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Kometenkerne sind lockere Gebilde, deshalb kann es vorkommen, dass sie auseinanderbrechen oder ganz zerbröseln. Ein aktuelles Beispiel ist Schwassmann-Wachmann 3 dessen Zerfall auch von Amateuren aktuell verfolgt werden kann, da der Komet am 12. Mai 2006 in nur 11.6 Millionen Kilometern Distanz an der Erde vorbeiziehen wird.
Das Auseinanderbrechen des Kometen begann Ende 1995. Damals wurden drei getrennte Bruchstücke beobachtet. Inzwischen wurden mit professionellen Instrumenten über 40 Trümmer gezählt. Zwei dieser Bruchstücke können auch mit kleineren Teleskopen aufgesucht werden. Es sind die Stücke B und C. Diese beiden Fragmente könnten Mitte Mai hell genug werden, dass sie leicht mit einem Fernglas gefunden werden könnten. Inzwischen ist das Fragment B weiter zerbrochen, so dass eine Helligkeitsprognose schwierig ist.
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 Kern des Kometen Tempel 1. ©Deep-Impact, JPL/NASA. |
Der Kometenkern ist der einzige feste Bestandteil des Kometen. Der Schweifstern selbst ist fein verteiltes Gas und Staub im Vakuum des Weltraums. Er stammt aus der Entstehungszeit des Sonnensystems und wurden durch die Schwerkraft der grossen Planeten auf Bahnen weit entfernt von der Sonne gebracht und dort tiefgefroren. In der Kälte konnte die Materie unverändert die Zeitalter überdauern bis der Kern wieder in das innere Sonnensystem abgelenkt wurde. Die Forschung erhofft sich von den Kometenkernen Einsichten in die Chemie des solaren Nebels, aus dem auch die Erde entstanden ist. Beispielsweise ist die Frage nach dem Ursprung des Wassers der Ozeane noch offen. Weder die Erklärung eines Ausgasens aus dem Erdinneren noch der reine Ursprung aus einschlagenden Kometen kann die grosse Menge Wasser erklären. Auch steht die Vermutung im Raum, dass die Chemie, die das Leben auf der Erde entstehen liess, von den Kometen stammt.
Kometenkerne sind typischerweise nur wenige Kilometer grosse Brocken. Wegen dieser bescheidenen Grösse entziehen sich ihre Oberflächen der direkten Beobachtung durch Teleskope. Von der Erde aus kann man jedoch die Chemie der in der Sonnenwärme verdampften Gase untersuchen. Das ultraviolette Licht der Sonne und der Sonnenwind brechen die vom Kometen stammenden Moleküle aber auf, so dass die Aussagekraft schlussendlich beschränkt bleibt. Auch die mechanischen Eigenschaften der Kometenkerne (hart oder weich, massiv oder pulvrig) können nur durch Raumsonden untersucht werden. Auch kann in der Nähe des Kerns frisch sublimiertes Gas und frischer Staub untersucht oder eingesammelt werden.
Der erste Kometenkern, der von einer Raumsonde fotografiert wurde, war der Kern des Kometen Halley. Die ESA-Sonde Giotto passierte im Jahre 1986 den Kometen in einer Entfernung von gut 500 km. Die Überraschung damals war, dass der Kometenkern so dunkel wie ein Stück Kohle war. Auch der von der Raumsond Deep-Space 1 fotografierte Kern des Kometen 19P/Borelly war sehr dunkel und hatte an seiner Oberfläche kaum Wassereis.
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| Ein Mikrometer grosses Staubkorn des Kometen Wild 2. University of Washington, Stardust, NASA. |
Die Sonde Stardust flog 2004 am Kometen Wild 2 vorbei. Dabei gelang es, Staubkörner aufzufangen, die vom Kometen freigesetzt wurden. Diese mikroskopischen Staubkörner wurden zur Erde zurückgebracht und werden gegenwärtig analysiert. Erste Ergebnisse im Johnson Space Center der NASA zeigen, dass Kometen aus einer Mischung von Materialien bestehen, die in allen Temperaturbereichen, also sowohl nahe an der Sonne als auch weit von ihr entfernt, entstanden sind. Man fand in den Staubkörnern des Kometen Wild 2 das weit verbreitete Silikat Olivin, sowie Mineralien die reich an Aluminium und Kalzium sind. Diese Mineralien weisen darauf hin, das einmal Temperaturen von tausend Grad Celsius geherrscht haben müssen. Es könnte sich um Bruchstücke kleiner Schmelzkügelchen, den sogenannten CAIs, aus dem Urnebel handeln. Solche CAIs werden auch in manchen Meteoriten gefunden. Sie stammen aus der frühesten Zeit des Sonnensystems und könnten durch bipolare Jets der entstehenden Sonne oder während der Zeit der Planetenentstehung weiter von der Sonne weg verfrachtet worden sein. Auch Dichtewellen in der protoplanetaren Staubscheibe könnten solche CAIs erklären.
Die Oberfläche eines Kometen ist der kosmischen Strahlung und dem UV-Licht der Sonne ausgesetzt. Sie wird dadurch chemisch verändert. Die ursprünglichsten leichtflüchtigen Komponenten (Kohlenstoff-Verbindungen) müssten einige Meter unter der Oberflächenschicht geschützt vor der Strahlung liegen. Die NASA-Sonde Deep-Impact ging beim Komet Tempel 1 ziemlich Rabiat vor. Um Material aus einigen Metern Tiefe freizulegen, wurde kurzerhand ein über 300 kg schwerer Kupferblock auf Kollisionskurs gebracht. Die Einschlagexplosion schleuderte nicht nur Gas und Staub in die Höhe, sonder zeigte auch, dass man den Kometen eher als ein durch ein klein wenig Schwerkraft zusammengehaltenen Staubhaufen mit Eis (Methan, Kohlendioxyd, Wasser) dazwischen zu verstehen hatte.
Das Auseinanderbrechen eines Kometenkerns ist die natürliche Art, wie das ursprüngliche, konservierte Material freigesetzt werden kann. Deshalb ist die aktuelle Beobachtung der Kometenbruchstücke des Kometen 73P/Schwassmann-Wachmann 3 besonders spannend. Die Spektrometer der Grosssternwarten können so die chemische Zusammensetzung in den freigesetzten Gasen laufend beobachten. Die europäische Sonde Rosetta wird den nächsten Schritt wagen, nämlich auf einem Kometenkern landen. Dies dürfte allerdings erst 2014 mit dem periodischen Kometen 67P Churyumov-Gerasimenko so weit sein.
Das Auseinanderbrechen des Kometen 73P/Schwassmann-Wachmann 3 sorgte für eine Kette mehr oder weniger heller kleinerer Kometen. Da die Bruchstücke weiter auseinanderfallen, ist eine Helligkeitsprognose schwierig. Es dürfte jedoch im Mai 2006 auch beim hellsten Bruchstück C nicht über die fünfte Grössenklasse hinaus gehen. Wahrscheinlicher ist es, dass sämtliche Fragmente wesentlich schwächer bleiben. Das bedeutet, dass man sich in Stadtnähe mit Sternkarte und Fernglas auf die Suche machen muss. Nur im Hochgebirge dürfte unter optimistischen Annahmen die Beobachtung von blossem Auge eine Chance haben. Eine Kometenerscheinung, die auch dem interessierten Laien in das Auge springt, ist nicht zu erwarten. Die schwächeren Bruchstücke dürften den Amateurastronomen mit grösseren Teleskopen vorbehalten bleiben.
Der Komet wird deshalb relativ hell, weil er ziemlich nahe an der Erde vorbeizieht, ohne aber irgendeine Gefahr für die Erde oder uns darzustellen. Dies wird Mitte Mai 2006 der Fall sein. Der Komet bewegt sich in seinen sonnennahen Bahnabschnitten schneller als die Erde und überholt sie deshalb. Der Komet war zuerst eher am Abendhimmel zu sehen und zieht nun während dem Überholen etwas ausserhalb der Erdbahn an uns vorbei. In dieser Zeit ist er mehr oder weniger die ganze Nacht über beobachtbar. Danach, d.h. ab Mitte Mai, wird er nur in der zweiten Nachthälfte zu sehen sein. Ab dem 20. Mai verschwindet in unseren Breiten der Komet in der Morgendämmerung. Er wird zu diesem Zeitpunkt erst aufgehen, wenn die Dämmerung bereits begonnen hat.
Aufgrund der Erdnähe wandert der Komet sehr rasch vor dem Hintergrund der Fixsterne. Anfang Mai steht der Komet - oder besser gesagt die Kometenkette - vor dem Sternbild Herkules, wandert dann durch die Leier, den Schwan über das Sternbild Pegasus bis in die Fische, wo er in der Morgendämmerung verschwindet. Wenn er wieder im August in der Morgendämmerung erscheint, ist er nur noch für den sehr gut ausgerüsteten Amateurastronom beobachtbar. Der Komet hat eine Umlaufszeit von nur 5.35 Jahren (genaue Bahnelemente) und gehört damit zu den kurzperiodischen Kometen, die durch die Schwerkraft des Jupiters einst auf diese enge Bahn um die Sonne gezwungen wurden. Zu einer vergleichbar nahen Begegnung mit der Erde wie 2006 wird es allerdings erst nach drei weiteren Umläufen von Schwassmann-Wachmann 3 kommen: Anfang August 2022. |
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