 bis 1014 [kg], bietet also genügend Material für viele Besuche des inneren Sonnensystems.
Die nun den Kometenkern als gasförmige Atmosphäre umgebende Koma ist mit Abstand der hellste Teil des Kometen. Sie wird ständig erneuert, die abgelösten Gas- und Staubpartikel entweichen in den interplanetaren Raum. Je nach Sonnennähe kann die Koma Durchmesser bis zu 1 Million [km] erreichen. Nicht nur die das Sonnenlicht reflektierenden Staubteilchen tragen zur hohen Helligkeit bei, sondern durch die kurzwelligen (= energiereichen) Anteile der Sonnenstrahlung werden vielatomige Moleküle aufgespalten (z.T. in sogenannte Radikale, ionisierte und sehr reaktive Molekülreste) und zum Leuchten angeregt.
 | Zu Weihnachten 1997 hatte man nicht nur in Russland einen wunderbaren Anblick des Winterhimmels, Hale- Bopp über den schneebedeckten und durch den Vollmond erhellten Erhebungen des Kaukasus. Mit freundlicher Genehmigung von T. Credner |
Man kann sich die Koma schichtförmig aufgebaut vorstellen: Im Innern finden wir noch stabile Moleküle, wie sie auch im Kern vorhanden sind. Darüber, in einer Schicht bis zu 100 000 [km], sind ebenfalls noch neutrale Moleküle enthalten, die allerdings bereits die Zerlegungsprodukte der ursprünglichen Verbindungen darstellen. Die Kometenatmosphäre ist hier recht dünn, in einem Volumen von 1 Kubikzentimeter findet man höchstens 10 000 Moleküle. In Nähe des Kerns sind es noch 1012 bis 1014 Moleküle je [cm3]. Die äußere, noch dünnere Schicht der Koma besteht überwiegend aus Wasserstoff und einigen anderen, neutralen Atomen (Wasserstoffkoma). Im sichtbaren Licht nicht zu erkennen, kann diese äußerste Koma eine Ausdehnung von über 10 Millionen [km] erreichen. Man bedenke, dass sie damit deutlich größer als unsere Sonne ist (Ø 1,5 Mio. [km]).
Das wohl markanteste an einem Kometen ist sein Schweif. Dieser kann sich allerdings nur ausbilden, wenn der Komet sich der Sonne auf mindesten 2 [AE] nähert. Wie entsteht denn nun eigentlich solch ein Schweif, woraus besteht er und wie sind die Abmessungen?
Bei relativer Sonnennähe unterliegen die äußeren Komaschichten dem Einfluss des Sonnenwinds, er führt die Teilchen mit sich. Deshalb ist der Schweif auch stets radial von der Sonne weggerichtet.
Kometen können (gleichzeitig) zwei unterschiedliche Schweife ausbilden, den so genannten Plasmaschweif (auch Gas- oder Ionenschweif) genannt, sowie einen Staubschweif.
Typ I - Plasmaschweif
Diese Schweife sind recht gerade, schmal und oft über 100 Millionen [km] (!) lang. Wir erkennen in ihnen deutliche, sich ständig ändernde Strukturen. Untersucht man den Schweif, so findet man ausschließlich ionisierte Atome bzw. Moleküle. Sie bilden zusammen mit den abgelösten Elektronen ein Plasma, welches mit dem Sonnenwind reagiert. Vor dem Kometenkopf entsteht durch die hohe Geschwindigkeit des Sonnenwinds (ca. 400- 600 [km/s], das bedeutet relativ zum Kometen Überschallgeschwindigkeit) eine Stoßfront, wodurch die Teilchen des Sonnenwinds schlagartig abgebremst werden. Seitlich der Koma kann aber eine Umströmung erfolgen, Plasmateilchen werden dabei mitgerissen und auf 100 [km/s] beschleunigt. Plasmaschweife werden so auf Längen von 10 Millionen [km] ausgedehnt, ja, man hat sogar schon Schweife von 250 Millionen [km] ("Großer Märzkomet 1843 I") beobachtet. Die Breite eines Plasmaschweifs kann 1 Million [km] erreichen. Man kann sich leicht vorstellen, dass die Teilchendichte im Schweif wesentlich dünner als in der Koma ist. An Verbindungen/Elementen konnte man nachweisen: C, CO, CO2, CN, N, H2O, Ca, S, H2S, OH u.a.
Nochmals Hale- Bopp, der hellste Komet der letzten hundert Jahre. Links erkennt man deutlich den blauen Plasmaschweif, der entgegengesetzt zur Sonne ausgerichtet ist. Die Farbe stammt von rekombinierten Elektronen des Kohlenmonoxids. Der fast weiße Staubschweif ist zu sehen, weil Myriaden von Staubpartikeln das Sonnenlicht reflektieren.
Mit freundlicher Genehmigung von John Gleason und NASA
Plasmaschweife sind nicht ganz exakt antisolar ausgerichtet. Die Rotation der Sonne bewirkt einen Effekt, wie wir ihn von einem auf dem Boden liegenden, wild hin- und herzappelnden Gartenschlauch kennen, der das Wasser bogenförmig in der Landschaft verteilt. Ähnlich verhalten sich die Teilchen des Sonnenwinds, sie treffen das Kometenplasma unter einem Winkel von etwa 6°, so dass auch die Plasmateilchen mit diesem Winkel radial von der Sonne abgetrieben werden.
Typ II - Staubschweif
Diese Schweife sind breiter als die des Typs I, meist aber deutlich kürzer. Stets weisen sie auch eine gekrümmte Form auf. Wie wir schon oben sahen, werden durch die Sublimation der gefrorenen Gase Staubteilchen aus dem Kometenkern abgesprengt und anschließend aus der Koma ausgetrieben. Man kann sich gut vorstellen, dass der Staub das Sonnenlicht absorbiert und damit einem Strahlungsdruck unterliegt, wodurch die Staubteilchen von der Sonne weggetrieben werden. Es ist einleuchtend, dass die kleinen, massearmen Teilchen dabei wesentlich stärker beschleunigt werden als die massereicheren. Recht große Partikel bleiben gänzlich unbeeindruckt davon und werden sich nicht aus der Komanähe vertreiben lassen. Diejenigen Teilchen, die schon weiter von der Sonne entfernt sind, bewegen sich langsamer als die sonnennahen (2. Keplersche Gesetz). Damit "dümpeln" sie den sonnennahen Teilchen quasi hinterher, wodurch die gekrümmte Schweifform entsteht. Die abgelösten Staubpartikel ziehen später auf Keplerschen Bahnen um die Sonne. Wenn die Erde eine solche Bahn passiert, können wir nachts das Schauspiel eines Meteorschauers beobachten, wie z.B. die bekannten Augustmeteore (Perseiden, verursacht vom Kometen 1862 III).
Die Bahn eines Kometen kann man meistens nur aus fotografischen Beobachtungen ableiten. Aus ihnen geht zunächst die scheinbare Bahn an der Himmelsphäre hervor. Carl Friedrich Gauß hat gezeigt, wie man mit nur 3 Positionsbestimmungen durch Lösen recht komplizierter Gleichungen die 6 notwendigen Bahnelemente ableiten kann, um die Lage der Bahn im Raum zu beschreiben. Die Bahnelemente sind:
- Form der Ellipse durch Bestimmung der großen Halbachse
- Numerische Exzentrizität
- Neigung der Bahn zur Ekliptik
- Länge des aufsteigenden Knotens der Bahn auf der Ekliptik, vom Frühlingspunkt aus gesehen
- Perihelwinkel (Abstand des Perihels vom aufsteigenden Knoten
- Perihelzeit (Zeit des Durchgangs durch das Perihel)
Die Kometenbahnen lassen sich in verschiedene Gruppen unterteilen. Wir unterscheiden zwischen periodischen, also wiederkehrenden Kometen, die auf elliptischen Bahnen umlaufen, wohingegen Parabel- oder Hyperbelbahnen von unperiodischen Kometen eingenommen werden.
Die Bahnen sind damit recht langgestreckt, ihre Exzentrizität liegt meistens in der Nähe von 1:
Unter der Exzentrizität versteht man die Abweichung der Bahnen von Himmelskörpern von der Kreisform (kein bekannter Körper bewegt sich auf einer exakt kreisförmigen Bahn). Man bezeichnet sie mit dem Formelzeichen e. Es gilt:
Die Bahnen der Kometen bzw. Planeten bewegen sich damit auf Kegelschnitten. Ellipsen stellen dabei in sich geschlossene Kurven dar, während Parabeln und Hyperbeln ihren Ursprung im Unendlichen haben und auch wieder dorthin zurücklaufen.
Man unterscheidet zwei Arten der Exzentrizität:
Lineare Exzentrizität
Numerische Exzentrizität
e = 0 Exakter Kreis e > 0, e < 1 Ellipse e = 1 Parabel e > 1 Hyperbel
Hierunter versteht man die Entfernung vom Brennpunkt zum Mittelpunkt bei Ellipsen und Hyperbeln.
Das ist die lineare Exzentrizität, dividiert durch die halbe große Achse. Bei Ellipsen liegt dieser Wert, wie gezeigt unter 1, bei einem Kreis ist sie gleich Null, bei einer Parabel gleich 1.
Bei vielen der Parabel- oder Hyperbelbahnen konnte man zurückrechnen, dass sie ursprünglich einmal Ellipsen gewesen sein müssen. Die Kometen wurden beim Vorübergang an großen Planeten durch deren Gravitationsfeld auf eine andere Bahn gezwungen. So können auch aus Ellipsen fast kreisförmige Bahnen werden, es besteht auch die Möglichkeit, dass der Komet gar vom Planeten eingefangen wird. So geschehen beim Kometen 1993e Shoemaker-Levy: Dieser Komet wurde von Jupiter eingefangen, zerbrach unter dessen Gravitation in 21 Bruchstücke und stürzte 1994 auf den Planeten.
Kometen, deren Bahn in eine Hyperbelform gezwungen wird, verlassen das Sonnensystem für immer. Manche der Kometenbahnen sind derart gestreckt, dass die "Schneebälle" sich bis zu 0,6 Lichtjahren von der Sonne entfernen. Damit verbringen sie ihre meiste Zeit weit außerhalb unseres Planetensystems.
Man schätzt die Gesamtzahl der Kometen im Sonnensystem auf etwa 100 bis 1000 Milliarden (!), entsprechend vielleicht 1 bis 100 Erdmassen. Diese riesige Menge von Kleinkörpern ist versammelt in einem Gebiet um die Sonne, genannt Oortsche Wolke (benannt nach Jan Hendrik Oort, 1900- 1992, niederl. Astronom). Diese Wolke nimmt einen Raum von rund 300 000 [AE] ein, d.h. ihr äußerer Rand befindet sich in 150 000 [AE], das sind rund 2,4 Lichtjahre!
Die meisten der kurzperiodischen Kometen dürften sich allerdings in einem Gürtel aufhalten, der etwa im Bereich der Neptunbahn (30 [AE]) beginnt und 50, vielleicht auch 500 [AE] ausgedehnt ist. Diesen Gürtel bezeichnet man nach dem niederl.-amerik. Astronomen Gerard P. Kuiper (1905- 1973) als Kuiper- Gürtel. Hier tummeln sich vermutlich zwischen 10 Millionen und 10 Milliarden Kometen, deren Bahnebenen wohl annähernd mit der Ebene der Planetenbahnen übereinstimmen. Nach neuesten Beobachtungen des Hubble- Teleskops muss man allerdings davon ausgehen, dass sich hier bedeutend weniger große Körper aufhalten als bislang vermutet. Man nimmt an, dass sie durch ständige Kollisionen nach und nach zertrümmert wurden, so dass hier nur noch relativ wenige Kometenkerne von Ausdehnungen im Kilometerbereich existieren.
Sehr wahrscheinlich sind die Kometen aber nicht in den genannten Zonen entstanden. Während der Entstehung des Sonnensystems war die Dichte des Urnebels in diesen Regionen wohl viel zu gering, so dass ein Zusammenballen größerer Körper nicht möglich war. Eher waren die geeigneten Bedingungen im Bereich zwischen der Saturn- und Uranusbahn gegeben. Die Bildung massiver, eisartiger Körper konnte hier bevorzugt stattfinden. Solche Körper findet man ja heute noch als Satelliten dieser Planeten.
Nachdem die Entwicklung der Planeten und Monde abgeschlossen war, blieben noch genügend kleinere Körper übrig. Nach und nach konnten deren Bahnen durch die Gravitation der großen Planeten abgelenkt werden. Hierdurch gelangten sie in die Außenbereiche des Sonnensystems, viele von ihnen verließen es für immer. Ein großer Teil der Kometen ging sicherlich auch auf den Planeten nieder (siehe hierzu auch Kosmische (Bio-) Chemie) und "versorgte" sie mit Wasser und organischem Grundmaterial.
Im Laufe der Jahrmilliarden übten auch vorüberziehende Sterne und Materiewolken Gravitationskräfte aus. Die Bahnexzentrizitäten verringerten sich dadurch, und deswegen können die meisten der Kometen heute nicht mehr ins innere Sonnensystem eindringen.
Mit freundlicher Genehmigung von SOHO Consortium, LASCO, ESA, NASA
Am 2. März 2004 startete die NASA eine Sonde mit Namen Rosetta. Ihre Aufgabe bestand darin, zum Kometen 67P/Tschuryumow-Gerassimenko zu fliegen um als Höhepunkt den Lander Philae am 9 November 2014 auf der Kometenoberfläche abzusetzen. Es war das erste Mal in der Menschheitsgeschichte, dass eine irdische Sonde auf einem Kometen landen sollte. Und das Meisterstück gelang!
Foto: ESA/NASA - SOHO/LASCO
Weil Rosetta nur mit Solarzellen betrieben wurde, versetzte man die Sonde für einen großen Teil der Reise zum 3,5 [AE] entfernten Kometen in eine Art "Winterschlaf", vom Juni 2011 bis zum Januar 2014. Das "Erwachen" gelang dann problemlos.
Foto: ESA/NASA - SOHO/LASCO
Foto: ESA/NASA - SOHO/LASCO
Philae schweigt derzeit wieder. Aber noch liegen etwa 8000 Datenpakete in ihren Speichern, möglich, dass sie irgendwann gesendet werden. Der Komet verlor bei seiner Annäherung an die Sonne in jeder Sekunde mehrere hundert Kilogramm an Masse, seine Oberfläche ist mit einer 20 Zentimeter dicken Staubschicht belegt. Darunter befindet sich vermutlich eine sehr harte Schicht aus Wassereis, in die jedenfalls ein dafür vorgesehener Hammer Philae's nicht eindringen konnte. Interessant ist, dass wir heute wissen, dass Kometenwasser eine andere Isotopenzusammensetzung (Isotope sind Atome mit gleicher Anzahl an Protonen, aber unterschiedlicher Zahl an Neutronen) hat als das irdische Wasser. Die Wissenschaft darf nun grübeln, wie das Wasser einst auf die Erde kam. Denn bisher glaubte man, dass es durch Kometen zu uns kam...
Weitere informationen zur Rosetta- Mission:
http://www.dlr.de/rosetta/
https://de.wikipedia.org/wiki/Philae_(Sonde)
Foto: ESA/NASA - SOHO/LASCO
Zum Abschluss hier die Daten einiger bekannter, kurzperiodischer Kometen:
| Elemente kurzperiodischer Kometen | ||||
| Name | Umlaufzeit (Jahre) | Perihel [AE] | Aphel [AE] | Exzentrizität |
| Encke | 3,31 | 0,341 | 4,10 | 0,846 |
| Tempel 2 | 5,27 | 1,369 | 4,69 | 0,548 |
| Tempel-Swift | 5,68 | 1,153 | 5,22 | 0,638 |
| Schwassmann-Wachmann 2 | 6,51 | 2,142 | 4,83 | 0,386 |
| Borrelly | 6,76 | 1,316 | 5,84 | 0,632 |
| Whipple | 7,44 | 2,469 | 5,15 | 0,352 |
| Kojima | 7,85 | 2,399 | 5,50 | 0,393 |
| Wolf | 8,43 | 2,506 | 5,78 | 0,407 |
| Tuttle | 13,77 | 1,023 | 10,46 | 0,829 |
| Schwassmann-Wachmann 1 | 15,03 | 5,448 | 6,73 | 0,105 |
| Tempel-Tuttle | 32,91 | 0,982 | 19,54 | 0,905 |
| Olbers | 69,47 | 1,178 | 32,62 | 0,930 |
| Halley | 76,08 | 0,587 | 35,32 | 0,967 |
| Herschel-Rigollet | 154,90 | 0,748 | 56,94 | 0,974 |
Weitere Informationen:
https://de.wikipedia.org/wiki/Komet
http://www.solarviews.com/eng/comet.htm