Ein Komet (griech.: komḗtēs "Schopfstern", abgeleitet von kómē "Haupthaar, Mähne") oder Schweifstern ist ein kleiner Himmelskörper, der 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 diffusen, nebeligen, Koma genannten Hülle umgeben, die eine Ausdehnung von bis zu 2,7 Millionen 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 bei großen und sonnennahen Objekten eine Länge von mehreren 100 Millionen Kilometern erreichen kann. Meistens sind es aber maximal nur einige 10 Millionen Kilometer.

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

Verschwindet der Schweif und der Körper erscheint im Fernrohr als scharf umrissenes Gebilde, ist er von einem Asteroiden nicht mehr zu unterscheiden.

Links

• Wikipedia.de: Liste der Kometen
  

Die scheinbare Helligkeit gibt an, wie hell ein Himmels- körper – insbesondere ein Fixstern – von der Erde aus erscheint. Die scheinbare Helligkeit wird als Zahl angegeben, diese trägt den Zusatz Magnitude (kurz "mag", früher auch ^m), Größenklasse oder schlicht Größe. Je kleiner die Zahl, desto heller ist das Gestirn.

Die heutige Skala zur Messung der scheinbaren Helligkeit geht auf die griechischen Astronomen Hipparch (ca. 190–120 v. Chr.) und Ptolemäus (ca. 100–175 n. Chr.) zurück, welche die Sterne nach ihrer Helligkeit von Auge in sechs Größenklassen einteilten.

Die hellsten Gestirne wurden der ersten Größe zugerechnet, die schwächsten der sechsten Größe. Später wurde die Skala nach beiden Seiten hin erweitert, um sowohl hellere Objekte als auch – nach Aufkommen des Teleskops – schwächere Objekte einordnen zu können.

Die Helligkeitsskala wurde 1850 von Norman Pogson logarithmisch definiert, so dass ein Stern erster Größe genau 100 Mal so hell ist wie ein Stern sechster Größe. Sterne der ersten Größe sind ungefähr um den Faktor 2,5 mal heller als Sterne der zweiten Größe. Die Eichung der Skala erfolgte an sogenannten Standardsternen.

• Sehr große Teleskope reichen bis etwa zur 22. Größe, moderne Astrofotografie zur 25. Größe, was etwa einer Kerzenflamme auf dem Mond entspricht. Im Hubble Ultra Deep Field sind noch Galaxien mit einer Helligkeit von 29 mag erkennbar.

• Hellere Objekte als 1. Größe erhalten ein negatives Vorzeichen, z.B. die Venus −4,4 mag, die Sonne −26 mag.

• Der Polarstern hat eine scheinbare Helligkeit („Magnitude“) von etwa zwei (2,0 mag).

Links:

Bayrischer Rundfunk, Sterngucker: Helligkeit und Grössenklassen der Sterne

Auf dieser Seite ist eine Helligkeitsskala abgebildet:

• die Grenze für das bloße Auge liegt bei 6,0 mag (Idealbedingungen)
• die Grenze für das bloße Auge in heller Umgebung (Stadt) liegt bei ca. 4 mag
• die Grenze für Ferngläser liegt bei 8,5 mag
• die Grenze für 60mm Teleskope liegt bei 10,25 mag

Außerdem eine Übersicht zu den scheinbaren maximalen Helligkeiten von Himmelsobjekten:

• Vollmond: -12,73 mag
• Halbmond: -10 mag
• Venus: -4,67 mag
• Jupiter: -2,94 mag
• Mars: -2,91 mag
• Merkur: -1,9 mag
• Sirius: -1,46 mag
• Saturn: -0,47 mag
• Wega: 0,03 mag
• Polarstern: 1,97 mag
• Uranus: 5,5 mag (unter Idealbedingungen mit bloßem Auge sichtbar)

Der Kuipergürtel (englisch Kuiper belt) ist eine ringförmige, relativ flache Region, die sich in unserem Sonnensystem außerhalb der Neptunbahn in einer Entfernung von ungefähr 30 bis 50 Astronomischen Einheiten (AE) nahe der Ekliptik erstreckt und tausende Objekte, darunter schätzungsweise mehr als 70.000 Objekte mit mehr als 100 km Durchmesser, enthält.

Die Objekte in diesem Bereich werden als Kuiper Belt Objects (KBO) oder transneptunische Objekte (TNO) bezeichnet.

Man vermutet, dass ein Großteil der Kometen mit mittleren Perioden aus dem Kuipergürtel stammt. Während man früher davon ausging, dass die Kometenkerne nahezu unverändert aus ihrer Bahn geworfene KBOs sind, geht man heute jedoch davon aus, dass es sich bei den Kometenkernen um Fragmente handelt, die aus Zusammenstößen von KBOs stammen.

Mit Stand 2005 sind acht KBOs bekannt, deren Durchmesser (bei Unsicherheiten von 10–15 %) um 1000 km oder mehr liegt. Die größten bekannten Objekte im Kuiper-Gürtel sind:

• Plutinos: Pluto (2320 km), (90482) Orcus (1600–1800 km), Charon (1270 km), (28978) Ixion (400–550 km)
• CKBOs: (136472) Makemake (1800 km), (136108) Haumea (1300 × 1800 km), (50000) Quaoar (1250 km), (20000) Varuna (450–750 km)
• SKBOs: (136199) Eris (2326 km), (55565) 2002 AW₁₉₇ (890 km)

Als Plutinos, nicht zu verwechseln mit Plutoiden, werden in der Astronomie jene Objekte des Kuipergürtels bezeichnet, deren Bahnelemente mit denen von Pluto vergleichbar sind. Diese Umlaufbahnen werden durch eine 3:2-Resonanz zur Umlaufbahn des Planeten Neptun stabilisiert, das heißt, während dreier Neptunumläufe umrunden sie die Sonne zweimal. Durch diese Synchronisierung werden enge Begegnungen mit Neptun vermieden.

CKBOs sind "klassische" Kuipergürtelobjekte (Classical Kuiper Belt Objects, auch Cubewanos), die Objekte laufen auf nahezu kreisförmigen Bahnen. SKBOs sind "gestreute" Kuipergürtelobjekte (Scattered Kuiper Belt Objects), SKBOs haben eine stark elliptischen Bahnkurve.

Vier der fünf anerkannten Zwergplaneten stammen aus dem Kuipergürtel: Pluto, Makemake, Haumea, Eris.

Die Oortsche Wolke (andere Schreibweise: Oort'sche Wolke), manchmal auch als Zirkumsolare Kometenwolke oder Öpik-Oort-Wolke bezeichnet, ist eine bisher nicht sicher nachgewiesene Ansammlung astronomischer Objekte im äußersten Bereich unseres Sonnensystems.

Die Wolke wurde 1950 vom niederländischen Astronomen Jan Hendrik Oort als Ursprungsort der langperiodischen Kometen postuliert. Oort griff damit einen Vorschlag des estnischen Astronomen Ernst Öpik von 1932 auf.

Oort gründete seine Hypothese auf die Untersuchung von Kometenbahnen und auf die Überlegung, dass die Kometen nicht aus den bekannten Regionen des Sonnensystems stammen könnten, wie bis dahin angenommen wurde. Kometen werden im Verlauf von mehreren Passagen des Bereiches der Planeten durch den stärkeren Sonnenwind und die Ausbildung eines Kometenschweifs zerstört; nach den alten Voraussetzungen dürften sie daher heute nicht mehr vorkommen.

Die Oortsche Wolke besteht nach heutiger Auffassung aus Gesteins-, Staub- und Eiskörpern unterschiedlicher Größe, die bei der Entstehung des Sonnensystems und dem Zusammenschluss zu Planeten übrig geblieben sind. Diese sogenannten Planetesimale wurden von Jupiter und den anderen großen Planeten in die äußeren Bereiche des Sonnensystems geschleudert. Durch den gravitativen Einfluss benachbarter Sterne wurden die Bahnen der Objekte mit der Zeit so gestört, dass sie heute nahezu isotrop in einer Schale um die Sonne herum verteilt sind. Wegen der weit größeren Entfernung zu den Nachbarsternen sind die Objekte der Oortschen Wolke trotz ihres relativ großen Abstandes zur Sonne gravitativ an diese gebunden, also feste Bestandteile des Sonnensystems.

Durch den Einfluss der Gravitationsfelder der benachbarten Sterne sowie der galaktischen Gezeiten werden die Umlaufbahnen der Objekte der Oortschen Wolke gestört und einige von ihnen geraten ins innere Sonnensystem. Dort erscheinen sie dann als langperiodische Kometen, mit einer Periode von mehreren tausend Jahren.

Kurzperiodische Kometen können sich nicht aus Kometen der Oortschen Wolke bilden, da eine hierfür benötigte Störung durch die großen Gasplaneten zu ineffektiv ist.

Die Oortsche Wolke ist nicht der einzige Ursprungsort von Kometen: Kometen mit einer mittleren Periodenlänge stammen auch aus dem Kuipergürtel.