3D / Biela

3D / Biela [i]
Den ødelagte kometen Biela i februar 1846
Den ødelagte kometen Biela i februar 1846
Egenskaper ved den bane ( animasjon )
Periode:  3. desember 1832 ( JD 2 390 520,5)
Banetype kort periode
Numerisk eksentrisitet 0,751
Perihelion 0,879 AU
Aphelion 6.190 AU
Stor halvakse 3.535 AU
Sidereal omløpstid 6 a 237 d
Helning av baneplanet 13,2 °
Perihelion 26. november 1832
Orbitalhastighet i periheliet 42,7 km / s
historie
Utforsker Jacques Lebaix Montaigne
Dato for oppdagelse 8. mars 1772
Eldre navn 1772, 1806 I, 1826 I, 1832 III, 1846 II, 1852 III
Kilde: Med mindre annet er oppgitt, kommer dataene fra JPL Small-Body Database Browser . Vær også oppmerksommerknaden om kometartikler .

3D / Biela (også kalt Bielasch's comet ) var en komet som ble observert fire ganger mellom 1772 og 1832. Da den kom tilbake i 1846, ble det funnet at den hadde brutt i to deler, som deretter kunne observeres igjen i 1852. Siden har ingenting blitt sett av denne kometen, den regnes som tapt.

Funn og observasjon

Selv om kometen kan ha kommet nær Jorden i mange århundrer , var det ingen observasjonsrapporter som kunne tildeles den pålitelig før slutten av 1700-tallet .

Utseende 1772

Det ble rapportert for første gang av Jacques Lebaix Montaigne , som oppdaget ham med en refraktor med 1 m brennvidde om kvelden 8. mars 1772 i Limoges . På dette tidspunktet var kometen ikke synlig med det blotte øye , den var i konstellasjonen Eridanus og kjernen hadde en styrke på 6 mag. Kvelden etter klarte Montaigne å bekrefte oppdagelsen ved fornyet observasjon. Charles Messier ble informert om oppdagelsen i Paris og prøvde 15. mars, ifølge Montaignes informasjon, å besøke kometen, som opprinnelig ikke lyktes med dette og de påfølgende dagene. Montaigne så kometen for siste gang 20. mars, men 26. mars klarte Messier å finne “en liten tåke”. Han var i stand til å se på ham til 3. april.

I 1774, Jérôme Lalande var bare i stand til å beregne baneelementer for en parabolsk bane på grunn av den ufullkomne observasjonsdataene.

Utseende 1805

Om kvelden 10. november 1805 gjenoppdaget Jean-Louis Pons kometen i Marseille . Det var ytterligere observasjoner de neste to ukene i Paris av Alexis Bouvard og i Frankfurt an der Oder av Johann Sigismund Gottfried Huth . Huth kunne se kometen med det blotte øye 22. november. På denne tiden kom kometen nærmere sol og jord, noe som gjorde den større og lysere. 28. november så Johann Elert Bode ham i Berlin . Kometen beveget seg sørover på himmelen og var lett synlig for det blotte øye 8. desember. Carl Friedrich Gauß estimerte lysstyrken til 3–4 mag, men den ble sist sett i Europa 9. desember. Kometen ble observert i India og Mauritius frem til 14. desember.

Den første beregningen av en parabolbane ble utført av Friedrich Wilhelm Bessel og Heinrich Wilhelm Olbers bestemte umiddelbart likheten med kometenes bane fra 1772. Gauss, som omdefinerte kometenes baneelementer fra 1772 i februar 1806, var også i stand til å bestemme denne likheten, men på grunn av de korte tidsperioder som kometen hadde blitt observert, var det ennå ikke mulig å bestemme bane riktig tid.

Utseende 1826

Wilhelm von Biela oppdaget kometen om kvelden 27. februar 1826 i Josefstadt som en liten, avrundet tåke. Kvelden etter hadde han beveget seg rundt 1 ° på himmelen, og Biela rapporterte om oppdagelsen. Ikke desto mindre forble han den eneste observatøren til det var en uavhengig oppdagelse av Jean-Félix Adolphe Gambart i Marseille 9. mars . Også i Kina hadde det skjedd en uavhengig oppdagelse en gang mellom 7. februar og 8. mars, da kronikken Chʻing-chʻao hsü-wen-hsien tʻung-kʻao (Imperial Encyclopedia of the Later Years of the Qīng Dynasty ) rapporterer uten ytterligere informasjon. I mars og april ble kometen observert av Karl Ludwig Harding i Tyskland og av Jean-Louis Pons og andre astronomer i Italia , i begynnelsen økte lysstyrken, en kort hale kunne også sees, men i begynnelsen av mai begynte den å falme. og ble på Observert for siste gang 9. mai i Napoli .

Biela beregnet selv baneelementer for kometen og la merke til deres sterke likhet med kometene fra 1772 og 1805. Han foreslo en omløpstid på 6,75 år. Gambart, Olbers og Thomas Clausen kom også til lignende resultater, slik at vi nå har god kunnskap om kometens bane. Bielas beregninger ga senere Biela æren av å kalle kometen etter ham.

Utseende 1832

På grunnlag av baneelementene som ble beregnet når den sist dukket opp, kunne kometens neste retur nå forutsies med relativ nøyaktighet for første gang. Med en antatt dato for perihel mot slutten av november 1832 begynte flere astronomer å lete etter ham allerede i september, og det var endelig John Herschel i Slough som, sammen flere spådommer, fant en tåke i sitt 48 cm-teleskop tidlig på morgenen i september 24., som hadde beveget seg betydelig innen en time. Herschel observerte kometen de neste to dagene, men gjorde ingen ytterligere observasjoner etterpå og rapporterte ikke observasjonen videre. Først 20. oktober kometen ble oppdaget av Gambart i Marseille og Jean Elias Benjamin Valz i Nîmes, og de følgende dagene fant Bessel i Königsberg , Friedrich Georg Wilhelm Struve i Dorpat og Friedrich Bernhard Gottfried Nicolai i Mannheim den også . Kometen var nærmest jorden 24. oktober, men den ble også enda lysere i løpet av november da den fortsatte å komme nærmere solen. 4. november så Herschel det igjen i teleskopet som en stor og lys tåke fremdeles uten hale, men dagen etter kunne den ikke lenger overses. På grunn av den sørlige bevegelsen mot himmelen kunne ikke kometen lenger observeres fra desember i sentral- og Nord- Europa , bare i Italia var det fortsatt observasjoner til slutten av måneden. Den siste observasjonen ble gjort like etter midnatt 4. januar 1833 i Sør-Afrika av Thomas Henderson .

Selv om spådommene kunne bekreftes av observasjonene, ble det gjort forsøk i de følgende årene for å analysere kometenes bane ytterligere, og forbedrede banedata er beregnet frem til moderne tid.

Utseende 1846

Da kometen ble spådd å dukke opp i 1839, var den ugunstig for jorden og ble ikke observert. 11. februar 1846 ble beregnet som følgende periheliedato. Den ble først oppdaget av Francesco de Vico i Roma om kvelden 26. november 1845. To dager senere oppdaget Johann Gottfried Galle den uavhengig i Berlin. Kometen ble observert mange ganger i desember, men lite er kjent om dens fysiske utseende. En viktig oppdagelse ble gjort 14. januar 1846 av Matthew Fontaine Maury i Washington, DC : Han la merke til at kometen dukket opp to ganger. I tillegg til en lettere komponent “A”, kan en svakere komponent “B” sees. Også Moritz Ludwig Georg Wichmann i Koenigsberg la merke til denne saken en dag senere. Den andre komponenten kan ha blitt sett enda tidligere i desember, men uten å innse dens natur. Etter at nyheten om "dobbeltkometen" hadde spredt seg, ble den deretter observert mange ganger. Begge komponentene viste haler som gikk parallelt, A var 3-4 ganger lysere enn B, og avstanden mellom dem økte merkbart fra omtrent 1 'i midten av januar til 3' mot slutten av januar, romlig var de omtrent 300 000 km fra hverandre. I løpet av februar økte avstanden mellom A og B til 8 'på grunn av det skiftende perspektivet, med deres lysstyrke som svingte sterkt i forhold til hverandre, noen ganger var de like lyse, noen ganger var B lysere enn A, noen ganger den andre vei rundt. Komponent A så ut til å ha flere kjerner . Etter at kometen nådde den minste avstanden til jorden 20. mars, reduserte dens lysstyrke raskt; den ble sist observert 27. april av Friedrich Wilhelm August Argelander i Bonn .

Biela var den første kometen i historien til kometforskningen som ble observert å splitte. For de to observerte komponentene ble det deretter beregnet separate analyser av deres bevegelse og de resulterende banelementene. Omløpstiden deres ble bestemt til å være 6,6 år.

Kometen Biela i 1852

Utseende 1852

Datoene for utseendet til 1846 ble også evaluert for neste kometretur, og med tanke på interferensen fra fire planeter ble en sannsynlig periheledato 29. september 1852 bestemt. Kometfragment A ble deretter funnet igjen 26. august av Angelo Secchi i Roma med et 15 cm teleskop. En evaluering av stillingen viste at periheliet ville passere omtrent seks dager tidligere enn beregnet. Men det var liten tvil om at det faktisk var kometen Biela. Bare denne komponenten A kunne observeres i løpet av de neste ukene. Komponent B ble også funnet av Secchi 16. september. Kometen viste bare en lav lysstyrke i september, og de to komponentene vekslet hver dag for å bestemme hvem som hadde den største lysstyrken av de to for øyeblikket. Avstanden mellom de to var omtrent ½ ° 21. september. Komponent A ble sist observert 26. september av Struve i Pulkowo , den var betydelig svakere enn komponent B, og deres gjensidige avstand var nå nesten 1 ° på grunn av det endrede perspektivet, romlig var de omtrent 2,5 millioner km fra hverandre. Komponent B ble sist sett av Struve 29. september.

Etter denne returen ble orbitalelementene til de to komponentene beregnet på nytt av flere forskere. Omløpstiden deres ble bestemt til å være 6,62 år. I følge beregninger gjort av Joseph Stillman Hubbard i 1854, ville de ha splittet seg rundt september 1844. Men senere viste det seg at han hadde mistolket observasjonsresultatene i beregningen, fordi separasjonen av dem sannsynligvis allerede skjedde i 1842/43.

Søk igjen etter Comet Biela

Det neste spådde utseendet til kometen i mai 1859 var igjen ugunstig, men utseendet i 1866 ville ha skjedd under bedre omstendigheter. Anslagene angav en dato for perihelion rundt 27. januar. Mange astronomer lette etter kometen, men det ble ikke funnet noen sikre spor av den. Enten var den fullstendig oppløst, eller restene var veldig små og viste ingen aktivitet (sammenlignbar med en asteroide ). I oktober 1872 lette Johann Friedrich Julius Schmidt etter ham igjen i Athen , men igjen uten resultat. Norman Robert Pogson var den eneste som rapporterte om en observasjon i Madras 2. desember 1872, men dette er i stor grad tvil. Selv David Gill i Cape Town tidlig i desember 1885 var ingenting igjen av ham.

Innvirkning på tidsånden

Da omløpsberegninger av Olbers i 1828 viste at kometen Biela kan komme veldig nær jordens bane (ikke jorden selv) i 1832, var det et kort utbrudd av kometfrykt . På den tiden var bare fire periodiske kometer kjent, Halleys , Enckes , Olbers og Biel's. Av disse skulle Enckesche og Bielasche dukke opp i 1832 og Halleysche var forventet i 1835. Oppsiktsvekkende, men ikke-utdannede forfattere skrev skrifter som blandet sammen disse hendelsene og datoene og stimulerte massenes frykt med katastrofescenarier. Av astronomer som Joseph Johann von Littrow var disse brosjyrene motarbeidet skrifter (kap. Litteratur) som tydelig satte spørsmålstegn ved de astronomiske fakta og informerte med standard om kunnskap generelt om kometer.

Vitenskapelig evaluering

I 1971 brukte Brian Marsden og Zdenek Sekanina moderne metoder for å beregne nye baneelementer i kometen og dens fragmenter, som også tar hensyn til ikke-gravitasjonskrefter på kometen. Etter publiseringen oppstod det nytt håp om at et nytt søk kunne føre til oppdagelsen av en rest av kometen Biela, fordi beregningene under visse grenseforhold indikerte at det kunne komme veldig nær Jorden i desember 1971. Astronomen Luboš Kohoutek ved Hamburg observatorium i Bergedorf inspiserte deretter flere områder av himmelen i oktober og november 1971. Selv om han ikke fant noen kometerester, oppdaget han 52 tidligere ukjente asteroider. Under en fornyet observasjon av en av disse tidligere oppdagede asteroider, fant han kometen C / 1973 E1 (Kohoutek) 18. mars 1973 . Fra nyere tid er det også omløpsberegninger av Syuichi Nakano og K. Kinoshita som tar hensyn til forstyrrelsespåvirkningen til alle planeter og de tre største asteroider så vel som ikke-gravitasjonseffekter .

Marsden og Sekanina bestemte også det mulige tidspunktet da de to fragmentene av kometen hadde skilt seg. Ifølge deres beregninger fant denne hendelsen sannsynligvis sted mellom begynnelsen av 1842 og midten av 1843, dvs. rundt tidspunktet for hans aphelion i en avstand på omtrent 6  AU fra solen, da han var utenfor Jupiters bane , som han var i ett i midten av februar 1842 Avstand på ca 166 millioner km hadde gått. Etter separasjonen beveget komponent B seg bort fra den større komponenten A omtrent i solretningen med en hastighet i størrelsesorden 1 m / s.

Så tidlig som i 1937 ble det mistenkt at oppbruddet av kometen Biela kunne ha vært forårsaket av det faktum at den krysset det indre området av meteorittfeltet til kometen 55P / Tempel-Tuttle (årsaken til Leonids meteorregn. ) i 1832, 1839 eller 1846 . I en mer detaljert studie i 1991 kunne dette imidlertid verken bekreftes eller fullstendig utelukkes.

Bane

Fra posisjonsdataene som er registrert på himmelen under kometens observerte utseende, bestemte Marsden og Sekanina flere sett med baneelementer, som hver kan brukes rundt utseendet i en begrenset periode. De tok også hensyn til ikke-gravitasjonskrefter på kometen. I perioden rundt 1832 bestemte de for eksempel en elliptisk bane som var tilbøyelig med rundt 13 ° til ekliptikken fra 26 observasjonsdata . Disse settene av baneelementer har bare en begrenset nøyaktighet, og siden kometenes bane gjentatte ganger har brakt den nær Jupiter, og de ikke-gravitasjonskreftene på kometen også var relativt sterke og foranderlige over lange perioder, kan ingen pålitelige gjøres fra dem Utsagn om kometens bane flere hundre år før den første observasjonen kan utledes.

Tilbake til kometenes tilnærming til Jupiter opp til omtrent 100 millioner km mot begynnelsen av februar 1664, er det en veldig god samsvar mellom Marsdens sett med baneelementer i beskrivelsen av kometens bane. I følge dette 100 år før den første oppdagelsen, beveget den seg fortsatt på en elliptisk bane med en eksentrisitet på ca. 0,72 og en halv-hovedakse på 3,59 AU. Banen ble satt rundt 19 ° mot ekliptikken, og omløpstiden var omtrent 6,8 år. Kometenes bane kom ikke nærmere jordens bane enn omtrent 10 millioner km (0,06 AU). Spesielt på grunn av uregelmessige tilnærminger til Jupiter, f.eks. B. I begynnelsen av juni 1711 opp til omtrent 100 millioner km og i begynnelsen av juni 1794 opp til omtrent 57 millioner km ble egenskapene til banen sin gjentatte ganger og med sprang litt endret, slik at eksentrisiteten i 1850 hadde økte til ca 0,76. Den semi-store aksen hadde redusert til ca 3,52 AU og banehellingen hadde redusert til nesten 13 °, omløpstiden hadde forkortet til ca 6,6 år. Tilnærmingen til Jupiter i 1794 førte særlig til at periheliet til kometenes bane, som tidligere var i området for jordens bane, da var klart innenfor den. Aphelion av sin bane var derimot alltid omtrent 20% lenger fra solen enn Jupiters baneområde. Kometen tilhørte altså Jupiter- kometfamilien med en Tisserand-parameter 35 2.535 i det minste i løpet av denne tiden .

Siden 1794 hadde den gjensidige avstanden mellom kometens bane og jordens bane allerede blitt veldig liten, og mellom 1832 og 1840 sank den midlertidig til nesten null, det vil si at kometenes bane og jordens bane nesten berørte på et tidspunkt. Hadde begge kroppene vært på dette punktet samtidig, kunne det ha vært en kollisjon. Dette var imidlertid aldri tilfelle, for da kometen kom veldig nær jordens bane rundt 29. oktober 1832 ved den nedadgående knutepunktet for sin bane, muligens opp til rundt 40.000 km, nådde jorden bare dette punktet i sin bane omtrent en måned senere, og var 1839, er de gjensidige hullene mye større.

I løpet av den tiden kometen ble observert, nådde den sin nærmeste tilnærming til jorden, ned til omtrent 5 millioner km, 9. desember 1805. 4. desember 1845 kunne det ha kommet nær Mars opp til rundt 36 millioner km, og innen 20. mars 1846 nærmet de to fragmentene av kometen jorden til igjen til rundt 56 millioner km.

Meteor regn

I bane beveget seg kometen nærmere jordens bane. Støv og lite rusk fra kometen fortsetter i begynnelsen å bevege seg i samme bane som kometen, og hvert år i slutten av november reiser jorden det bredere området rundt kometens bane, noe som kan føre til økt forekomst av meteorer i jordens atmosfære . Allerede fra årene 1741, 1798 og 1830, før kometen brøt sammen, er det rapporter om meteorbyger som kom fra kometen Biela. Forbindelsen mellom kometen og den senere kalt "Bieliden" meteorregn hadde allerede blitt vist uavhengig av Edmund Weiss og Heinrich Louis d'Arrest i 1867 .

I 1838 og 1847 var det fremdeles relativt svake meteorbyger, men 27. november 1872 utviklet det seg en reell meteorstorm med en senitalt timepris (ZHR) på rundt 7400 meteorer. Dette ble gjentatt i 1885 med en ZHR på rundt 6400. Meteorene så ut til å komme fra konstellasjonen Andromeda , slik at meteorregn til slutt fikk navnet Andromedids . I 1892 og 1899 kunne meteorbyger med henholdsvis 800 og 150 ZHR observeres, men siden den gang har andromedidene nesten forsvunnet, ettersom de langsiktige endringene i banene deres på grunn av den forstyrrende innflytelsen fra planetene og deres forskjellige hastigheter tok dem lenger bort fra jordens bane. I en studie fra 2007 kunne det påvises at meteorstormene i 1872 og 1885 sannsynligvis stammer fra støvpartikler som ble frigjort under kometen 1842/43 og som fortsatte å forfalle i tiden etterpå.

I desember 2011 ble en sterkere forekomst av andromedider med en ZHR på rundt 50 observert for første gang på over hundre år. Simuleringer viste at årsakspartiklene kan ha blitt kastet ut under en perihelpassasje av kometen Biela i 1649. Lignende sterke meteorbyger kan kanskje også forventes i årene 2023 og 2036. Nøyaktige evalueringer av disse meteorstrømmene kan bidra til å bedre rekonstruere kometenes bane før den første gang ble observert i 1772.

Andre

Bare timer etter at toppen av det sterke meteor dusj av andromedidene på 27 november 1885 falt i det nordlige Mexico den meteoritten Mazapil . Denne jernmeteoritten ble derfor opprinnelig antatt å være et fragment av kometen Biela. I dag antas det imidlertid at meteorittets fall under meteorregn sannsynligvis var en ren tilfeldighet.

Banen til den svake kometen 207P / NEAT , som ble oppdaget 11. mai 2001 av himmelovervåkingen Near Earth Asteroid Tracking , viser visse likheter med kometen Biela. Forskjellene er imidlertid store nok til at denne kometen ikke kan ha noen forbindelse med kometen Biela.

Mottak i kunst

Den poeten Pierre-Jean de Béranger skrev et sett dikt La Comete de 1832 , hvor han satte ord på frykten for verdens ende i en fatalistisk og deprimert måte . Stemningen ble også behandlet av dramatikeren Johann Nestroy i komet sang med refrenget "Verden vil definitivt ikke være lenge lenger", som ble urfremført i april 1833 med farse Der böse Geist Lumpacivagabundus .

Se også

litteratur

  • Anonym: Bielas komet fra 1832. ( digitalisert versjon )
  • JJ Littrow: Om den fryktede kometen i inneværende år 1832 og om kometer generelt. Carl Gerold, Wien 1832. ( digitalisert versjon )

weblenker

Commons : Komet Biela  - Samling av bilder, videoer og lydfiler

Individuelle bevis

  1. ^ AG Pingré: Cométographie ou Traité historique et théorique des comètes. Volum II, Paris 1784, s. 92.
  2. ^ GW Kronk: Cometography - A Catalog of Comets, Volume 1: Ancient - 1799. Cambridge University Press, Cambridge 1999, ISBN 978-0-521-58504-0 , s. 455-456.
  3. ^ GW Kronk: Kometografi - En kometkatalog, bind 2: 1800-1899. Cambridge University Press, Cambridge 2003, ISBN 0-521-58505-8 , s. 6-9.
  4. ^ GW Kronk: Kometografi - En kometkatalog, bind 2: 1800-1899. Cambridge University Press, Cambridge 2003, ISBN 0-521-58505-8 , s. 81-82.
  5. ^ GW Kronk: Cometography - A Catalog of Comets, Volum 2: 1800-1899. Cambridge University Press, Cambridge 2003, ISBN 0-521-58505-8 , s. 100-103.
  6. ^ GW Kronk: Cometography - A Catalog of Comets, Volum 2: 1800-1899. Cambridge University Press, Cambridge 2003, ISBN 0-521-58505-8 , s. 156-161.
  7. ^ A b G. W. Kronk: Cometography - A Catalog of Comets, Volum 2: 1800-1899. Cambridge University Press, Cambridge 2003, ISBN 0-521-58505-8 , s. 210-213.
  8. a b c P. Jenniskens, J. Vaubaillon: 3D / Biela and the Andromedids: Fragmenting versus Sublimating Comets. I: The Astronomical Journal. Bind 134, nr. 3, 2007, s. 1037-1045 doi: 10.1086 / 519074 . ( PDF; 632 kB )
  9. ^ BG Marsden: Rapporter om fremgang i astronomi - kometer i 1970. I: Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society. Volum 12, nr. 3, 1971, s. 244-273 bibcode: 1971QJRAS..12..244M . ( PDF; 589 kB Merk: Tabellen Elements of cometary banes inneholder en trykkfeil på side 267. I 2. linje ovenfra, under ☊, i stedet for 2 4 3.3533, kan du lese 2 5 3.3533. Se også Marsden, Sekanina: Kometer og ikke-gravitasjonskrefter. IV. )
  10. ^ A b B. G. Marsden, Z. Sekanina: Kometer og ikke-gravitasjonskrefter. IV. I: The Astronomical Journal. Volum 76, nr. 10, 1971, s. 1135-1151 doi: 10.1086 / 111232 . ( PDF; 1,74 MB )
  11. ^ BG Marsden, Z. Sekanina, DK Yeoman: Kometer og ikke-gravitasjonskrefter. V. I: The Astronomical Journal. Volum 78, nr. 2, 1973, s. 211-225 doi: 10.1086 / 111402 . ( PDF; 1,45 MB )
  12. ^ A b C. E. Spratt: Periodic Comet Biela 1852 III - En oppdatering. I: Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. Volum 78, 1984, s. 251-254 strekkode: 1984JRASC..78..251S . ( PDF, 295 kB )
  13. ^ GW Kronk, M. Meyer: Cometography - A Catalog of Comets. Volum 5: 1960-1982. Cambridge University Press, Cambridge 2010, ISBN 978-0-521-87226-3 , s. 363-374.
  14. ^ S. Nakano: OAA databehandling sirkulær NK 851A - 3D / Biela-A. I: Nakano Note. OAA Computing and Minor Planet Sections, 8. mai 2002, åpnet 16. oktober 2020 .
  15. ^ S. Nakano: OAA databehandling sirkulær NK 851B - 3D / Biela-B. I: Nakano Note. OAA Computing and Minor Planet Sections, 8. mai 2002, åpnet 16. oktober 2020 .
  16. K. Kinoshita: 3D / Biela. I: Comet Orbit Home Page. 13. februar 2003, åpnet 16. oktober 2020 .
  17. PB Babadzhanov, Z. Wu, IP Williams, DW Hughes: Leonids Comet Biela og Bielas tilhørende meteoroidstrøm. I: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Volum 253, nr. 1, 1991, s. 69-74 doi: 10.1093 / mnras / 253.1.69 . ( PDF; 667 kB )
  18. 3D / Biela i liten kroppsdatabase av Jet Propulsion Laboratory (engelsk).Mal: JPL Small-Body Database Browser / Vedlikehold / Alt
  19. A. Vitagliano: SOLEX 12.1. Tilgang 9. juli 2020 .
  20. ^ GW Kronk: Meteor Showers - An Annotated Catalogue. Springer, New York 2014, ISBN 978-1-4614-7896-6 , s. 257-266 doi: 10.1007 / 978-1-4614-7897-3 .
  21. ^ PA Wiegert, PG Brown, RJ Weryk, DK Wong: The Return of the Andromedids Meteor Shower. I: The Astronomical Journal. Volum 145, nr. 70, 2013, s. 1–11 doi: 10.1088 / 0004-6256 / 145/3/70 . ( PDF; 1,22 MB )
  22. M. Beech: The Mazapil meteoritt: Fra paradigme til periferien. I: Meteoritics & Planetary Science. Volum 37, nr. 5, 2002, s. 649-660 doi: 10.1111 / j.1945-5100.2002.tb00845.x . ( PDF; 2,01 MB )
  23. s: fr: Œuvres complètes de Béranger / La Comète de 1832