Kometen

stammen aus einem Bereich weit außerhalb unseres Planetensystems. Dort bewegen sie sich auf langsamen, sehr instabilen Bahnen um z.B. unsere Sonne oder in den weiten Räumen zwischen den Sternen . Sie sind sozusagen der Schutt, der bei der Planetenentstehung übrigblieb. Kleine Unregelmäßigkeiten können schon ausreichen um einen solchen Körper abzulenken und ihn auf eine Bahn zu bringen, der ihn näher an die Sonne heranführt. Je näher er dieser kommt, umso mehr erwärmen sich die tiefgefrorenen Gase auf und in ihm. Kommt er uns näher als die Saturnbahn kann er schon mit kleineren Fernrohren gesehen werden, da er sich jetzt schon mit einer mehereren tausend Kilometer durchmessenden Gashülle umgibt. Kommt er noch näher, bildet sich ein Schweif aus. Kommt er dazu der Erde sehr nahe ( Größenordnung zehn bis hundert Millionen Km) erleben wir ein eindrucksvolles Himmelsschauspiel, wie bei Hyakutake oder Hale Bopp.

Nach einigen Wochen oder Monaten der Sonnennähe hat er sich wieder soweit von der Sonne entfernt, daß die Gase immer weniger verdampfen, der Schweif wird kleiner, der Komet ist mit bloßem Auge bald nicht mehr zu sehen. Er fliegt auf seiner Bahn wieder hinaus ins Weltall. Da seine Bahn nun aber bekannt ist, kann er noch sehr lange auf seinem Weg beobachtet werden, wie nebenstehendes Bild von Hale - Bopp beweist (12.9.99 Tivoli/Namibia von D.Becker und
M. Zwick). Manch ein Komet kann aber auch durch das Schwerefeld eines großen Planeten (meist Jupiter) eine Kursänderung erfahren und dadurch seine Bahn wesentlich verkürzen (wie z.B. Komet Halley oder Encke vor sehr langer Zeit). Im Extremfall kann auch ein Absturz auf einen Planeten die Folge sein (Shoemaker- Levy9 im Juli ´94 auf Jupiter niedergegangen).

Voraussichtlich können wir im Sommer wieder mit der Sichtung eines relativ hellen Kometen rechnen. Die Bahndaten sind in dem kurzen Zeitraum seit der Entdeckung noch nicht genau zu ermitteln. Auch kann ein Komet sich sehr "individuell" verhalten.
Hier die vorläufigen Daten ( auch zum Eingeben in Sternkartenprogramme):

Orbital elements: C/1999 S4 (LINEAR)

T 2000 July 24.2439 TT                                      Marsden
q   0.753678            (2000.0)             P                       Q
                    Peri.   151.4192      +0.3051263      -0.8078282
                   Node    83.1934       -0.9414601      -0.1761687
e   1.0           Incl.   149.4778       -0.1433554      -0.5624750
- From 46 observations 1999 Sept. 27-Oct. 4.
Damit ergeben sich für den interessanten Zeitbereich:

Date    TT    R. A. (2000)   Decl.      Delta         r        Elong. Phase Helligkeit
2000 07 05    02 55.66   +47 36.0    0.799    0.843    53.7    76.4     5.8
2000 07 10    03 35.19   +54 07.8    0.621    0.804    52.3    90.1     5.0
2000 07 15    05 21.67   +62 01.8    0.467    0.776    46.8   107.2    4.2
2000 07 20    09 03.22   +57 19.1    0.377    0.758    38.5   123.4    3.7
2000 07 25    11 09.52   +33 08.8    0.405    0.754    40.3   119.4    3.8
2000 07 30    11 54.34   +13 36.4    0.530    0.762    47.3   102.0    4.4
2000 08 04    12 13.71   +02 23.3    0.699    0.783    50.4    86.2     5.2
2000 08 09    12 23.49   -04 11.9     0.881    0.815    50.4    73.3     5.8

Der unten abgebildete Komet Levy hatte 1990 zum Zeitpunkt der Aufnahme eine Helligkeit von ca. 3

> Hale - Bopp - Bilder

> Hyakutake - Bilder


Komet Levy am 23.8.90	links mit 6" - Newton /f =750 mm, rechts mit 400mm Tele Bl.5,6

unten mit 50mm/Bl.1,7

unten: Komet Austin (1990) in der Morgendämmerung (50mm/Bl.1,7 8sec Turachrome 200)