Kometen of staartsterren, eigenlijk haarsterren, daar de naam van het Grieksche woord nóun (hoofdhaar) is afgeleid, vormen eene zonderlinge afdeeling van hemeliigchamen in ons zonnestelsel, die gewoonlijk slechts korten tijd, wanneer zij tot de zon en tevens tot de aarde genaderd zijn, aan het gewapend of ongewapend oog zich vertoonen, om daarna gedurende een tijdperk van vele — soms honderde en duizende — jaren te verdwijnen. Haren naam ontleenen zij aan hare gedaante, waarin wij 3 deelen onderscheiden, namelijk het nevelachtig hulsel, de kern en den staart. Het eerste vormt eene lichtgevende, doorschijnende massa, welke de tweede — doorgaanseen lichtgevenden ring of eenige gelijk middelpuntige ringen — omgeeft, en de staart is zeer doorzigtig, zoodat de kleinste sterren er doorheen blinken.
Ook is deze op eenigen afstand van het nevelachtige hulsel gekromd, en wel naar de zijde, van waar de komeet komt, en somtijds zoo lang, dat hij zich over 90° aan het uitspansel uitstrekt — alzoo over millioenen mijlen. De staarten der vermaarde kometen van 1811 en 1858 hadden eene lengte van 10 tot 25 millioen geogr. mijl en eene middellijn van 100000 geogr. mijl nabij de kern en van meer dan 2 millioen geogr. mijl nabij het uiteinde. Somtijds ontwaart men een dubbelen of drievoudigen staart,—ja, de komeet van 1766 had 3 dubbele staarten, die te zamen een waaijer vormden. Intusschen is het voorkomen eener komeet, vooral dat van haren staart zeer veranderlijk. Tevens is het moeijelijk de wezenlijke veranderingen te onderscheiden van de schijnbare, voortvloeijende uit haren gewijzigden stand met betrekking tot de zon en de aarde. In den regel worden de kometen grooter naar gelang zij zich meer verwijderen van de zon. In menig geval is dit welligt schijnbaar, omdat wij haar tegen donkerder achtergrond waarnemen, wanneer zij zich wegspoedt van de zon; in sommige gevallen echter heeft men werkelijk eene vergrooting waargenomen.
In vroeger tijd waren de plotselijk verschijnende, vaak zonderling gevormde kometen wegens haar geheimzinnigen aard en schijnbaar onregelmatige bewegingen voorwerpen van verbazing niet alleen, maar ook van ontzetting en bijgeloovige vrees, daar men haar als voorboden beschouwde van groote volksrampen. Dat bijgeloof is in onze dagen nagenoeg geheel verdwenen — althans bij de beschaafde natiën.
Immers het aantal kometen is sedert de uitvinding der verrekijkers aanmerkelijk vermeerderd, zoodat er bijkans geen jaar voorbijgaat, waarin men geene voor het bloote oog onzigtbare (telescopische) kometen ontdekt, — ja, wel eens 4 tegelijk. Slechts een klein getal dier kometen wordt voor ons zigtbaar, — alleen zulke, welke digt genoeg tot de zon naderen en des nachts aan den hemel staan, daar slechts enkelen, met ongemeene helderheid bedeeld J zooals die van 43 vóór Chr. en van 1402, 1532, 1577, 1744, 1843, 1860 en 1861, of zich bij totale zonsverduisring vertoonende, bij dag konden gezien worden. Ook blijven velen onzigtbaar, omdat de hemel bewolkt is of omdat zij alleen op het grootendeels onbewoond zuidelijk halfrond waargenomen kunnen worden. Hieruit kan men opmaken, hoe groot het aantal kometen is, — het bedraagt althans duizenden, welligt millioenen.
De bewegingen der kometen zijn schijnbaar zeer onregelmatig. Sommigen bewegen zich, evenals de planeten, van het westen naar het oosten om de zon; men noemt haar regtloopende. Anderen daarentegen — de terugkopende — spoeden zich voort in tegenovergestelde rigting. Zij doorloopen alle deelen des uitspansels, zonder, evenals de planeten, aan bepaalde grenzen gebonden te zijn. Sommigen zijn slechts eenige dagen, anderen maanden aaneen zigtbaar. De Engelsche sterrekundige Halley was de eerste, die eene berekening beproefde van de loopbanen der kometen, nadat Newton had aangetoond, dat de bewegingswetten der kometen niet verschillen van die der planeten. Allen bewegen zich in eene kegelsnede, in wier eene brandpunt zich de zon bevindt,—velen bepaaldelijk en waarschijnlijk bijna allen in ellipsen, die zich door grootere uitmiddelpuntigheid van de loopbanen der planeten onderscheiden. Dit blijkt door het verschil tusschen den kleinsten en den grootsten afstand van de zon: zelfs bij de planeet, wier loopbaan het meest van den cirkelvorm afwijkt is de grootste afstand van de zon slechts dubbel zoo groot als de kleinste, terwijl de kometen bijna alle op haren grootsten afstand van de zon viermaal zoover van deze vewijderd zijn als bij haren geringsten afstand.
Intusschen komen zij somtijds veel digter bij de zon dan de nabij deze geplaatste planeten: de groote komeet van 1843 was gedurende hare grootste nadering tot de zon slechts 14000 geogr. mijl van de oppervlakte van deze verwijderd, terwijl die van 1729 niet digter bij de zon kwam tot een afstand van 84 millioen geogr. mijl. Is welligt de loopbaan eener komeet eene parabool of hyperbool, dan kan zij slechts eenmaal in de nabijheid der zon verschijnen en moet zich vervolgens in het oneindige van dat hemelligchaam verwijderen. Van alle tot nu toe waargenomen kometen, wier loopbanen berekend werden, heeft ongeveer het vierde gedeelte bepaaldelijk eene ellips tot loopbaan. Het twintigste gedeelte schijnt zich langs eene hyperbool voort te spoeden, en de overigen schijnen de parabool te volgen. Men moet echter niet vergeten , dat bij het eindpunt der groote as eene ellips zeer veel overeenkomst heeft met eene parabool.
Het bepalen van de loopbaan eener komeet is zeer moeijelijk, omdat wij slechts een betrekkelijk klein gedeelte dier baan kunnen waarnemen, zoodat men haar uit weinige punten moet construéren of berekenen. Delambre, Schumacher, Otters, Galle, Kaiser enz. hebben zich met het berekenen van loopbanen van kometen bezig gehouden, en de lijst van Olbers , door Galle tot 1863 voortgezet, bevat 231 kometen, wier loopbanen berekend zijn. Den langsten omloopstijd bevat die van Halley, alzoo genaamd naar den bovengenoemden Engelschen sterrekundige Edmund Halley, die bij hare komst in 1682 uit hare elementen aanwees, dat zij dezelfde was, welke zich in 1531 en 1607 aan den hemel had vertoond.
Inderdaad, wanneer men vasthoudt aan den omloopstijd van 75 tot 78 jaren, blijkt het, dat zij ook reeds vroeger, van het jaar 12 vóór Chr. af, de opmerkzaamheid der kroniekschrijvers heeft gewekt. Salley voorspelde haren terugkeer in 1768 en 1759, en den 25sten December 1758 werd zij door Pahlitzsch, een landbouwer bij Dresden, het eerst weder ontdekt. Volgens de berekeningen van Burchhardt, Damoiseau, Pontécoulant en Rosenberger zou zij in 1835 in het midden van November weder haren naasten stand bij de zon bereiken, en deze berekeningen verschilden weinig van de waarheid. Deze komeet is tot nu toe steeds met het bloote oog zigtbaar geweest, doch de lengte van haren staart en hare helderheid verminderen. Zij komt in 1911 of 1912 terug.
Men kent voorts eene groep van telescopische kometen met een omloopstijd van 3 tot 14 jaren, namelijk die van Encke, Biela, Faye, Brorsen, d'Arrest, Winnecke en Tuttle. Eene telescopische komeet, den 26sten November 1818 door Pons te Marseille ontdekt, bleek op grond der berekening van Encke dezelfde te wezen als de in 1786, 1795 en 1805 waargenomene. Encke bepaalde haren omloopstijd op 3 jaren en 115 dagen, en de komeet, naar den berekenaar harer loopbaan genoemd, heeft dezen regt laten wedervaren, daar zij zich in 1862, 1865, 1868 en 1871 vertoonde. In laatstgenoemd jaar bemerkte men kort vóór haar verdwijnen een staart ter lengte van eenige graden. Merkwaardig is voorts dat de omloopstijd van deze komeet allengs kleiner wordt, namelijk 3 uur in eiken volgenden omloop, hetgeen toegeschreven wordt aan den aether, welke door zijn tegenstand de middelpuntvliedende kracht doet verminderen, weshalve de komeet bij hare geleidelijke nadering tot de zon allengs kleiner loopbaan erlangt en eindelijk zich met de zon vereenigen zal. — De komeet van Biela is alzoo genoemd naar von Biela, die haar den 28sten Februarij 1826 te Josephstadt in Bohemen ontdekte.
Deze, reeds in 1772 en 1805 waargenomen, volbrengt haren togt om de zon in 83/4de jaar en is bij haren naasten stand bij de zon evenver als onze aarde van haar verwijderd, zoodat eene botsing van die beide tot de mogelijkheden behoort. Volgens de waarschijnlijkheidsrekening echter kunnen er millioenen jaren verloopen zonder dat iets dergelijks plaats heeft. In de jaren 1832, 1845 en 1846 werd deze komeet wederom waargenomen, maar in het midden van Januarij in laatsgenoemd jaar ontwaarde men in plaats van ééne komeet een tweetal; zij waren 41000 geogr. mijl van elkander verwijderd, en nu eens was de eene dan weder de andere de helderste. In 1852 bevonden zij zich echter reeds 850000 geogr. mijl van elkaar. Men heeft haar in 1859, wegens hare ongunstige standen met betrekking tot de aarde, niet waargenomen, en in 1865 op alle observatoria te vergeefs naar die beide gezocht, zoodat deze dubbele komeet zich hoogst waarschijnlijk in de ruimte heeft opgelost. — De derde der genoemde kometen , die van Faye, werd door laatstgenoemde den 22sten November 1843 te Parijs ontdekt, en hij berekende, dat zij een omloopstijd bezit van 7 ⅓ de jaar. Men heeft haar dan ook in 1850 te Cambridge waargenomen en voorts tot in Maart des volgenden jaars in Rusland en Noord-Amerika, alsmede in 1858 te Berlijn, te Cambridge en elders. — De komeet. van Brorsen, door dezen den 26sten Februarij 1846 te Kiel ontdekt, werd in 1851 niet gezien, doch in 1857 op nieuw ontdekt door Bruhns te Berlijn. Zij heeft een omloopstijd van 5 ½ de jaar en kwam in 1868 terug. — De vijfde, die van d’Arrest, door dezen ontdekt te Leipzig den 27sten Julij 1851, heeft een omloopstijd van 6 ½ de jaar en is volgens de berekeningen van Villarceau tegen het einde van 1857 en het begin van 1858 waargenomen aan de Kaap de Goede Hoop; ook zag men haar in 1868.
De zesde komeet, die van Winnecke en door dezen den 8sten Maart 1858 te Bonn ontdekt, heeft een omloopstijd van 5 ½ de jaar en is dezelfde als die van 1819 en van 1869. — Eindelijk behoort tot die groep nog de komeet van Tuttle en Bruhns, door hen ontdekt in Januarij 1858. Zij heeft een omloopstijd van 13 ⅗ de jaar, is reeds in 1790 gezien, en keerde in 1871 terug. — Eene komeet met een omloopstijd van 5 ½ de jaar, den 22sten Augustus 1844 door de Vico te Rome ontdekt, heeft men nog niet weêrgezien. — Eene andere, in 1815 door Olbers waargenomen en volgens Bessel een omloopstijd van 74 jaren bezittende, wordt later terug gewacht, alsmede die van Westphal, den 24sten July 1852 ontdekt en in 61 jaren hare baan doorloopende. Eene komeet, in 1770 door Lexell waargenomen, bezat volgens zijne berekening een omloopstijd van 5'/2 jaar. Gedurende haren omloop naderde zij echter bij herhaling tot de planeet Jupiter, die eerst hare baan wijzigde en vervolgens daaraan zoodanige gedaante gaf, dat zij — de komeet — niet kan terugkeeren. De komeet van 1811 heeft volgens de berekening van Argelander een omloopstijd van 3000 en die van 1858 eene van 1880 jaren.
Omtrent den aard der komeeten is nog weinig bekend. Wij weten reeds lang, dat zij geene luchtverhevelingen, geene wisselvallige verschijnselen zijn, maar hemelligchamen, die zich volgens eene der kegelsneden om de zon bewegen. Hare massa is zeer gering. De komeet van 1770 kwam zeer digt bij de aarde en zoo op slechts 1/5000 ste bezeten had van de massa van deze, zou zij aanmerkelijke storingen hebben veroorzaakt in den loop dezer planeet. Hoewel men bp de kometen geene schijngestalten waarneemt, mag men onderstellen, dat zij haar licht ontvangen van onze zon. Immers schijngestalten kan men alleen bij vaste ligchamen opmerken. Het licht der planeet kan men volkomen polariséren; het heeft alzoo de eigenschap van teruggekaatst licht. Ook de spectraal-analyse heeft haar onderzoek tot de kometen uitgestrekt.
Het lichtspectrum der kometen geeft geenszins, zooals dat van vaste ligchamen, donkere lijnen, maar, evenals die van gassen, onderscheidene heldere strepen, zoodat men daaruit opmaakt, dat kometen gasvormige ligchamen zijn. Zij heeft voorts doen blijken, dat in het spectrum der kometen gewoonlijk 3 lichte banden gezien worden, van welke de middelste nagenoeg zamenvalt met de magnesiumlijn. De banden in het kometenspectrum hebben denzelfden stand als sommige waterstoflijnen, weshalve men onderstelt, dat dit gas in de kometen sterk vertegenwoordigd is. De 3 lichte banden zpn door donkere tusschenruimten gescheiden, ’t geen men ook in ’t spectrum van kool opmerkt. Daar nu het licht der komeet alleen van de kern kan komen, koestert men de onderstelling, dat deze uit gloeijend koolgas bestaat. De omstandigheid, dat de omvang der kometen kleiner wordt, wanneer zij naderen tot de zon, vindt ook daarin eene verklaring, dat de zonnewarmte een gedeelte van het nevelachtig omhulsel in damp verandert, die op het verminderen der warmte weder digt wordt. Voorts is het raadselachtig, dat niet alle kometen staarten hebben; welligt zijn deze somtijds te klein of te weinig verlicht om te worden waargenomen.
Even onverklaarbaar is het, dat somtijds de staart naar de zon is toegekeerd of, bp aanwezigheid van meer dan één staart, de een naar dat hemelligchaam gebogen en de ander er van afgewend is. Daar de meeste kometenstaarten zich vertoonen als waren zij overlangs verdeeld door eene donkere middenstreep, bestaat er grond voor het vermoeden, dat zij holle, doorzigtige kegels zijn met een zwak licht. Wijders heeft men bij groote kometen tegenover den staart waaijervormige sectoren waargenomen, die de kern omgeven en waarin men gedurig veranderingen ontwaart. Het is alsof in deze sectoren stof stroomt, waaruit de kometen bestaan, zoodat hierdoor golvende of trillende bewegingen ontstaan, die ook wel in den staart zijn waargenomen. Over het ontstaan en het wezen der sectoren en staarten koestert men verschillende gevoelens. Volgens den een bestaan zij uit kometenstof en vormen zij zich eerst in de nabijheid der zon door de werking der polaire krachten.
Volgens den ander zpn de staarten der kometen niets anders dan een optisch verschijnsel, eene soort van spiegeling. Hierdoor echter kan men moeijelijk alle verschijnselen verklaren, en evenmin door de onderstelling, dat die staarten aangemerkt moeten worden als eene reeks van electrische vonken. Het blijkt dat de kern der komeet steeds eene kegelsnede beschrijft, en hieruit volgt, dat zelfs de grootste staarten het zwaartepunt niet uit de kern kunnen verwijderen. De staarten moeten derhalve ligt wezen. Of eene botsing met eene planeet gevaarlijk zou kunnen worden voor onze aarde, is moeijelijk te bepalen. Het schijnt evenwel, dat onze planeet meermalen door den staart eener komeet is heengetrokken zonder daarvan de geringste stoornis te ondervinden.
De jongstverloopene jaren zijn zeer arm geweest in groote kometen. De laatste, welke men met het bloote oog gemakkelijk kon zien, vertoonde zich in 1862 en onderscheidde zich door een staart ter lengte van 10 of 12°, door slingerbewegingen bij het uitstroomen der zelfstandigheid en door groote veranderlijkheid in den vorm van het nevelachtig hulsel. Het aantal waargenomen kometen bedraagt reeds meer dan 250.
Daartoe behoort ook eene, die in 1867 door Tempel ontdekt werd en een omloopstijd heeft van ruim 5 ½ de jaar. Eene andere, in 1866 door Tempel ontdekt, heeft volgens Oppolzer een omloopstijd van 33 jaren. Merkwaardig is de overeenkomst, welke bestaat tusschen de loopbanen van eenige kometen en die van de vallende sterren, welke in sommige tijden des jaars voorkomen. Dit werd het eerst aangewezen door Schiaparelli, en heeft aanleiding gegeven tot de onderstelling, dat de kometen uit groepen van vallende sterren zijn ontstaan of de vallende sterren ontbondene kometen zijn. Dit laatste is het waarschijnlijkst, daar de tusschenruimte tusschen de afzonderlijke deeltjes der groepen van vallende sterren te groot zijn om met elkander in verband te blijven, — ’t geen men bij de kometen, bij de vorming van den staart, bij het uitstroomen van het nevelachtig hulsel wel degelijk opmerkt.
