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Die Oortsche Wolke

Ein riesiger Schwarm aus eisigen Klumpen umgibt unser Planetensystem. Gelegentlich werden einige von ihnen in die Nähe der Sonne geschleudert und erscheinen als Kometen am irdischen Nachthimmel.


Das Sonnensystem endet nicht, wie man vielleicht denken mag, bei der Bahn des äußersten Planeten Pluto. Vielmehr reicht der Schwerkrafteinfluß der Sonne noch etwa 3000fach weiter, bis zur halben Entfernung der benachbarten Sterne. Und dieser riesige Raum ist keineswegs leer, sondern enthält zahllose Brocken aus gefrorenen Gasen und Staub, die unser Zentralgestirn umrunden wie ein Schwarm Mücken eine helle Straßenlampe. Er stellt ein gigantisches Reservoir von kleinen Himmelskörpern dar, die gewissermaßen als Krümel bei der Entstehung des Planetensystems übrig geblieben sind.

In diesen fernen Weiten erscheint die Sonne nur noch so hell wie der Planet Venus am irdischen Himmel. Entsprechend frostig sind die Temperaturen: Sie liegen nur etwa vier Grad über dem absoluten Nullpunkt, das heißt bei -269 Grad Celsius. Schätzungsweise sechs Billionen Eisbrocken ziehen dort ihre ruhige Bahn um die Sonne; trotz dieser immens hohen Zahl beträgt ihr gegenseitiger Abstand im Mittel einige zehn Millionen Kilometer.

Diese Wolke aus eisigen Klumpen hat allerdings noch niemand direkt nachgewiesen. Auf ihr Vorhandensein schloß der niederländische Astronom Jan H. Oort (1900 bis 1992), nach dem sie mittlerweile benannt ist. Im Jahre 1950 postulierte Oort, die gelegentlich auftauchenden Kometen mit langer Periode hätten ihren Ursprung in einer ausgedehnten sphärischen Wolke in der Außenzone unseres Planetensystems, aus der sie aufgrund von Störungen ihrer Bahn durch nahe vorbeiziehende Sterne in die Nähe der Sonne geschleudert worden seien.

Schon in der Antike rätselten die Menschen über die Natur und die Herkunft der unregelmäßig am Nachthimmel auftauchenden Kometen. Der griechische Philosoph Aristoteles (384 bis 322 vor Christus) behauptete, solche Schweifsterne seien Ausdünstungen hoch oben in der Atmosphäre der Erde. Aber bereits der römische Philosoph Seneca (um 4 vor bis 65 nach Christus) vermutete, daß es sich um Himmelskörper handele, die auf eigenen Bahnen am Firmament entlangwanderten. Bis zur Bestätigung dieser Hypothese vergingen allerdings 1500 Jahre: Der dänische Astronom Tycho Brahe (1546 bis 1601) verglich die von verschiedenen Orten in Europa vorgenommenen Beobachtungen des Kometen von 1577. Wenn es sich bei diesem Schweifstern um ein erdnahes Phänomen handeln würde, dann sollten sich Verschiebungen in seiner Position relativ zu den Fixsternen zeigen. Doch solche konnte Brahe nicht feststellen, so daß er befand, der Komet sei weiter entfernt als der Mond.

Genaueres erfuhren die Astronomen erst, als sie die Bahnen dieser Himmelskörper bestimmen konnten. Im Jahre 1705 stellte der englische Astronom Edmond Halley (1656 bis 1742) den ersten Katolog von Kometen zusammen, der für 24 Objekte grobe Positionsmessungen enthielt. Immerhin reichten diese Daten aus, um Halley vermuten zu lassen, daß Kometen sich wie die Planeten auf Ellipsen um die Sonne bewegen – allerdings auf sehr langgestreckten mit entsprechend langen Umlaufzeiten:

"... so ist es höchst wahrscheinlich, daß sie sich eher in sehr exzentrischen Bahnen um die Sonne bewegen und nach sehr langen Umläufen zurückkehren. Dadurch wird ihre Anzahl begrenzt und vielleicht nicht allzu groß. Überdies ist der Raum zwischen der Sonne und den Fixsternen so riesig, daß einem Kometen genug Platz zum Umlaufen bleibt, wie lang seine Umlaufperiode auch sei."

In gewisser Weise nahm Halleys Beschreibung die 250 Jahre später von Oort postulierte Wolke vorweg. Halley stellte ebenfalls fest, daß die Kometen von 1531, 1607 und 1682 sehr ähnliche Bahnen aufwiesen. Weil zudem ihr zeitlicher Abstand jeweils etwa 76 Jahre betrug, nahm er an, daß es sich um ein und dasselbe Objekt handelte, das regelmäßig wiederkehrte. Seine Vorhersage, es würde 1759 erneut auftauchen, bewahrheitete sich; zuletzt ist dieser Schweifstern, inzwischen nach seinem Entdecker benannt, im Jahre 1986 zu sehen gewesen.

Seit Halleys Zeiten unterscheiden die Astronomen zwei Klassen von Kometen: langperiodische mit Umlaufperioden größer als 200 Jahre, zu denen zum Beispiel die kürzlich erschienenen hellen Kometen Hyakutake und Hale-Bopp gehören (Bild 2), und kurzperiodische. Letztere unterteilten die Himmelsforscher vor wenigen Jahren wiederum in zwei Gruppen: in solche der Jupiter-Familie – wie etwa die Kometen Encke und Tempel 2 – mit Perioden kleiner als 20 Jahre, und in solche vom Halley-Typ, mit Perioden zwischen 20 und 200 Jahren.

Obwohl diese Definitionen recht willkürlich sind, unterscheiden sich die drei Klassen von Kometen in der Regel auch in Hinblick auf andere Eigenschaften. So treten die langperiodischen Kometen und die vom Halley-Typ mit gleicher Wahrscheinlichkeit aus allen Richtungen in das innere Sonnensystem ein; die Objekte der Jupiter-Familie hingegen laufen auf Bahnen um, die zumeist nicht mehr als 40 Grad gegenüber der Ekliptikebene geneigt sind, in der sich die Erde und näherungsweise auch die anderen Planeten bewegen. Die Kometen der ersten beiden Klassen scheinen aus der kugelschalenförmigen Oortschen Wolke zu kommen, wohingegen man neuerdings annimmt, daß die Mitglieder der Jupiter-Familie aus dem sogenannten Kuiper-Gürtel stammen, einem näher gelegenen, scheibenförmigen Bereich jenseits des Pluto, in dem man in den letzten Jahren einige nur wenige Kilometer große Himmelskörper entdeckt hat (siehe "Der Kuiper-Gürtel", Spektrum der Wissenschaft, Juli 1996, Seite 56).



Eisige Irrläufer



Anfang des 20. Jahrhunderts waren von genügend vielen langperiodischen Kometen die Bahnen bekannt, um ihre statistische Verteilung untersuchen zu können. Doch es gab dabei ein Problem: Etwa ein Drittel von ihnen folgte in Sonnennähe nicht elliptischen, sondern hyperbolischen Bahnen, die im Prinzip aus unendlicher Entfernung kommen und dorthin zurückführen (Bild 3 a und Kasten Seite 70). Deshalb vermuteten einige Astronomen, diese Klasse von Kometen entstamme dem interstellaren Raum.

Um diese Hypothese nachzuprüfen, extrapolierten die Forscher die Bahnen der langperiodischen Kometen nach den Gesetzen der Himmelsmechanik in der Zeit zurück, also über den beobachteten Bahnbogen hinaus. Es zeigte sich, daß die Gravitation der anderen Planeten – insbesondere von Jupiter – einen geringen, aber letztlich signifikanten Einfluß auf die Form der Kometenbahn hat. (Anders ausgedrückt: Man darf nicht die Sonne als festen Brennpunkt der Kometenbahn ansehen, sondern das Massenzentrum des gesamten Planetensystems, das außerhalb der Sonnenmitte liegt und zudem seine Lage fortwährend ändert.) Nach Berücksichtigung dieses Effekts stellte sich heraus, daß nahezu alle Bahnen in ihrem äußeren Bereich elliptisch sind und nur in ihrem inneren Teil durch die Schwerkraft der Planeten verformt werden (Bild 3 b und Kasten Seite 70). Damit stand fest: Auch die langperiodischen Kometen gehören zum Sonnensystem, aber die Form ihrer Bahn verändert sich bei jedem Umlauf um die Sonne.

Zudem ergab sich, daß die großen Halbachsen der Ellipsen für zwei Drittel dieser Kometen statistisch gleichförmig verteilt sind, für ein Drittel jedoch innerhalb eines relativ schmalen Intervalls um 10000 Astronomische Einheiten liegen (eine Astronomische Einheit ist der mittlere Abstand der Erde von der Sonne und beträgt rund 150 Millionen Kilometer). Dies entspricht Umlaufperioden von über einer Million Jahren.

Warum kommen so viele Kometen von so weit außen? Ende der vierziger Jahre dieses Jahrhunderts konnte der niederländische Astronom Adrianus F. van Woerkom zeigen, daß die statistisch gleichförmige Verteilung der Halbachsen aus Störungen durch die Planeten resultiert, wodurch Kometen sowohl in größere als auch in kleinere Bahnen gelangen können. Aber wodurch läßt sich die Häufung bei Halbachsen um 10000 Astronomische Einheiten erklären?

Im Jahre 1950 nahm sich Oort dieses Problems an; er war bereits zu großem Ansehen gelangt, nachdem er in den zwanziger Jahren aus den Bewegungsverhältnissen der Sterne auf die Rotation des Milchstraßensystems geschlossen hatte. Die Häufung der Kometenbahnen interpretierte Oort nun als Hinweis auf das Ursprungsgebiet dieser Himmelskörper: eine riesige Kugelschale, die unser Sonnensystem umgibt und sich bis zur halben Entfernung der benachbarten Sterne erstreckt.

Oort zeigte, daß die Kometen in dieser Wolke gravitativ so schwach an die Sonne gebunden sind, daß schon ein zufällig in der Nähe vorbeiziehender Stern ihre Bahnen grundlegend ändern kann. Innerhalb einer Jahrmillion passiert immerhin etwa ein Dutzend Sterne die Sonne in einem Abstand von weniger als 200000 Astronomischen Einheiten. Diese engen Begegnungen rühren gewissermaßen die Kometenbahnen derart durcheinander, daß ihre Bahnebenen gleichmäßig im Raum verteilt sind, und daß immer wieder Kometen in den interstellaren Raum hinaus- oder aber auf langgestreckten Ellipsen in das innere Sonnensystem hineingeschleudert werden (Kasten auf Seite 68). Wenn sie das erste Mal dorthin gelangen, kann die Schwerkraft der Planeten sie ablenken, wodurch ihre Bahnen Energie verlieren oder hinzugewinnen. Einige Kometen verlassen daraufhin das Sonnensystem für immer, die anderen kehren irgendwann zurück und können als Mitglieder jener Kometenklasse beobachtet werden, deren Halbachsen gleichförmig verteilt sind. Oort beschrieb die Kometenwolke als "einen Garten, der von Störungen durch Sterne sanft geharkt wird".

Einige wenige Kometen schienen trotz allem hyperbolische Bahnen zu haben, also aus dem interstellaren Raum zu kommen. Möglicherweise ist dieser Eindruck auf Meßungenauigkeiten zurückzuführen. Doch auch nicht-gravitative Kräfte könnten eine an sich elliptische Bahn hyperbolisch erscheinen lassen: Die gefrorenen Gase, aus denen Kometen hauptsächlich aufgebaut sind, verdampfen in Sonnennähe und reißen den ebenfalls in den Kometen enthaltenen Staub mit. Oftmals geschieht dies in Form sogenannter Jets, die wie kleine Raketenmotoren wirken können.



Geschüttelt, nicht gerührt



Oorts korrekte Schlußfolgerungen aus der Verteilung der Bahnen langperiodischer Kometen erscheinen besonders beeindruckend, wenn man bedenkt, daß ihm für seine Arbeit nur 19 gut beobachtete Bahnen zur Verfügung standen. Heute können die Astronomen auf einen über 15fach umfangreicheren Datensatz zurückgreifen. Daraus ergibt sich, daß erstmals in das innere Sonnensystem eindringende Kometen eine Bahnellipse mit einer großen Halbachse von im Mittel 22000 Astronomischen Einheiten und einer Umlaufperiode von 3,3 Millionen Jahren aufweisen.

Heute weiß man ebenfalls, daß die Störungen durch Nachbarsterne keineswegs immer sanft verlaufen. Gelegentlich kommt einer von ihnen der Sonne so nahe, daß er die Oortsche Wolke direkt durchquert und sie sozusagen heftig durcheinanderwirbelt. Statistisch nähert sich alle 36 Millionen Jahre ein Stern bis auf 10000 und alle 400 Millionen Jahre einer bis auf 3000 Astronomische Einheiten an. Aber wohl nie in der Geschichte des Sonnensystems dürfte ein Stern näher als 900 Astronomische Einheiten an unserem Zentralgestirn vorbeigezogen sein.

Wenngleich solch nahe Vorübergänge die Planeten und ihre Bahnen nicht direkt beeinträchtigen, kann ihre indirekte Wirkung verheerend sein. Im Jahre 1981 bemerkte Jack G. Hills vom Nationallaboratorium der USA in Los Alamos (New Mexico), daß solch eine Störung einen Schauer von Kometen in Richtung des inneren Sonnensystems schicken könnte, wodurch die Planeten einem erhöhten Einschlagsrisiko ausgesetzt wären. Würde die Erde getroffen, könnte dies ein globales Massensterben auslösen. Computersimulationen zufolge, die ich 1985 zusammen mit Piet Hut vom Institute for Advanced Study in Princeton (New Jersey) durchführte, dauert ein solcher Schauer zwei bis drei Millionen Jahre und erhöht die Einschlagsrate bis auf das 300fache.

Kürzlich fanden Kenneth A. Farley und seine Kollegen vom California Institute of Technology in Pasadena Hinweise auf einen vor langer Zeit tatsächlich niedergegangenen Schauer: Sie nutzten das seltene Isotop Helium-3 als Indikator für interplanetaren Staub in Tiefseesedimenten, deren Schichtung die Ereignisse der Erdgeschichte widerspiegelt. Die Anreicherung von interplanetarem Staub in den Sedimenten ist um so höher, je mehr es davon im Raum zwischen den Planeten gibt – und dies hängt wiederum von der Anzahl der Kometen ab, die das innere Sonnensystem durchqueren und dabei Gas und Staub verlieren. Farley fand einen steilen Anstieg des Gehalts an interplanetarem Staub am Ende des Eozäns, vor etwa 36 Millionen Jahren, und ein allmähliches Abklingen während der folgenden zwei bis drei Millionen Jahre, wie die theoretischen Modelle es erwarten lassen. Am Ende des Eozäns ereignete sich ein mittelschweres Artensterben, und zudem haben Geologen etliche Einschlagkrater auf diese Epoche datiert. In den geologischen Schichten aus dieser Zeit fanden sich auch weitere Hinweise auf Einschläge: Anreicherungen von Iridium sowie Mikrotektiten, also winzige Stücke verglaster Mineralien.

Besteht auch heute die Gefahr eines Kometenschauers? Zum Glück nicht. Joan Garcia-Sanchez von der Universität Barcelona, Robert A. Preston sowie Dayton L. Jones vom Jet Propulsion Laboratory in Pasadena und ich haben die vom Satelliten Hipparcos gemessenen Entfernungen und Geschwindigkeiten naher Sterne verwendet, um deren zurückliegende Bewegungen zu rekonstruieren. Kein Stern ist in der vergangenen Jahrmillion nahe genug an der Sonne vorbeigezogen. Aber in 1,4 Millionen Jahren wird der rote Zwergstern Gliese 710 in ungefähr 70000 Astronomischen Einheiten Abstand von der Sonne die äußere Oortsche Wolke durchqueren. Dadurch wird sich die Häufigkeit von Kometen im inneren Planetensystem zwar um etwa 50 Prozent erhöhen, doch von einem Schauer kann nicht die Rede sein.

Allerdings können zwei weitere Effekte die Oortsche Wolke stören: Gezeitenkräfte und die Massenanziehung von riesigen interstellaren Gas- und Staubwolken. Die Gezeitenkräfte rühren daher, daß einerseits die Sonne bei ihrem Umlauf um das galaktische Zentrum eine periodische Bewegung senkrecht zur Scheibe des Milchstraßensystems sowie in radialer Richtung vollführt und andererseits die Oortsche Wolke so ausgedehnt ist, daß galaktische Scheibe und – in geringerem Maße – galaktisches Zentrum leicht unterschiedliche Anziehungskräfte auf die Kometen darin und unsere Sonne ausüben (Bild 4). Die interstellaren Dunkelwolken, die vorwiegend aus kaltem molekularem Wasserstoff bestehen, enthalten 100000 bis eine Million Sonnenmassen Materie. Wie Ludwig Biermann vom Max-Planck-Institut für Astrophysik in Garching bei München 1978 bemerkte, können die Kometenbahnen beim Vorüberziehen unseres Sonnensystems an einer solchen Wolke gravitativ stark gestört werden. Derartige Annäherungen sind freilich selten – sie ereignen sich nur etwa alle 300 bis 500 Millionen Jahre. Über die gesamte Geschichte unseres Sonnensystems betrachtet dürften die Wirkungen von Dunkelwolken und vorbeiziehenden Sternen etwa gleich stark gewesen sein, wie Hut und Scott D. Tremaine von der Universität Princeton 1985 zeigten.



Botschafter aus dem frühen Sonnensystem



Die Erforschung der Oortschen Wolke konzentriert sich zur Zeit auf drei wesentliche Aspekte: Welche Struktur hat die Wolke genau? Wieviele Kometen enthält sie? Und woher stammen diese eisigen Brocken?

Der ersten Frage sind Tremaine und Martin J. Duncan von der Queens-Universität in Ontario sowie Thomas R. Quinn von der Universität von Washington in Seattle nachgegangen. Sie untersuchten, wie äußere Störungen die Kometen in der Wolke umverteilen, und fanden, daß sie am Rand von dort vertrieben werden – entweder in den interstellaren Raum oder in das innere Sonnensystem; weiter innen gibt es aber wahrscheinlich einen relativ dichten Kernbereich, der die Verluste außen nach und nach wieder ersetzt.

Die drei Forscher zeigten ebenfalls, daß sich die Neigung der Kometenbahn zur Ekliptik kaum ändert, wenn ein Komet aus der Oortschen Wolke in das innere Sonnensystem geschleudert wird. Hauptsächlich deswegen vermuten die Astronomen heute, daß die Mitglieder der Jupiter-Familie, deren Bahnen nur wenig gegen die Ekliptik geneigt sind, überwiegend aus dem Kuiper-Gürtel stammen. Doch auch nach den neueren Erkenntnissen ist die Oortsche Wolke die Quelle für die Kometen des Halley-Typs mit mittleren Umlaufperioden und größerer Bahnneigung. Wahrscheinlich hat der Einfluß der Planeten ihre einst längeren Perioden verkürzt.

Aus der beobachteten Häufigkeit langperiodischer Kometen schätzt man ihre Anzahl in der Oortschen Wolke auf ungefähr sechs Billionen. Damit sind sie die zahlenmäßig bedeutendste Klasse von Körpern im Sonnensystem. Bei einer mittleren Masse von etwa 40 Milliarden Tonnen pro Komet – entsprechend einem Durchmesser von zehn Kilometern – ergibt sich eine Gesamtmasse vom 40fachen der Erde. Aber nur ein Sechstel dieser Himmelskörper befindet sich in dem äußeren, dynamisch aktiven Bereich, den Oort als erster beschrieben hat; der Rest hält sich in dem stabileren dichten Kernbereich auf.

Was die Herkunft der Kometen in der Oortschen Wolke betrifft, so können sie sich nicht dort gebildet haben, denn in solch großer Entfernung von der Sonne war die mittlere Materiedichte zu keiner Zeit so groß, daß kompakte Körper durch einen gravitativen Kollaps aus Gas und Staub hätten entstehen können. Auch der Einfang aus dem interstellaren Raum durch die Schwerkraft der Sonne scheidet aus, denn ein solcher Mechanismus wäre nicht effektiv genug. Es bleibt als Entstehungsgebiet nur das innere Planetensystem. Oort vermutete, die Kometen hätten sich im Asteroiden-Gürtel gebildet und seien noch während der Entstehung des Sonnensystems durch die Wirkung der großen Planeten nach außen katapultiert worden. Aber die Kometen sind Eiskörper, sozusagen große schmutzige Schneebälle, die sich wegen der relativ starken Sonnenstrahlung im Asteroidengürtel dort nicht hätten zusammenballen können.

Ein Jahr nach Erscheinen der Oortschen Veröffentlichung von 1950 stellte Gerard P. Kuiper von der Universität Chicago die Hypothese auf, die Kometen seien weiter außen entstanden, im Bereich der großen Planeten. (Man benannte den Kuiper-Gürtel nach ihm, da er vermutete, einige Kometen hätten sich auch noch jenseits der Planeten gebildet.) Später durchgeführte Simulationsrechnungen ergaben, daß sich die Kometen wahrscheinlich tatsächlich im gesamten Bereich der Riesenplaneten und darüber hinaus bildeten. Aber die Kometen aus der Umgebung von Jupiter und Saturn sollten demnach von diesen beiden massereichsten Planeten eher in den interstellaren Raum geschleudert worden sein als in den Bereich der späteren Oortschen Wolke; lediglich die masseärmeren Planeten Uranus und Neptun hätten wesentlich zur Bildung der Wolke beitragen können. Erst neuere dynamische Rechnungen zeigten, daß der Beitrag beider Ursprungsregionen doch in etwa gleich stark gewesen sein muß, denn die anfänglich viel größere Anzahl der Kometenkörper in der Jupiter- und Saturnregion machte die stärkeren Verluste wohl wieder wett.

Darum haben die Kometen der Oortschen Wolke ihren Ursprung in einem weiten Bereich von Abständen zur Sonne – und damit ebenfalls einem weiten Bereich von Temperaturen. Dieser Umstand kann die Unterschiede im chemischen Aufbau erklären, den man bei den langperiodischen Kometen beobachtet hat. Wie ich kürzlich mit Harold F. Levison vom Southwest Research Institute in Boulder (Colorado) zeigen konnte, enthält die Oortsche Wolke möglicherweise sogar zwei bis drei Prozent Asteroiden, die aus dem Bereich der inneren Planeten stammen und nicht aus Eis, sondern aus Gestein und Metall bestehen.

Die Oortsche Wolke verdankt ihr Vorhandensein also offenbar den großen Planeten. Weil man mittlerweile solche Begleiter auch um andere Sterne gefunden hat, könnten dort ebenfalls ausgedehnte Kometenwolken vorhanden sein. Beim nahen Vorübergang zweier derartiger Sterne würden sich diese Wolken zwangsläufig durchdringen; allerdings würde es dabei wegen der großen Abstände zwischen den Kometen kaum zu Kollisionen kommen.

Aufgrund der verschiedenen geschilderten Prozesse gelangt ein Teil der Kometen einer jeden Oortschen Wolke in den interstellaren Raum. Sollte einer dieser kosmischen Vagabunden unserer Sonne nahe kommen, müßte er sich anhand seiner höheren Geschwindigkeit leicht identifizieren lassen. Daß man bis jetzt noch keinen von ihnen nachweisen konnte, braucht freilich nicht zu überraschen: Unser Sonnensystem ist, gemessen an der Größe des Raumes, ein solch kleines Ziel, daß bestenfalls eine 50-Prozent-Chance besteht, daß sich unter allen bisher beobachteten Kometen ein interstellares Objekt befand.

Weil die Oortsche Wolke ein unerschöpfliches Reservoir von nahezu unveränderten Materialproben aus der Entstehungszeit des Sonnensystems darstellt, wollen die Astronomen nun Kometen aus nächster Nähe untersuchen. Die Raumsonde Stardust, die 1999 starten soll, wird die Koma des Kometen Wild 2 durchfliegen, dort Staub einfangen und ihn für Laboruntersuchungen zurück zur Erde bringen. Wenige Jahre später wird die Sonde Contour nacheinander an drei Kometen vorbeifliegen und ihre jeweilige chemische Zusammensetzung analysieren. Die Mission namens Deep Space 4/Champollion wird je eine Umlauf- und eine Landesonde zum Kometen Tempel 1 schicken. Und schließlich wird die Rosetta-Mission den Kometen Wirtanen auf die gleiche Art erforschen. Der Beginn des neuen Jahrtausends wird eine ergiebige Zeit der Kometenforschung sein.

Literaturhinweise

– Kometen. Himmelskörper aus den Anfängen des Sonnensystems. Von Diedrich Möhlmann. C. H. Beck, 1997.
– Kometen. Special 1, Sterne und Weltraum, März 1997.
– Rendezvous im Weltraum. Die Erforschung der Kometen. Von John C. Brandt und Robert D. Chapman. Birkhäuser, 1994.
– Comets: A Chronological History of Observation, Science, Myth and Folklore. Von Donald Yeomans. John Wiley & Sons, 1991.
– Comets in the Post-Halley Era. Herausgegeben von Ray L. Newburn jr., Marcia Neugebauer und Jürgen Rahe. Kluwer Academic Publishers, 1991.
– Dynamics of Comets: Recent Developments and New Challenges. Von Julio A. Fernandez in: Asteroids, Comets, Meteors 1993: Proceedings of the 160th Symposium of the International Astronomical Union. Herausgegeben von A. Milani, M. Di Martino und A. Cellino. Kluwer Academic Publishers, 1994.


Aus: Spektrum der Wissenschaft 12 / 1998, Seite 62
© Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH
12 / 1998

Dieser Artikel ist enthalten in Spektrum der Wissenschaft 12 / 1998

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