Lexikon: Komet

 

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Dieser Artikel beschäftigt sich mit dem Kometen als Himmelskörper, für weitere Bedeutungen, siehe: Komet (Begriffsklärung). ----

Bild: Halebopp031197.jpg, aufgenommen von Geoff Chester am 11. März 1997]] Bild: HalleyKern.jpg; Größe: ca. 16 x 8 x 8 km (Giotto (Sonde)|Giotto 1986)]] Ein Komet (v. Griechische Sprache|griechisch kométes Haarstern, abgeleitet von komé Haupthaar) oder Schweifstern ist ein kleiner , der sich auf einer stark Ellipse|elliptischen Bahn um die bewegt und zumindest in den sonnennahen Teilen seiner Bahn eine durch Ausgasen erzeugte Koma aufweist.

In Sonnennähe ist der meist nur wenige Kilometer große Kometenkern von einer Diffus|diffusen, Nebel|nebligen, Koma genannten Hülle umgeben, die eine Ausdehnung von bis zu 100.000 km erreichen kann. Kern und Koma zusammen nennt man auch den Kopf des Kometen. Das auffälligste Kennzeichen der von der Erde aus sichtbaren Kometen ist jedoch der Schweif, der eine sichtbare Länge von 10 bis 100 Millionen Kilometern erreichen kann.

Im Altertum und dem wurden Kometen häufig als Schicksalsboten oder Zeichen der Götter angesehen. Den Beginn der wissenschaftlichen Sichtweise bei der Kometenforschung kann man mit der Erkenntnis Tycho Brahes ansetzen, dass Kometen keine Erscheinungen der irdischen sind. Ein latenter Aberglaube ist jedoch auch heute noch vorhanden, wie 1997 der Massenselbstmord der Sekte Heaven's Gate (Sekte)|Heaven's Gate beim Erscheinen des Kometen Hale-Bopp zeigt.

Übersicht

Charakterisierung

Kometen werden aufgrund ihrer Umlaufzeiten in langperiodische und kurzperiodische Kometen eingeteilt.

  • Langperiodische Kometen mit einer Umlaufzeit von mehr als 200 Jahren kommen vermutlich aus der Oortsche Wolke|Oortschen Wolke, ihre Bahnneigung|Bahnneigungen sind statistisch verteilt und sie umlaufen die Sonne sowohl im gleichen Umlaufsinn wie die Planeten als auch retrograd. Die Exzentrizität (Mathematik)|Exzentrizitäten ihrer Bahnen liegen nahe bei 1 - die Kometen sind in der Regel aber noch durch die an die Sonne gebunden, obwohl sie für ihren Umlauf bis zu 100 Millionen Jahre benötigen. Exzentrizitäten größer als 1 (Hyperbelbahnen) werden nur in seltenen Fällen durch Störungen der großen Planeten hervorgerufen. Diese Kometen kehren nicht mehr in Sonnennähe zurück, sondern verlassen das .
  • Kurzperiodische Kometen mit Umlaufzeiten kleiner als 200 Jahre stammen vermutlich aus dem Kuipergürtel. Sie bewegen sich meist im üblichen Umlaufsinn und ihre Bahnneigung|Inklination liegt im Mittel bei etwa 20°, sie liegen also in der Nähe der Ekliptik. Bei mehr als der Hälfte der kurzperiodischen Kometen liegt der größte Sonnenabstand (Apsis (Astronomie)|Aphel) in der Nähe der Jupiter (Planet)|Jupiterbahn bei 5 und 6 Astronomische Einheit|Astronomischen Einheiten (Jupiter-Familie). Es handelt sich dabei um ursprünglich längerperiodische Kometen, deren Bahnen durch den Gravitation|gravitativen Einfluss des Jupiter verändert wurden.

Benennung

Hauptartikel: Benennung von Asteroiden und Kometen

Neu entdeckte Kometen erhalten von der Internationale Astronomische Union|Internationalen Astronomischen Union zuerst einen Namen, der sich aus dem Entdeckungsjahr und einem großen Buchstaben zusammensetzt, der beginnend mit A am 1. Januar und B am 16. Januar im Halbmonatsrhythmus nach dem Zeitpunkt der Entdeckung festgelegt ist. Zusätzlich kommt noch eine Ziffer, damit man mehrere Kometen im halben Monat unterscheiden kann. Sobald die Bahnelemente des Kometen genauer bestimmt sind, wird dem Namen nach der folgenden Systematik ein weiterer Buchstabe vorangestellt:

P die Umlaufzeit ist kleiner als 200 Jahre (Periodischer Komet)
C die Umlaufzeit ist größer als 200 Jahre
X die Bahn ist nicht bestimmbar
D Periodischer Komet, der verloren ging oder nicht mehr existiert
A man stellt nachträglich fest, dass es sich nicht um einen Kometen, sondern um einen Asteroiden handelt

Der Komet Hyakutake zum Beispiel wird auch unter der Bezeichnung C/1996 B2 geführt. Hyakutake war also der zweite Komet, der in der zweiten Hälfte des Januars 1996 entdeckt wurde. Seine Umlaufzeit ist größer als 200 Jahre.

Üblicherweise wird ein Komet zusätzlich nach seinen Entdeckern benannt, so ist z.B. Shoemaker-Levy 9 der neunte Komet, den Eugene Shoemaker|Eugene und Carolyn Shoemaker zusammen mit David Levy (Astronom)|David Levy entdeckt haben.

Kometenbahnen

Da bei neu entdeckten Kometen nur kurze Bahnelemente sichtbar sind, werden zuerst parabolische Bahnen berechnet. Mit steigendem Beobachtungszeitraum kann dann entschieden werden ob es sich um Ellipsen oder Hyperbeln handelt. Von ca. 660 untersuchten Kometen zeigt sich folgende Verteilung: 43% Parabeln, 25% langperiodische Ellipsen, 17% kurzperiodische Ellipsen und 15% Hyperbeln. Der hohe Anteil an Parabeln ist jedoch auf den zu kurzen Beobachtungszeitraum zurückzuführen. Bei einer Sichtbarkeit von 240-500 Tage beschreiben nur mehr 3% der Kometen eine Parabelbahn. Somit dürften die Ellipsen vorherrschend sein. Media:komet.ogg|Animation einer Kometenbahn

Aufbau

Kern

Wild2.jpg|thumb|200px|Der 5 km große Kern von Wild 2 ([[Stardust, NASA)]] In großer Entfernung von der Sonne bestehen Kometen nur aus dem Kern, der im Wesentlichen aus gefrorenem , Methan und mit Beimengungen aus meteoritenähnlichen kleinen Staub- und Mineralienteilchen (z.B. Silikate, Nickeleisen) besteht, man bezeichnet Kometen deshalb häufig als schmutzige Schneebälle oder dirty snowballs. Aus Beobachtungen der Raumsonde Giotto (Sonde)|Giotto am Kometen Halleyscher Komet|Halley weiß man, dass Kometen von einer schwarzen Kruste umgeben sind, die nur ca. 4 % des Lichts reflektiert (Albedo) - obwohl Kometen als spektakuläre Leuchterscheinungen beobachtet werden, sind ihre Kerne somit ironischerweise die schwärzesten Objekte des Sonnensystems, wesentlich dunkler als z.B. , der ca. 7 % des Lichts reflektiert.

Da nur kleine Regionen des Kerns ausgasen, wie im Abschnitt Koma näher erläutert wird, geht man nach neueren Vorstellungen davon aus, dass die Oberfläche von einer Art Gesteinsschutt gebildet wird, der aus Gesteinsbrocken besteht, die zu schwer sind, um die gravitative Anziehung des Kerns zu überwinden. Giotto entdeckte auch winzige Partikel, die reich an den Elementen (C), (H), (O) und (N) sind und deswegen auch CHON-Partikel genannt werden. Diese könnten aus einer dünnen schicht stammen, die die Oberfläche des Kerns überzieht und damit die niedrige Albedo erklären würde. Nähere Informationen soll die aktuelle Rosetta (Sonde)|Rosettamission liefern.

Einen besonderen Anteil an der Entdeckung des Aufbaus der Kometen hatte Fred Whipple.


Koma

Zusammensetzung der Kometenkoma von Hale-Bopp (1997), normalisiert auf H2O
Molekül Häufigkeit
H2O 100
CO 20
CO2 6-20
H2CO 1
CH3OH 2
NH3 0,7-1,8
CH4 0,6
C2H2 0,1
C2H6 0,3
HCOOH 0,06
CH2CO <0,03
CH3CHO 0,02
CH3CH2OH <0,05
CH3OCH3 <0,45
HCOOCH3 0,06
HNCO 0,06-0,1
NH2CHO 0,01
HCN 0,25
HNC 0,04
CH3CN 0,02
HC3N 0,02
H2S 1,5
OCS 0,5
H2CS 0,02
SO 0,2-0,8
SO2 0,1

Sobald ein Komet bei der Annäherung an die Sonne bei einem Abstand von etwa 5 Astronomische Einheit|AE die Jupiterbahn kreuzt, bildet sich die schalenförmige Koma, die in Kernnähe auch strahlenartige Strukturen zeigt. Sie entsteht durch Sublimierung (Physik)|Sublimation leicht flüchtiger Substanzen auf der sonnenzugewandten Seite, die ins Eis eingebette Staubteilchen mitreißen. Nach den Beobachtungen der Sonde Giotto findet diese Sublimation nur an etwa 10 bis 15 % der Kometenoberfläche statt, die flüchtigen Substanzen entweichen offenbar nur an brüchigen Stellen der schwarzen Kruste. Die an diesen Stellen entweichenden Muttermoleküle bilden die innere Koma. Durch weitere Aufheizung, Ionisation und Dissoziation vergrößert sich die Koma weiter und bildet die schließlich sichtbare Koma aus Ionen und Radikalen. Diese wird noch von einem im en strahlenden atomaren Halo (Komet)|Wasserstoffhalo umgeben, der auch UV-Koma genannt wird und beim Kometen Hale-Bopp 1997 einen Durchmesser von 150 Millionen Kilometern erreichte. Da die Atmosphäre|atmosphärische Ozonschicht für die UV-Strahlung undurchlässig ist, kann die UV-Koma nur mit Satelliten untersucht werden.

Schweif

Die Bestandteile der Koma werden durch Strahlungsdruck und "weggeblasen", so dass sich etwa innerhalb der Marsbahn ein Schweif ausbildet, oder exakter zwei Schweife:

  • Ein schmaler, lang gestreckter Schweif (Typ-I Schweif), der im Wesentlichen aus Molekülionen besteht und auch Plasmaschweif genannt wird. Für diese Teilchen reicht der Strahlungsdruck als Erklärung nicht aus, so dass Ludwig Biermann 1951 eine von der Sonne ausgehende Partikelstrahlung, die heute genannt wird, als Erklärung hierfür postulierte. Heute geht man davon aus, dass die kometaren Ionen durch eine Wechselwirkung mit dem solares Magnetfeld|solaren Magnetfeld angetrieben werden, das von den geladenen Teilchen des Sonnenwinds mitgeführt wird.
  • Ein diffuser, gekrümmter Schweif (Typ-II Schweif), der auch Staubschweif genannt wird. Die kleinen Staubteilchen, die diesen Schweif bilden, werden durch den Strahlungsdruck der Sonne beeinflusst, dessen Wirkung durch eine Aufspaltung in zwei Komponenten erklärt werden kann:
    • Eine radiale Komponente, die der Gravitationskraft entgegengerichtet ist und wie diese quadratisch mit der Entfernung zur Sonne abnimmt. Dies wirkt wie eine effektive Abnahme der solaren Gravitationskraft, die Staubteilchen bewegen sich deshalb auf "Pseudo-Keplerbahnen", die sich für Staubteilchen verschiedener Größe unterscheiden, da der Strahlungsdruck von der Teilchengröße abhängig ist. Dies führt zu einer relativ starken Auffächerung des Staubschweifs im Vergleich zum Plasmaschweif.
    • Die andere wirksame Komponente des Strahlungsdruckes ist der Bewegungsrichtung der Staubteilchen entgegengerichtet und führt zu einer Abbremsung der Teilchen, die größer als die Wellenlänge des Lichtes sind, das heißt, größer als etwa 0,5 µm. Diese Teilchen bewegen sich langfristig genauso wie der sonstige interplanetare Präsolare Minerale|Staub auf Spiralbahnen Richtung Sonne (Poynting-Robertson-Effekt).
  • Sehr selten, bei besonderen Bahnkonstellationen, ist ein Gegenschweif (Typ-III Schweif) sichtbar. Hierbei handelt es sich jedoch nicht um eigenständigen Schweif, sondern nur um einen Geometrie|geometrischen Projektionseffekt: Wenn sich die Erde zwischen Sonne und Komet hindurchbewegt, ragt ein Teil des Staubschweifs, bedingt durch seine Krümmung, scheinbar über den Kometenkopf hinaus.

Der Materialverlust eines Kometen wurde bei "neuen" Kometen, die das erste Mal in Sonnennähe kommen, auf etwa 10 bis 50 Tonnen pro Sekunde geschätzt, nach mehrfacher Sonnenannäherung sinkt der Masseverlust auf weniger als 0,1 t/s. Diese geringen Materiemengen von maximal 0,03 bis 0,2 Prozent der Kometenmasse pro Sonnendurchgang bedeuten, dass die Schweife nur eine sehr geringe Dichte aufweisen. Die enorme Helligkeit der Schweife erklärt sich im Falle des Staubschweifs durch die große Oberfläche der mikroskopisch kleinen Staubteilchen, im Plasmaschweif trägt sogar jedes Atom bzw. Molekül zur Leuchtkraft bei. Dies führt im Vergleich zur Größe des Kometenkerns zu einer Erhöhung der Leuchtkraft um viele Größenordnungen.

Entstehung

Der hohe Anteil an leicht flüchtigen Substanzen wie z.B. und Kohlenmonoxid bedeutet, dass die Kometenkerne im äußeren Bereich des Sonnensystems entstanden sein müssen. Die Planetesimale aus dem Bereich der Äußere Planeten|äußeren Planeten, die nicht durch die Gasriesen aufgesammelt wurden, wurden dabei zu einem großen Teil so stark gestreut, dass sie das Sonnensystem verließen. Nur etwa 10 Prozent dieser gestreuten Körper bilden die Oortsche Wolke. Die Objekte jenseits der Neptun (Planet)|Neptunbahn unterlagen diesem Streuprozess nicht und bilden den Kuipergürtel.

Die Kometen verlieren mit jedem Umlauf um die Sonne einen kleinen Teil ihrer Masse (Physik)|Masse. Bei diesen Masseverlusten handelt es sich vor allem die flüchtigen Bestandteile der äußeren Schicht, so dass sie nach einigen hundert Sonnenumläufen kaum noch als Kometen zu erkennen sind. Diese Zeitspanne ist deutlich kürzer als das Alter des Sonnensystems. Die langperiodischen Kometen werden zudem bei ihrer Durchquerung des inneren Bereichs des Sonnensystems von den großen Planeten, vor allem durch Jupiter, so stark gestreut, dass sie nur für wenige Durchgänge als ehemalige Mitglieder der Oortschen Wolke identifiziert werden können. Es ist also ein Mechanismus notwendig, der die heute noch sichtbaren Kometen aus ihren sonnenfernen Bahnen in Sonnennähe bringt. Für die kurzperiodischen Kometen aus dem Kuipergürtel vermutet man hierfür Kollisionen originärer Transneptunische Objekte|Kuipergürtelobjekte, wodurch Bruchstücke ins Innere des Sonnensystems gelangen. Der Streuprozess langperiodischer Kometen ist noch nicht bekannt, es wird allerdings häufig der Einfluss vorbeiziehender Sterne oder noch nicht entdeckte Planeten (Planet X) bzw. ein noch unbekannter Begleitstern der Sonne (Nemesis (Stern)|Nemesis) als Ursache genannt.

Verschiedenes

Abgrenzung zu anderen Himmelskörpern

Die Unterscheidung zwischen Asteroiden und Kometen ist nicht immer ganz eindeutig. Man vermutet, dass einige der als Asteroiden klassifizierten Objekte mit stark elliptischen Bahnen, z.B. die Zentauren (Astronomie)|Centauren, "ausgebrannte" Kometenkerne sind, die von einer dicken Schicht nichtflüchtiger Substanzen bedeckt sind. Andererseits wird das ursprünglich als Asteroid Chiron (Planetoid)|2060 Chiron eingestufte Objekt seit der Entdeckung einer Koma als Komet klassifiziert und gemäß der Kometennomenklatur 95P/Chiron genannt.

Heute wird der Begriff Komet sowohl im populärwissenschaftlichen als auch im wissenschaftlichen Sprachgebrauch entgegen seiner ursprünglichen Definition oft für alle vermutlich eisigen Kleinplaneten verwendet. Beispiele hierfür sind die Objekte des Kuipergürtels und der Oortschen Wolke, die zwar leichtflüchtige Substanzen enthalten, aber aufgrund ihrer Entfernung von der Sonne niemals stark genug erwärmt werden, um eine Koma zu bilden. Von solchen Objekten wird aber angenommen, dass ihr Aufbau eher den Kometenkernen gleicht als den Asteroiden aus dem Asteroidengürtel, aber erst bei Apsis (Astronomie)|Periheldistanzen innerhalb der Jupiterbahn ist die Sonnenstrahlung stark genug, dass durch einen Sublimationsprozess eine Koma gebildet werden kann.

Meteorströme und Meteoriten

Die Teilchen des Staubschweifs verteilen sich entlang der Kometenbahn um die Sonne. Wie Giovanni Schiaparelli gezeigt hat, treten Meteorstrom|Meteorströme auf, wenn die Erde diese Bahn kreuzt. Bekannte Meteorströme sind die Leoniden oder die Perseiden.

Diese Ströme sind als Sternschnuppen leicht beobachtbar, das heißt, es fällt Kometenmaterial auf die Erde. Es wurden jedoch bisher noch keine Meteoriten entdeckt, die zweifelsfrei von Kometen stammen. Für einige sehr seltene Meteoritentypen wie z.B. die Chondrit|CI-Chondriten wurde zwar eine Verbindung zu Kometen vorgeschlagen, ein Beweis konnte allerdings bisher noch nicht erbracht werden. Auch Mikrometeoriten stammen überwiegend aus dem Asteroidengürtel, obwohl auch hier eine kometare Komponente diskutiert wird. Bisher steht also kein Material für Forschungen zur Verfügung, das zweifelsfrei kometaren Ursrpungs ist. Die direkte Untersuchung von Kometenmaterial ist jedoch für das Verständnis der Entstehung unseres Sonnensystem von großer Bedeutung, so dass man komplexe Raumfahrtmissionen mit Raumsonden wie Rosetta (Sonde)|Rosetta oder Stardust (Sonde)|Stardust durchführt, die das Kometenmaterial vor Ort untersuchen oder sogar Proben zur Erde zurückbringen können.

Besonders erwähnenswerte Kometen

  • Der Enckescher Komet|Enckesche Komet hat mit 3,31 Jahren die kürzeste Umlaufzeit aller bekannten Kometen, kann aber nicht mehr mit bloßem Auge beobachtet werden.
  • Der Komet Hale-Bopp war von 1996 bis 1997 mehr als 18 Monate mit bloßem sichtbar und hält damit den Rekord unter allen bekannten Kometen.
  • Der Halleyscher Komet|Halleysche Komet war der erste Komet, der (von Edmond Halley) als periodisch erkannt wurde und dessen Kern von einer fotografiert werden konnte.
  • Der Komet Wild 2 ist der erste Komet, aus dessen Koma von einer Sonde Teilchen eingesammelt wurden, die im Jahre 2006 zur Erde zurückgebracht werden sollen.
  • Auf dem Kometen Tschurjumow-Gerasimenko soll 2014 während der Rosetta (Sonde)|Rosetta-Mission erstmals eine Sonde landen.
  • Der Komet Shoemaker-Levy 9 zerbrach im Gravitationsbereich des Jupiter. Seine Bruchstücke schlugen zwischen dem 16 Juli und dem 22. Juli 1994 auf dem Planeten auf.

Weitere Kometen, siehe Liste der Kometen

Sungrazer (Sonnenstreifer)

Sonnenstreifer sind eine Gruppe von Kometen die der Sonne extrem nahe kommen bzw. sich durch die Sonnen bewegen. Durch die Sonnensonde SOHO konnten etwa 450 Kometen fotografiert werden. Schätzungen belaufen sich auf über 200.000 Objekte. Die meisten Sungrazer sind kleiner als 10 m und man nimmt an, daß diese die Bruchstücke größerer Kometen sind. Der 1965 von zwei japanischen Amateurastronomen entdeckte und später nach ihnen benannte Komet "Ikeya-Seki" war jedoch sogar bei Tageslicht zu sehen, so dass sein Durchmesser auf mehrere Kilometer geschätzt wurde. Der Großteil der Sungrazer gehören der Kreutz-Gruppe an.

Kometen und der Stern von Betlehem

Als Folge einiger eindrucksvoller Kometenerscheinungen wurde im 16. Jahrhundert|16. und 17. Jahrhundert ein Komet als Erklärung für den in der erwähnten Stern von Betlehem vorgeschlagen. Von den heute bekannten Kometen war keiner zur fraglichen Zeit (7-4 v.Chr.) am Himmel sichtbar, obwohl Chinesen|Chinesische Astronomen von einem Kometen im Jahr 5 v.Chr. berichten. Dies war aber ein eher unspektakuläres kleines Objekt und deshalb wahrscheinlich nicht mit dem Stern von Betlehem identisch. In früheren Zeiten galt ein Komet zudem meist als Unheilsbote und wäre kaum als Ankündigung für die Geburt des Sohns Gottes gedeutet worden.


Offene Fragen

In den letzten 20 Jahren sind in der Erforschung der Kometen sowie des Kuipergürtels große Fortschritte erzielt worden, es gibt jedoch noch immer viele offene Fragen:

  • Durch Spektralanalysen ist die Zusammensetzung der Koma mittlerweile sehr gut verstanden, über die molekulare Zusammensetzung des Kerns und der vom Kern entweichenden Muttermoleküle ist jedoch noch sehr wenig bekannt. Möglicherweise kommen in Kometen organische Moleküle die ähnlich oder sogar noch komplexer als diejenigen sind die in Meteoriten gefunden wurden. Viele Exobiologen setzen deswegen große Hoffnungen auf die weitere Erforschung der Kometen. Einige Theorien zur Entstehung des Lebens gehen davon aus, dass organische Moleküle aus Meteoriten oder Kometen die Entstehung des Lebens auf der Erde begünstigt oder gar erst ermöglicht haben. Die Anhänger der Panspermie vermuten sogar noch komplexere Biologie|biologische Moleküle oder möglicherweise sogar einfache sformen unter den CHON-Partikeln.
  • Nach den derzeitigen Theorien sind die Kometen aus der Oortschen Wolke in geringerer Entfernung zur Sonne entstanden als diejenigen aus dem Kuipergürtel. Um dies zu bestätigen, sollten Unterschiede in der chemischen Zusammensetzung nachgewiesen werden.
  • Der Mechanismus, durch den die Objekte der Oortschen Wolke ins Innere des Sonnensystems gestreut werden, ist noch nicht bekannt.
  • Es gibt Anzeichen für eine leichte Häufung von langperiodischen Kometen in Richtung des Sonnenapex. Sollte sich dies bei genaueren Untersuchungen bestätigen, hätte dies nicht nur Auswirkungen auf unser Verständnis der Oortschen Wolke, sondern auch des interstellaren Mediums in der Umgebung des Sonnensystems.
  • Mindestens eines, vermutlich aber mehrere erdgeschichtliche Ereignisse wurde durch den Impakt großer außerirdischer Körper verursacht, für die neben Asteroiden auch Kometen in Betracht kommen. So etwa der erdgeschichtliche Übergang von der Kreide zum Tertiär durch den KT-Impakt.
  • Die Erde hat verglichen mit anderen Körpern des inneren Sonnensystem einen deutlich größeren Wasseranteil, wofür von einigen Wissenschaftlern große Kometeneinschläge verantwortlich gemacht werden. Allerdings stimmen bisherige Messungen der Wasserstoffisotopenverhältnisse in einigen Kometen nicht gut mit dem Wasserstoffisotopenverhältnis von irdischem ozeanischem Wasser überein was aber auch daran liegen könnte, dass die gemessenen Kometen nicht repräsentativ waren.


Literatur

  • Kammerer/Kretlow: Kometen beobachten, Praktische Anleitung für Amateurbeobachter, Sterne und Weltraum Verlag, 1999, ISBN 3-87973-924-2
  • John C. Brandt, Robert D, Chapman: Introduction to Comets, Cambridge University Press, 2nd ed. 2004, ISBN 0-52100-466-7
  • Gary W. Kronk: Cometography: Vol.1 Ancient - 1799: A Catalogue of Comets, Cambridge University Press, 1999, ISBN 0-52158-504-X
  • Gary W. Kronk: Cometography: Vol.2 1800 - 1899, Cambridge University Press, 2003, ISBN 0-52158-505-8
  • S.V.M. Clube, W.M. Napier, M.E. Bailey: The Origin of Comets, Pergamon Press, 1990, ISBN 0-08034-858-0
  • Charnley S.B., Rodgers S.D., Kuan Y.-J., Huang H.-C.: Biomolecules In The Interstellar Medium And In Comets. Advances in Space Research (PDF) - (Diskussion über den Ursprung der nachgewiesenen organischen Moleküle)
  • Horner J., Evans N.W., Bailey M.E., Asher D.J.: The Populations of Comet-Like Bodies in the Solar system. Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 343 (2003) 1057 (PDF) - (Vorschlag einer neuen Taxonomie für kometenähnliche Körper)


Siehe auch

Portal Astronomie - Liste der Kometen - Astronomische Objekte - Meteoroid - Perseiden - Leoniden - Chiron (Planetoid)


Weblinks




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