Kometen sind - für astronomische Verhältnisse - kurzzeitige Besucher des inneren Sonnensystems. Aufgrund ihrer immer wiederkehrenden, spektakulären Erscheinung mit Koma und teilweise Millionen Kilometer langen Schweifen haben sie spätestens nach einigen Zehntausend Jahren ihre Gase und einen Teil ihres Staubes verloren. Danach kreisen sie als unauffällige Himmelskörper um die Sonne. Ein solcher ausgegaster Kometenkern wird leicht mit einem Kleinplaneten (Planetoiden, Asteroiden) verwechselt und nur wenige spektroskopische Besonderheiten geben Hinweise auf die Kometennatur. Kometenbahnen werden in lang-, kurz- und nicht periodische Umlaufbahnen eingeteilt. Der berühmteste kurzperiodische Komet ist der Halleysche Komet, der zuletzt 1986 in Erdnähe war und damals von der Raumsonde »Giotto« erforscht wurde. Als mögliche Quellen von Wasser und organischen Molekülen sind Kometen von besonderem Interesse für Astronomie, Geologie und Biologie.
Benannt werden Kometen üblicherweise nach ihrem Entdecker, einige wenige auch nach einem besonders berühmten Astronomen. War früher eine Veröffentlichung in einer astronomischen Zeitschrift mit entscheidend für den Entdeckerruhm, wacht heute die Internationale Astronomische Union über die Entdeckungsansprüche. Aufgrund der besseren technischen Ausstattung vieler Amateurastronomen ist es nicht ungewöhnlich, dass ein Komet gleich mehrere Entdecker hat; im Zweifelsfall erhält der Komet dann einen Doppelnamen. Über diese eher allgemeine Benennung hinaus wird jeder Komet entsprechend der Reihenfolge der Entdeckungsmeldung mit einer Jahreszahl und einem daran angehängten Buchstaben geführt. Der Komet 1999 d ist demnach der vierte Komet, der 1999 entdeckt wurde. Da es durchschnittlich 20 bis 30 Neuentdeckungen pro Jahr gibt, reichen die 26 Buchstaben des Alphabets oft nicht aus, und man muss an die Buchstaben noch zusätzliche Indexziffern anhängen. Sind nach Ablauf des Jahres alle Kometen - und ihre Bahnen - bekannt, werden die Himmelskörper nach der Reihenfolge ihres Periheldurchgangs, also des Zeitpunkts der größten Sonnennähe, neu geordnet. Dabei werden die Buchstaben durch römische Ziffern ersetzt. Kurzperiodische Kometen schließlich erhalten noch ein großes »P« am Beginn ihres Namens.
Anhand der Größe ihrer Bahnformen - und damit auch ihrer Umlaufperioden - lassen sich Kometen im Wesentlichen in drei Gruppen einteilen: lang-, kurz- und nicht periodische Kometen. Langperiodische Kometen besitzen weit gestreckte Ellipsenbahnen, deren sonnenfernster Punkt - das Aphel - weit außen im Sonnensystem, oft weit außerhalb der Plutobahn liegt. Ihre Umlaufperioden betragen 200 bis viele Tausend Jahre. Im Gegensatz dazu besitzen kurzperiodische Kometen Umlaufperioden von etwa drei Jahren bis zu 200 Jahren. Sie befinden sich auf weniger lang gestreckten Ellipsenbahnen, die sie oft nur bis in die Nähe des Jupiter bringen, denn Jupiter ist eine der größten Störquellen für eine Kometenbahn. Seine Anziehungskraft wirft viele Kometen aus ihrer ursprünglichen Bahn, woraufhin sie neue Bahnen einschlagen, deren sonnenfernster Punkt im Bereich der Jupiterbahn liegt. Man bezeichnet derartige Kometen auch als die Kometenfamilie des Jupiter. Entsprechend besitzen auch Saturn, Uranus und Neptun Kometenfamilien, die aber weniger umfangreich sind. Zur Jupiterfamilie gehören etwa 70 Kometen, während die anderen Planeten Familien von bis zu zehn Kometen haben. Nur bei wenigen Kometen befindet sich das Aphel im Bereich zwischen Jupiter- und Plutobahn. Zu ihnen gehört der Halleysche Komet. Die nicht periodischen Kometen sind hingegen eine Ausnahmegruppe. Alle periodischen Kometen besitzen elliptische Bahnen. Bei den nicht periodischen Kometen lassen sich die Bahnen dagegen leichter durch nicht geschlossene Parabel- oder sogar Hyperbelbahnen beschreiben. Hierfür kann es zwei Ursachen geben: Entweder haben die Kometen durch den Einfluss eines großen Planeten so viel zusätzliche Energie erhalten, dass sie tatsächlich auf ihrer neuen Bahn das Sonnensystem verlassen können, oder aber es gibt bisher zeitlich nur ungenügend verteilte oder zu wenige Beobachtungen, sodass bei längerer genauerer Überwachung der Bahn doch noch eine elliptische Umlaufbahn nachgewiesen werden kann.
Im Prinzip kann man die Bahn eines Kometen schon aus drei Beobachtungen berechnen. Solche Rechnungen liefern die Bahnelemente, eine Gruppe von Werten und Winkeln, die die Bahn im Sonnensystem genau festlegen. Die meisten Wissenschaftler gehen davon aus, dass alle Kometen Mitglieder unseres Sonnensystems sind. Sie bewegen sich (sofern sie nicht von den großen Planeten gestört werden) auf geschlossenen Ellipsenbahnen, auf denen sie in regelmäßigen Abständen der Sonne nahekommen und als Komet erkennbar werden, bevor sie wieder in den Tiefen des Sonnensystems verschwinden. Parabel- und Hyperbelbahnen sind jedoch nicht geschlossen. Demnach könnten Kometen auf solchen Bahnen theoretisch auch Besucher von außerhalb des Sonnensystems darstellen; eine gestörte Ellipsenbahn und damit eine solare Herkunft der Kometen ist jedoch weit wahrscheinlicher.
Man nimmt heute an, dass die Kometen zwischen Saturn- und Uranusbahn entstanden und von dort durch zunächst gravitative Wechselwirkungen in einen ringförmigen Bereich außerhalb der Plutobahn in 50 -500 Erdbahnradien Entfernung gelangten, der Kuiper-Gürtel (nach Gerard Peter Kuiper, 1905-1973) genannt wird und die Quelle von kurzperiodischen Kometen darstellt. Dort sollen sich etwa 100 Millionen bis 10 Milliarden Kometenkerne aufhalten. Aufgrund stärkerer Störungen, auch durch benachbarte Sterne, bildete sich in der Frühphase des Sonnensystems eine kugelförmige Wolke von Kometenkernen, die Oortsche Wolke (nach Jan Hendrik Oort, 1900-1992), in 20 000 bis 70 000 Erdbahnradien Entfernung. Durch noch unbekannte Prozesse, möglicherweise nahe Sternbegegnungen, werden die Bahnen der Kometen in der Wolke gestört und die Kometen beginnen in das Innere des Sonnensystems zu wandern, wo sie einige Millionen Jahre später als extrem langperiodische oder scheinbar nicht periodische Kometen beobachtet werden können, von denen dann einige auf kurzperiodische Bahnen abgelenkt werden. Die Oortsche Wolke enthält schätzungsweise 100 bis 1 000 Milliarden Kometenkerne; man schätzt die Gesamtmasse aller Objekte in ihr auf etwa eine Erdmasse.
Beginnt sich ein Komet dem inneren Sonnensystem zu nähern, ist von dem beeindruckenden Bild eines Schweifsterns zunächst noch nicht viel zu erkennen. Im Teleskop erscheint der Himmelskörper als kleines, nur wenig ausgedehntes Scheibchen. Immerhin bedeutet dies, dass der Komet nun von einer Koma umgeben ist. Anhand von Whipples Modell lässt sich deren Zustandekommen verstehen. Nähert sich ein Komet nämlich der Sonne, so beginnt das Eis im Kern allmählich zu verdampfen und bildet die zwischen 20 000 und einer Million Kilometer große Koma. Sie enthält im Wesentlichen gasförmige Verbindungen von Wasserstoff, Kohlenstoff, Sauerstoff und Stickstoff sowie weitere Verbindungen von teilweise überraschender Komplexität. In Abhängigkeit von der lokalen Sonneneinstrahlung, aber auch von der Staubkonzentration können sich einzelne Gebiete stärker aufheizen, was zu den beobachteten Gasausbrüchen führt. Sie liefern einen Teil des Komamaterials, daneben wird von ihnen aber auch genügend Staub mitgerissen, um die Staubschweife der Kometen zu bilden. Die Gasjets haben noch eine weitere Auswirkung auf den Kometen: Sie wirken wie kleine Düsen, die den Kometenkern seitlich beschleunigen und so seine Bahn ändern. Unregelmäßigkeiten, die besonders bei den Kometen mit langen Umlaufperioden beobachtet wurden, lassen sich so einfach erklären.
Unter der Wirkung des Sonnenwinds (das sind elektrisch geladene Teilchen, die ständig von der Sonne fortströmen) werden Gasteilchen aus der Koma mitgerissen. Die Teilchen zerstören auch einige der größeren Moleküle, wodurch elektrisch geladene Moleküle, also Ionen, sowie die von ihnen abgetrennten Elektronen frei werden. Diese werden von Magnetfeldern des Sonnenwinds und dem Strahlungsdruck der Sonne beschleunigt und bewegen sich daher mit großer Geschwindigkeit nach außen. Der von diesen Teilchen gebildete Gasschweif, der auch als Typ-I-Schweif bezeichnet wird, weist daher über weite Strecken genau von der Sonne weg. Die Staubteilchen strömen mit weit geringerer Geschwindigkeit vom Kern ab als die elektrisch geladenen Teilchen. Dadurch werden sie nur geringfügig aus der Bahn des Kometen abgelenkt, können die Geschwindigkeitsdifferenzen zum Gasschweif also nicht verringern. Als Resultat sind diese als Typ-II-Schweif bezeichneten Staubschweife wesentlich stärker gekrümmt. Gelegentlich wird auch ein Gegenschweif sichtbar, der scheinbar nach vorne, auf die Sonne zu gerichtet ist. Dabei handelt es sich aber um einen geometrischen Effekt, zu dem es kommt, wenn man sich nahezu in der Bahnebene des Kometen befindet und auf den gekrümmten Staubschweif blickt; dadurch liegen die weiter entfernten Teile des Staubschweifs scheinbar vor dem Kometenkern. Die Länge der Kometenschweife beträgt zumeist einige Millionen Kilometer, in seltenen Fällen werden auch Längen von einigen Hundert Millionen Kilometern erreicht. (Der Radius der Erdbahn beträgt etwa 150 Millionen Kilometer.) Dennoch ist die Gasdichte in diesen Schweifen extrem gering und beträgt nur 10 000 bis eine Million Moleküle pro Kubikzentimeter. Damit ist ein Kometenschweif zwar dichter als das interplanetare Gas, das oft nur einige 10 bis 100 Atome beziehungsweise Moleküle pro Kubikzentimeter enthält, aber noch wesentlich dünner als das beste in irdischen Laboratorien verfügbare Vakuum. Die im Schweif spektroskopisch nachweisbaren Verbindungen, unter ihnen das giftige Cyangas (Bestandteil der Blausäure), können daher nur in vernachlässigbaren Spuren von einem Planeten aufgenommen werden.
Kleine Himmelskörper im Sonnensystem sind offenbar keine Seltenheit. Seit Teleskope regelmäßig den Himmel nach sich schnell bewegenden Objekten absuchen, werden alljährlich ein gutes Dutzend Himmelskörper neu entdeckt, deren Durchmesser im Bereich von einem bis einigen Dutzend Metern liegt und die weniger als einige Hunderttausend Kilometer an die Erde herankommen. Das Projekt »Spacewatch« zum Beispiel (begonnen Anfang der 1980er-Jahre) auf dem Kitt Peak in Arizona (USA) arbeitet mit einem 0,9-m- und einem 1,8-m-Spiegelteleskop. Dass es diese Objekte gibt, ist aufgrund von Statistiken der Kratergrößen auf dem Mond wenig verwunderlich. Sie erzeugten dort die vielen kleinen Krater. Man erwartet sogar, dass auch im erdnahen Raum viele dieser Miniasteroiden von Zentimetergröße - darum handelt es sich bei den meisten - herumirren. Treten sie in die Erdatmosphäre ein, so gibt es meistens eine spektakuläre Sternschnuppe, einen Meteor. Ihre kleineren Verwandten, die nur einige Millimeter großen Staubkörner, treffen noch häufiger, quasi kontinuierlich auf die Erde. Dabei entstehen die weniger hellen Sternschnuppen, die Nacht für Nacht beobachtet werden können.
Je nach Umlaufbahn beträgt die Lebensdauer eines Kometen zwischen etwa 500 und einigen Zehntausend Jahren, danach (nach etwa 100 Sonnenumläufen) hat er alle leicht flüchtigen Bestandteile verloren. Während dieser Zeit entsteht aus den von ihm abgegebenen Gas- und vor allem Staubteilchen allmählich ein Gürtel von Kometenresten, der sich längs seiner Bahn zieht und auch bestehen bleibt, wenn der Komet längst erloschen ist. Kreuzt nun die Erde solch einen Gürtel, so kommt es in der hohen Erdatmosphäre zu überdurchschnittlich vielen Sternschnuppenerscheinungen. Zu bestimmten Zeiten im Jahr häufen sich diese Himmelserscheinungen, es treten regelrechte Sternschnuppenströme auf. Das beste Beispiel dafür ist der Mitte August in der zweiten Nachthälfte zu beobachtende Perseidenstrom. Irgendwo auf der Bahn der Auflösungsprodukte eines Kometen befindet sich auch der Rest des Kometenkerns. Dadurch sind Planeten einem ständigen, aber geringen Kollisionsrisiko ausgesetzt. Andererseits sind nahe Begegnungen eines Kometen mit einem Planeten ein hohes Risiko für die Kometen. So war bis Anfang der 1990er-Jahre der ehemalige Komet Biela das einzige Beispiel für die Zerstörung eines Kometen. Sein Zerfall in mehrere Bruchstücke wurde bereits in der Mitte des 19. Jahrhunderts beobachtet. Dann aber wurde der Komet Shoemaker-Levy 9 entdeckt, der nach einer Begegnung mit Jupiter in eine Kette einzelner Teile zerbrach, die im Juni 1994 auf Jupiter stürzten. Dort verdampften die Bruchstücke in der Jupiteratmosphäre und erzeugten einerseits Feuersäulen, die teilweise Tausende von Kilometern über die Jupiteratmosphäre hinausschossen, aber auch atmosphärische Störungen, die monatelang sichtbar blieben. Die von den Bruchstücken in die Jupiteratmosphäre eingebrachten Gase bildeten schließlich ein dunkles Band in ihr. Mithilfe des Sonnenobservatoriums »SOHO« wurden zudem Kollisionen von Kometen mit der Sonne beobachtet, die dort aber keine besonderen Auswirkungen hervorriefen.
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