Kometen - of staartsterren (Gr. : haarster), de steeds nog zeer raadselachtige nevelachtige hemellichamen, die meestal onverwacht verschijnen, om na een kortstondige zichtbaarheid weder te verdwijnen. De Koma (nevelachtige kop) is het essentieele bestanddeel van een k.; dikwijls bezit zij een meer of minder scherp begrensde kern. Vaak ontwikkelt zich uit de koma een staart, die altijd van de zon is afgekeerd: dit werd reeds door Seneca opgemerkt en opnieuw door Apianus vastgesteld. Alle heldere k., waarvan de geschiedboeken gewagen, hebben staarten gehad, die zich vaak over vele tientallen van graden uitstrekten (K. 1618 100°, K. 1769 90°, K. 1843 68°, K. 1861 III 120°).
Maar ook de prachtigste kometen zijn, als zij in zicht komen, eerst kleine zwakke nevels (de beroemde K. van Donati vertoonde twee maanden na de ontdekking nog niets bijzonders): de staart ontwikkelt zich pas later, blijkbaar door een van de zon uitgaande werking, en wel in het bijzonder, nadat de k. het perihelium harer loopbaan gepasseerd is. Dat de staartmaterie door de zon wordt afgestooten, wordt tegenwoordig algemeen aan de drukking van het licht toegeschreven; merkwaardigerwijze is deze verklaring al door Kepler bij wijze van onderstelling gegeven (1619). Het zijn deze kometenstaarten, die van oudsher op de verbeelding der menschen gewerkt hebben: men zag er zwaarden, roeden, fakkels in en beschouwde de k. als voorboden van rampen. Een oud versje zegt:
Unda, fames, ignis, contagia, proelia, motus Terrae, regnorumque vices, post funera regum, Haec sunt quae signat coeli tibi, munde, Cometes.
Hierin worden dus de k. als voorteekenen van waters- en hongersnood, brand, ziekten, oorlog, aardbeving en staatkundige beroeringen na den dood des vorsten beschouwd. In een Thuringsche kroniek van 1681 leest men : „A° 1066 beging der Keyser (Heinrich IV) das Osterfest dieses Jahrs zu Utrecht, und erschien dazumal ein schrecklicher Cornet, wol vierzehn Nachte lang. Kurz hernach ward der Keyser todtkrank und lag sehr hart darnieder zu Fritzlar in Hessen, dass auch die Erzte an seinem Leben versagten”. De hier genoemde schrikkelijke k. is die van Halley, die zich in dit jaar 1066 ook tijdens den slag van Hastings vertoonde. Dezelfde K. van Halley was in 461 getuige van den slag op de Catalaunische velden en werd in 1466 gezien, toen Europa bedreigd werd door den inval der Turken. Tallooze malen worden in oude kronieken k. vermeld en de schrijvers beschouwen de verschijning van het hemellicht niet als een toeval, maar stellen het voor de beschreven rampen, oorlogen of epidemieën verantwoordelijk. Het geloof aan het onheilspellende karakter der k. is tot diep in den nieuweren tijd olijven bestaan. Nog in 1829 trachtte de Engelsche arts Forster den noodlottigen invloed der k. op den gezondheidstoestand der menschheid aan te toonen.
Aristoteles hield de k. in het algemeen voor verschijnselen in den dampkring. „Er bestaan groote massa’s vette taaie dampen, die zich uit de aarde afscheiden. De sterren van den Melkweg trekken deze dampen steeds tot zich en steken ze aan: vandaar het flauwe licht van den melkweg, een steeds onderhouden bleeke vlam. Zijn er echter dampen te veel, dan blijven deze in de atmosfeer hangen, verzamelen zich, geraken in brand en vormen een k.” In den Almagest wordt met geen woord van k. gerept en ook de Arabieren, die in de Middeleeuwen de astronomische wetenschap hoog hielden, keurden de k. hunne belangstelling niet waard. De Chineezen zijn het eenige volk, dat ons waarnemingen omtrent kometenverschijningen uit.ouden tijd heeft nagelaten : wat in Chineesche kronieken op dit gebied sedert 612 v. Chr. voorkomt, is door den Chineeschen schrijver Ma-twan-lin verzameld (1644). In Europa zijn de eerste k.waarnemingen afkomstig van Toscanelli (1466) en Regiomontanus (1472). Tycho Brahe betoogde, daar hij bij de komeet van 1677 geen merkbare parallaxis vond, dat de k. veel verder dan de maan van ons verwijderd zijn. Langzamerhand vond de meening ingang, dat de k. in parabolen om de zon loopen en Borelli en Dörffel (leerling van Hevelius) bewezen dit resp. voor de k. van de jaren 1664 en 1680. Maar eerst Newton bracht klaarheid in het probleem.
Hij bewees dat de parabolische kometenbanen even goed als Keplers elliptische planetenbanen gevolg waren van de wet der zwaartekracht. Hij gaf bovendien een rekenwijze aan, die in staat stelde, om uit de schijnbare baan, die de k. tusschen de sterren door aflegt, hare werkelijke parabolische baan om de zon af te leiden. Zijn leerling Halley paste de methode toe op al het waarnemingsmateriaal, dat tot zijn beschikking was, en zag tot zijn verrassing, dat de k. van 1531 (door Apianus waargenomen), die van 1607 (door Kepler waargenomen) en die van 1682 (door hemzelven ontdekt) in nagenoeg identieke banen om de zon liepen. Op grond van de gelijkheid der tusschentijden (76 en 75 jaar) sprak hij de stelling uit, dat deze drie k. verschijningen zouden zijn van één en hetzelfde hemellichaam, dat in ongeveer 76 jaren in een zeer langgerekte elliptische baan om de zon loopt, gedurende verreweg het grootste deel dezer periode zeer ver van ons verwijderd is, en telkens maar korten tijd voor ons zichtbaar wordt. Hij voorspelde de terugkomst der k. tegen het jaar 1768 en zijn voorspelling is schitterend bewaarheid. (Zie HALLEY, KOMEET VAN). Hiermede was de eerste periodieke k. gevonden; (de tweede is die van Encke). Dat de parabool, waarvan Halley bij zijn berekeningen uitging, door een ellips vervangen kon worden, is een gevolg van de omstandigheid, dat deze beide kegelsneden, hoewel in zeker opzicht zeer verschillend — de ellips is een gesloten lijn, de parabool keert daarentegen niet in zich zelve terug — dicht bij den top zeer veel op elkaar kunnen lijken : in de figuur is binnen den cirkel (die de aardbaan voorstelt) de parabool niet van de ellips te onderscheiden. De methode, om parabolische loopbanen te berekenen, is door Olbers zeer verbeterd en vereenvoudigd; eerst Gauss leerde, hoe men uit drie waarnemingen een elliptische baan kan bepalen.
Het vraagstuk is eigenlijk eenvoudig een afstandsbepaling. Is de afstand der k. bekend, dan leert men ook de afmetingen kennen, en deze blijken vaak formidabel groot te zijn ; staarten van 100 of 150 millioen K.M. lengte komen voor. Het volumen van den kegelvormigen staart der K. van Donati kan men op het 1000-voudige van het volumen der zon stellen, en waarschijnlijk was alleen de kop der groote k. van 1811 bijna zoo groot als de zon. In scherpe tegenstelling tot deze enorme afmetingen staat de zeer geringe massa der k. Nog nooit heeft een k., ook als zij sommige leden van het zonnestelsel zeer dicht naderde — zooals de K. van Lexell, die 1 Juli 1770 de aarde op 6 maansafstanden passeerde, en de K. van Brooks, die 20 Juli 1886 dwars door het wachterstelsel van Jupiter heen ging — en zelve reusachtige storingen ondervond, ook maar de geringste storing teweeg gebracht. Men neemt als bovengrens van de massa der tot nog toe verschenen k. een honderdduizendste van de massa der aarde, en daarmede wordt dan haar dichtheid buitengewoon klein; de staart is waarschijnlijk in den regel vele honderden malen ijler dan het „luchtledig”, dat door de beste moderne luchtpompen verkregen kan worden. De dichtheid van den staart der K. van Donati b.v. is geschat op een twintigduizendmillioenste van die van dampkringslucht aan de oppervlakte der aarde. Hoe ijl meestal zelfs de kop is, wordt ook daardoor bewezen, dat herhaalde malen is waargenomen, dat een ster door een koma van vele duizenden K.M. dikte heen in onverzwakte helderheid zichtbaar bleef. — De Geschiedenis gewaagt van een 600-tal k., waargenomen vóór de uitvinding des kijkers. Sinds dien zijn er eveneens ongeveer 500 waargenomen, waaronder vele zeer zwakke.
Men kan er tegenwoordig wel op rekenen, drie of vier k. per jaar te zien verschijnen, maar daaronder zijn er dan altijd, die vroeger al eens waargenomen zijn, en die verwacht worden. Het aantal kometen is zeer gestegen, nadat in het midden der 18e eeuw Messier (1730— 1817) en anderen van het zoeken voornamelijk hun werk gingen maken: hij ontdekte 12 k. In de 19de eeuw zijn de voornaamste „kometenjagers” Pons (1761—1831) met 37 stuks, Tempel (1821—1889) met 22 stuks, en de nog levende astronomen Brooks (24) en Barnard (16). De k. worden ge-woonlijk naar het jaartal der ontdekking genoemd, waarachter men dan eerst A, B, C, voegt (volgorde der ontdekking), later I, II, III, (volgorde van den doorgang door het perihelium). Enkele der zeer bekende heeten naar hun ontdekkers (K. van Halley, Biela, Donati, Lexell) of naaiden voornaamsten berekenaar (K. van Encke): men zie de afzonderlijke artikelen. Behalve deze k. zijn de meest bekende : de K. van 1680, die een staart van 80° lengte vertoonde, en die de aanleiding was voor de theorie van Newton ; de K. van 1744, die op den vollen dag zichtbaar was en een 6-voudigen waaiervormigen staart had ; de schitterende K. 1811 I, die in kijkers 17 maanden lang zichtbaar is geweest, en 1843 die op den vollen dag vlak bij de zon gezien kon worden ; de K. 1861 II (met een staart van 40°, dien Schmidt te Athene zelfs over 120° meende te zien), 1862 III, bekend om haar relatie met de Perseiden en 1874 III (met een staart van 60°); de K. 1882 II, met die van 1811 en de K. van Donati de schitterendste der 19de eeuw ; de K. 1910 I (met een fraai gebogen staart van 40° lengte), die in Januari van dat jaar eenige avonden achtereen aan den avondhemel stond. Van de K. 1882 II, die op klaarlichten dag gemakkelijk zichtbaar was, valt nog te vermelden, dat zij voorbij de zonneschijf is getrokken, zonder dat men er een spoor van gezien heeft. Er zijn omstreeks 450 kometenbanen met voldoende nauwkeurigheid berekend, waarvan er meer dan 300 niet van een parabool kunnen worden onderscheiden; een paar zijn er zwak hyperbolisch, de rest is elliptisch. Onderzoekingen uit de laatste jaren hebben het hoogst waarschijnlijk gemaakt, dat de hyperbolische en de parabolische banen door de storingen der planeten uit oorspronkelijk elliptische banen zijn ontstaan, zoodat men tegenwoordig algemeen aanneemt, dat de k. tot ons zonnestelsel behooren.
De elementen der banen vertoonen zeer groote verscheidenheid ; de eccentriciteit loopt van 0,40 tot 1,0 (parabool) of iets meer (hyperbool); de helling heeft alle waarden van 0° tot 180°. Is de helling kleiner dan 90°, dan spreekt men van een rechtloopende k., omdat haar beweging dan gelijk gericht is met die van alle planeten ; de k. met een helling grooter dan 90° heeten terugloopend. De elliptische k. van zeer langgerekte banen hebben krachtens de harmonische wet een zeer grooten omloopstijd, vaak, maar dan met zeer groote onzekerheid, begroot op eenige eeuwen. De k. van korten omloopstijd (kleiner dan 80 jaar), te zamen ongeveer 50 in aantal, zijn tot eenige scherp gescheiden groepen (Kometenfamilies) te brengen. Acht hebben er omloopstijden van 60 tot 80 jaar, twee van 30 tot 40 jaar, twee van ongeveer 13 jaar, een 40-tal van 5 tot 8 jaar, terwijl dan tot de laatste familie ook de K. van Encke, met een omloopstijd van 3,3 jaar, te rekenen is. De uit deze omloopstijden berekende groote assen reiken met hare aphelia tot in de buuft der banen van Neptunus, Uranus, Saturnus en Jupiter, en er is niet aan te twijfelen, of de genoemde planeten hebben door haar attractie deze k., die oorspronkelijk in uiterst langgerekte banen om de zon liepen, en dus bestemd waren om slechts eens in afzienbaren tijd in haar (en onze) nabijheid te komen, in kleine elliptische banen geworpen van zeer verschillende afmeting en vorm. Intusschen zijn slechts 24 dezer k. tot nu toe werkelijk bij twee of meer verschijningen waargenomen en dus in den eigenlijken zin van het woord periodiek. Dat zijn de Neptunus-kometen Halley, Olbers, Pons-Brooks, Westphal-Delavan en Brorsen-Metcalf, de Saturnuskomeet Méchain-Tuttle en achttien Jupiterkometen, waaronder de k. Biela en Encke.
Het is zeker niet toevallig, dat de kortperiodische k. alle rechtloopend zijn en betrekkelijk kleine hellingen hebben, want alleen onder deze omstandigheden heeft de storende planeet geruimen tijd gelegenheid, haar storende werking uit te oefenen. De kometenfamilies moeten niet verward worden met de kometengroepen, waarop de Utrechtsche hoogleeraar Hoek de aandacht vestigde : k., die elkaar in vrijwel dezelfde baan soms met kleine tusschenruimte naloopen, en die mogelijkerwijs door splitsing van één k. ontstaan zijn. Zoo heeft men de kern der K. 1882 II zich in ettelijke deelen zien splitsen. — Over de natuur der k. is nog weinig bekend. Zooals reeds gezegd is, wordt thans wel algemeen aangenomen, dat zij tot ons zonnestelsel behooren ; aanhangers van een nevelhypothese kunnen dan in de k. de overblijfselen zien van den oernevel. Ook is men het er wel over eens, dat de staart ontstaat onder den invloed van den lichtdruk der zon ; de voor de vorming van meervoudige staarten noodige verschillende afstootende krachten, door Bredichin uitvoerig onderzocht, worden verklaard door de verschillende grootte der deeltjes, die de drukking van het licht ondergaan. Overigens is eigenlijk alles aan de k. nog volkomen raadselachtig. In het spectrum zijn bijna altijd de emissiebanden van koolmonoxyd en van cyaanverbindingen te zien. De helderste k. kaatsen echter ook zonlicht terug en de kop zal dus ook vloeibare of vaste deelen bevatten.
Dit is in overeenstemming met de beroemde ontdekking van Schiaparelli omtrent de identiteit van kometenbanen met die van meteoorzwermen als de Leoniden, Perseiden, Lyriden, Bieliden, enz., bepaald uit hun radianten. Meteoorzwermen zijn blijkbaar de splitsingsproducten van kometen: zoo heeft zich de k. van Biela om zoo te zeggen onder de oogen der waarnemers opgelost in een meteoorzwerm. Het is intusschen de vraag, of ook de staart uit meteoren bestaat, of misschien uit uitgeworpen en afgestooten gassen. Dit is wel zeker, dat als de aarde in botsing met een k. kwam, wij behalve andere verschijnselen, die misschien tot een groote katastrofe zouden leiden, ook geweldige en prachtige vallende sterrenregens zouden aanschouwen. De botsing van de aarde met een k. is een oud probleem, reeds een eeuw geleden door Olbers aan de orde gesteld. Hij bewees, dat de kans op de ontmoeting der aarde met een „toevallige” k. buitengewoon klein is. Natuurlijk staat de zaak met periodieke k. anders. Verschillende banen naderen de aardbaan tot op kleinen afstand en de zeer groote storingen, waaraan de kometenbanen onderworpen zijn, zouden ze zoo kunnen veranderen, dat er een snijpunt ontstaat, waar de k. en de aarde elkaar kunnen ontmoeten.
Ook hier is de kans uitermate klein, maar de historie vermeldt toch een paar gevallen, waarin een zeer dichte nadering voorspeld werd; de voorspelling gaf meestal tot groote onrust (in 1773 zelfs tot een paniek) aanleiding, het laatst in 1899: de K. 1866 I, die evenals de Leonidenzwermen een omloopstijd van iets meer dan 33 jaren heeft, zou volgens de berekening van Falb in November 1899 de aarde zeer dicht naderen. De k. is echter niet gezien, en zelfs heeft men tevergeefs naar een rijken vallende-sterrenregen uitgekeken. — De bijgevoegde afbeeldingen behoeven weinig toelichting. De beide eerste zijn gemaakt naar teekeningen van Bond te Cambridge bij Boston. De K. 1882 II is door Gill aan de Kaap de Goede Hoop gefotografeerd; de overige afbeeldingen zijn reproducties van de prachtige foto’s van Barnard. De streepjes stellen sterren voor. Beweegt een komeet zich snel tusschen de sterren door, dan moet men den leidkijker (zie ASTROFOTOGRAFIE) op de k. gericht houden, ten einde daarvan een scherpe afbeelding te verkrijgen, maar de sterren trekken dan noodzakelijkerwijs streepjes, des te langer, naar mate gedurende de expositie de k. zich over een grooteren afstand heeft bewogen.
Zonder de hulp der fotografie is het onmogelijk, een denkbeeld van de rijke bijzonderheden van den staart te krijgen : het oog ziet gewoonlijk niet meer dan een vage, dikwijls iets of wat gekromde nevelstreep. De beide laatste afbeeldingen vertoonen de merkwaardige zeer snelle veranderingen, die het uiterlijk van den staart in één dag ondergaan kan. Zij illustreeren duidelijk, dat de staart niet een vast aanhangsel van de k. is, maar met de rookpluim van een locomotief te vergelijken is. Telkens laten weer andere (gas-?) deeltjes onder den invloed der zonnewerking (zonnewarmte ?) los, worden vervolgens door de zon afgestooten, en vormen aldus een van de zon af gebogen staart. De kortperiodische k., die al heel vaak de beschreven werking van de zon ondergaan hebben, vertoonen meestal dan ook maar heel geringe staartvorming.
