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Uebrigens müssen die Kometen ihren Lauf merklich durch ihre gegenseitige Anziehung stören, so wohl wegen ihrer grossen Anzahl und ihrer grossen Entfernung von der Sonne im Aphel, als auch der langen Zeit, während welcher sie im letzteren verweilen.[1]

Hierdurch müssen ihre Excentricitäten und Umlaufszeiten bald ein wenig vergrössert bald verkleinert werden. Man darf daher nicht hoffen, dass ein Komet immer dieselbe Bahn beschreiben und dass seine Umlaufszeit immer dieselbe sein werde. Es genügt, wenn diese Aenderungen nicht grösser werden, als die, welche aus obigen Ursachen entspringen.

So findet man einen Grund, wesshalb die Kometen nicht, wie die Planeten, im Zodiacus eingeschlossen sind,[2] und warum sie mit verschiedenen Bewegungen sich in alle Gegenden des Himmels begeben; dies geschieht nämlich, damit sie in ihren Aphelien, wo ihre Bewegung sehr langsam ist, hinreichend von einander entfernt bleiben, um ihre wechselseitige Anziehung nicht merklich werden zu lassen.[3] Aus diesem Grunde müssen die Kometen, welche von den höchsten Punkten herabsteigen und sich daher in ihren Aphelien langsamer bewegen, wieder sehr hoch hinaufsteigen.

Der im Jahre 1680 erschienene Komet war in seinem Perihel kaum um 1/6 des Durchmessers der Sonne von dieser entfernt, und wegen der ausserordentlich grossen Geschwindigkeit, welche er damals hatte und der Dichtigkeit, welche die Atmosphäre der Sonne haben kann, musste er einigen Widerstand erleiden, seine Bewegung also ein wenig verzögert werden und er selbst näher zur Sonne kommen. Wenn er fortfährt, sich bei jedem Umlauf der Sonne mehr zu nähern, so wird er zuletzt auf die Sonnenkugel fallen. Im Aphel, wo seine Bewegung am langsamsten ist, kann er durch die Anziehung der anderen Kometen verzögert werden und plötzlich auf die Sonne fallen. So können die Fixsterne, welche sich nach und nach durch Strahlung und Ausdünstung erschöpfen, mittelst der auf sie fallenden Kometen erneuert werden und auch, indem sie sich mittelst dieser neuen Nahrung entzünden, als neue Sterne sichtbar werden. Von dieser Art sind diejenigen Fixsterne, welche plötzlich erscheinen, im Anfange sehr glänzend sind und hierauf nach und nach verschwinden. Ein solcher Stern war derjenige, welchen Cornelius Gemma am 8. November 1579 im Sitze der Cassiopeia wahrnahm, während er diesen Theil des Himmels in einer nicht ganz heitern Nacht durchmusterte. In der folgenden Nacht, d. h. am 9. November fand er denselben glänzender als irgend einen andern Fixstern und kaum der Venus an Licht nachstehend. Tycho de Brahe sah denselben Stern am 11. November, wo sein Glanz am lebhaftesten war. Von diesem Tage an nahm er allmählig ab, und nach 16 Monaten sah er ihn verschwinden. Im November, wo er anfing, sichtbar zu werden, glich sein Licht dem der Venus. Im folgenden Monat December war er etwas vermindert und kam noch dem des Jupiter gleich. Im Januar 1573 war er kleiner als der Jupiter und grösser als Sirius, welchem er


  1. [657] No. 329. S. 506. In Bezug auf diese Stelle im Texte möge nur kurz bemerkt werden, dass bis jetzt bei den Berechnungen der Kometenbahnen die Störungen gehörig berechnet worden sind, welche sie von Seiten der Planeten erleiden. Dagegen hat sich noch keine Veranlassung gezeigt, auch auf etwaige Störungen, welche die Kometen ausüben, Rücksicht zu nehmen. Man betrachtet ihre Masse als verschwindend klein.
  2. [657] No. 330. S. 507. Die Grenzen des Zodiakus haben bekanntlich auch in der neuern Zeit für die kleinen Planeten erweitert werden müssen.
  3. [657] No. 331. S. 507. Vergleiche vorstehende Bemerkung 329.
Empfohlene Zitierweise:
Isaac Newton: Mathematische Principien der Naturlehre. Robert Oppenheim, Berlin 1872, Seite 506. Digitale Volltext-Ausgabe bei Wikisource, URL: https://de.wikisource.org/w/index.php?title=Seite:NewtonPrincipien.djvu/514&oldid=- (Version vom 12.5.2018)