Kometen, Boten vom Rand des Sonnensystems

Die Schweifsterne haben die Menschen schon immer fasziniert oder sogar geängstigt. Kometen, wie sie der Astronom nennt, tauchten unverhofft auf, stehen danach oft Wochen am Himmel und verschwinden danach wieder so unerklärlich, wie sie aufgetaucht sind. Die Vermutung, eine göttliche Warnung am Himmel zu haben, war früher weit verbreitet. Mit Sir Edmond Halley begann man im 17. Jahrhundert langsam zu verstehen, um was es sich bei den Kometen wirklich handelt. Heute haben die Raumfahrt und modernste erdgebundene Instrumente einiges über diese Vagabunden im Sonnensystem herausgefunden.

Halley war der erste Astronom, der die Bahn eines Kometen im Sonnensystem bestimmen konnte. Er konnte so die Rückkehr dieses heute nach ihm benannten Kometen erfolgreich vorhersagen. Bei einer Umlaufzeit „seines“ Kometen von über 70 Jahren war es ihm jedoch nicht vergönnt, den Triumph der vorhergesagten Wiederkehr zu erleben. Trotzdem machte ihn der Komet unsterblich.  Zum letzten Mal war sein Komet 1986 zu sehen.

Ihr Weg durch das Planetensystem

Die Bahn des Halleyschen Kometen ist im Vergleich zu den fast kreisförmigen Planetenbahnen sehr extrem.  Sie führt ihn von innerhalb der Erdbahn bis weit über die Bahn des Planeten Uranus hinaus und wieder zurück. Man hat inzwischen viele Kometenbahnen vermessen. Manche begnügen sich damit, nur bis zu Jupiter hinaus zu driften bei einer Umlaufzeit von wenigen Jahren, andere wie Halley benötigen ein halbes Jahrhundert um bis an den Rand des Planetensystem vorzustossen. Der im Frühjahr 2002 knapp von blossem Auge auffindbare Komet Ikeya-Zhang ist mit seinen 340 Jahren Umlaufzeit nicht der Extremste. Hale-Bopp (der grosse Komet von 1997) kann sich soweit von der Sonne entfernen, dass er Jahrtausende, Hyakutake (sichtbar im Frühjahr 1996) sogar Jahrzehntausende für einen Umlauf benötigt.

Allen Kometen ist gemeinsam, dass sie nur auf dem kleinen Bahnabschnitt ohne Hilfsmittel sichtbar werden, der in etwa so nahe oder noch näher an der Sonne verläuft wie die Erde das Tagesgestirn umkreist. Deshalb sind Kometen bestenfalls wenige Monate ihres manchmal Jahrtausende dauernden Umlaufs um die Sonne spektakuläre Objekte.

Aus was besteht ein Komet?

Bevor man lernte, das Licht eines Himmelskörpers zu analysieren und damit seine Chemie und physikalischen Zustände wie Temperatur und Dichte zu bestimmen, konnte man nur kluge Vermutungen anstellen. Deshalb wurde es erst im 20. Jahrhundert möglich, Modellvorstellungen an harten Fakten zu prüfen. 1986 gelang es mit einer Armada von Raumsonden den Kometen Halley direkt vor Ort zu vermessen und zu fotografieren. Am nächsten an den Kern des Kometen kam die europäische Raumsonde Giotto. Sie flog in nur gut 500 Kilometer Distanz vorbei. Kürzlich gelangen der mit Ionenantrieb ausgestatteten Raumsonde Deep-Space 1 ein paar Fotos des Kerns eines anderen Kometen.

 
Kern des Kometen Borrelly, Foto der Raumsonde Deep-Space 1 (NASA, DLR).

Heute hat man nicht zuletzt dank der Raumfahrt eine durchaus fundierte Vorstellung davon, was die Kometen tatsächlich sind.

Man stelle sich den Kern eines Kometen als einen typischerweise ein paar Kilometer grossen kartoffelförmigen Brocken aus Wassereis, Kohlendioxydeis (Trockeneis), andern flüchtigen Substanzen und Staub vor. Energiereiche Teilchen und ultraviolette Strahlung, die den Kometenkern treffen, lassen an seiner Oberfläche im Laufe der Äonen komplizierte chemische Reaktionen ablaufen. Pechschwarze Substanzen bedecken daher seine Oberfläche. Ein Kometenkern kann schwärzer sein als ein Stück Kohle.

Dieser Kometenkern gerät nun auf seiner Bahn in wärmere Gegenden des Sonnensystems. Etwa zwischen Jupiter und Saturn wird es warm genug, dass sehr flüchtige Substanzen wie Kohlendioxyd auftauen. Im Vakuum des Weltraums können jedoch keine Flüssigkeiten existieren. Auftauende Substanzen gehen gleich in einen gasförmigen Zustand über. Ein nur wenige Kilometer grosser Körper, der etwa die Dichte von Wassereis hat, kann keine nennenswerte Schwerkraft an seiner Oberfläche haben. Deshalb entweichen die Gase in den Weltraum und bilden eine rasch sehr gross werdende Blase aus extrem verdünntem Gas. Diese Blase wird Koma genannt und kann durchaus 100’000 Kilometer gross werden. Beim Abdampfen werden auch Staubkörnchen gelöst, die ebenfalls in der Koma langsam vom Kern in alle Richtungen wegdriften. Je näher der Komet der Sonne kommt, desto mehr Gas verliert er in den Weltraum und desto eindrucksvoller wird die Koma.

Der Schweif

Nachdem sich eine Koma ausgebildet hat, erscheint der Komet im Teleskop als diffuse, weisslich schimmernde Wolke. Er ist jedoch noch kein „richtiger“ Komet, denn der Schweif ist ja eigentlich das, was – mindestens im Volksmund – den Kometen von anderen Gestirnen unterscheidet.

In Sonnennähe wird durch die Strahlung der Sonne das Gas in der Koma z.T. ionisiert (d.h. elektrisch geladen). Das ionisierte Kometengas wird am Rand der Koma vom Partikelstrom der Sonne (Sonnenwind) und den darin eingelagerten Magnetfeldern mitgerissen. Die ionisierten Gase folgen dann dem Sonnenwind und fluoreszieren im ultravioletten Licht der Sonne. So erscheinen die Gase in den Fotos vom Kometen Hale-Bopp als bläulicher Schweif. Dieser Gasschweif zeigt immer radial von der Sonne weg.

Die Staubpartikel in der Koma werden durch den Sonnenwind kaum beinflusst. Hingegen sind sie so leicht, dass der Lichtdruck des Sonnenlichtes ausreicht, sie aus der Kometenbahn von der Sonne weg zu schieben. Je grösser ein solches Staubteilchen ist, desto weniger kann es vom Druck des Sonnenlichts erfasst werden und desto mehr folgt es der Kometenbahn. Der Staubschweif  erscheint deshalb weit aufgefächert, leicht gekrümmt und zeigt nur näherungsweise von der Sonne weg. Da die Staubpartikel das Sonnenlicht reflektieren, erscheint der Staubschweif weisslich bis leicht gelblich.

Bei grossen Kometen kann besonders der Gasschweif so lang wie die Distanz Erde – Sonne werden. Um jedoch einen Kometenschweif in voller Länge beobachten zu können, ist ein Standort  mit sehr dunklem Nachthimmel notwendig.

Beobachtung

Mit zunehmender Nähe zur Sonne wird immer mehr Gas und Staub freigesetzt, und der Komet wird intensiver beleuchtet. Je näher an der Sonne der Komet ist, desto heller und eindrucksvoller wird er. Es gibt noch eine weitere Möglichkeit, wie ein Komet eindrucksvoll werden kann: Je näher ein Komet zur Erde steht, desto grösser und heller erscheint er an unserem Himmel. 2x näher bedeutet 2x grösser und 4x heller. Nahe an der Sonne und nahe zur Erde lässt sich nur als Kompromiss erfüllen, wenn man auf eine möglichst spektakuläre Erscheinung hofft.

Der Komet von 1996, Huyakutake wurde vor allem aufgrund seines nahen Vorbeiflugs an der Erde zum spektakulären Kometen. Er kam danach zwar noch so nahe an die Sonne, dass er nochmals ebenso hell wurde wie bei der Begegnung mit der Erde, doch liess sich dieses zweite Helligkeitsmaximum kaum mehr beobachten. Der Komet stand dann zu dicht bei der Sonne am Taghimmel und ging am Abend jeweils mit der Sonne unter.

Hale-Bopp kam der Erde nicht besonders nahe auch kam er der Sonne nie sehr viel näher als die Erde von der Sonne entfernt ist. Normalerweise sind solche Kometenerscheinungen nur in den Teleskopen der Amateurastronomen zu beobachten. Hale-Bopp glich den Nachteil fehlender Nähe zur Sonne und Erde durch seine ungewöhnliche Grösse aus. Seinen Kern schätzte man auf 40 km Durchmesser. Selbst der Kern des Halleyschen Kometen ist nur 15 x 9 km gross.

Ob aus einem Kometen eine spektakuläre Erscheinung wird, hängt auch von den (unbekannten) Details seines Aufbaus ab. Dampft weniger als erwartet ab, so ist auch die ganze Erscheinung weniger spektakulär. Die Bahnen hingegen können sehr genau berechnet werden.

Nachdem die nur wenige Monate dauernde Nähe zur Sonne und zur Erde vorbei ist, zieht sich der Komet wieder in sonnenfernere und damit kältere Gebiete des Sonnensystems zurück. Es dampft immer weniger Material ab, bis schliesslich der nackte Kometenkern übrig bleibt und er wieder unbeobachtbar wird.  

… und wann kommt der Nächste?

Jenseits des Planeten Neptun gibt es fast einen unerschöpflichen Vorrat von  Kometenkernen, die noch aus der Zeit der Entstehung des Sonnensystems stammen. Ein Bereich, der ausserhalb der Neptunbahn beginnt nennt man den Kuiper-Gürtel. Die entdeckten Objekte sind allerdings deutlich grösser als ein typischer Komet, nämlich mehrere hundert Kilometer gross. Die Zwergplaneten Pluto und Eris mögen mit 2’200 und 2’400 Kilometern Durchmesser einfach nur die Grössten unter den Objekten im Kuiper-Gürtel sein. Brocken in der Grösse von Kometenkernen können noch nicht direkt gesehen werden, existieren aber zweifellos in grosser Zahl.

Manche Kometen haben Bahnen die sie noch viel weiter hinaus führen, bis in Distanzen des 10’000-fachen der Distanz Erde – Sonne. Man nennt diesen Bereich die Oortsche Wolke der Kometenkerne.

Da weder im Kuipergürtel noch in der Oortschen Wolke Kometenkerne unseren Instrumenten zugänglich sind, kann auch kein Katalog der dort vorhandenen Objekte erstellt werden, der es zuliesse, Kometenerscheinungen so genau auf Jahrhunderte im Voraus zu  prognostizieren, wie es beispielsweise bei Sonnenfinsternissen der Fall ist. Erst wenn der Kometenkern nur noch etwa fünf mal weiter von der Sonne entfernt ist, als es die Erde ist, besteht gute Aussicht auf Entdeckung. Nur für diejenigen Kometen, die bereits einmal in Sonnennähe waren und deren Bahn vermessen wurde, kann die Wiederkehr vorhergesagt werden; wie es Edmont Halley tat.

Die meisten Kometen tauchen somit unerwartet auf, und man kann ihre Erscheinung erst ein paar Monate im Voraus bekannt geben. Der nächste Komet vom Kaliber Hale-Bopps kann daher schon in zwei Jahren oder erst nach zwei Jahrhunderten kommen.

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