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Humboldt, — 
Auguſt 1887. 
überliegenden Seite des Himmels ein zweiter weniger 
heller Streifen (der Gegenſchein des Zodiakallichtes) be⸗ 
obachtet worden. Die Unſicherheit über die wirkliche Lage 
im Raume derjenigen Materien, welche das Zodiakallicht 
bilden, iſt noch ſehr groß, beſonders deswegen, weil die 
Beobachtung der ſcheinbaren Lage des Lichtſcheines ſehr 
ſchwierig und unſicher durch die Dämmerung und die auch 
in den Nächten ſtattfindende und ſehr variable Helligkeit 
des Himmelshintergrundes wird. 
A. Searle hat in den Proceedings of the American 
Academy of Arts and Sciences Vol. XIX und den 
Memoirs derſelben Geſellſchaft Vol. XI die Reſultate 
ſorgfältiger Unterſuchungen über die Lage des Zodiakal⸗ 
lichtes publiziert, über welche ſich ein ausführliches Referat 
in der Vierteljahrsſchrift der Aſtronomiſchen Geſellſchaft, 
Jahrg. 21, Heft 3, findet. Eine Eigentümlichkeit der 
Ergebniſſe der Beobachtungen beſteht darin, daß man in 
nördlichen Breiten die Achſe des Lichtſtreifens nördlich, in 
ſüdlichen Breiten ſüdlich von der Ekliptik ſieht, während 
ſie in den Tropen mit ihr nahe zuſammenzufallen ſcheint. 
Mit Rückſicht auf die Unſicherheit der Beobachtungen kommt 
nun A. Searle zu dem Reſultat, daß die Achſe in der 
jetzigen Zeit gegen die Länge 180 eine nördlichere Breite 
hat, als gegen 0° hin. Außerdem findet er, daß der 
Streifen am Himmel, den die Projektionen der Bahnen 
der kleinen Planeten einnehmen, gewiſſe Eigentümlichkeiten 
zeigt, welche denen des Zodiakallichtes entſprechen, und 
kommt hierdurch zu der Annahme, daß das Zodiakallicht 
von kleinen Himmelskörpern herrührt, die ſich in ähnlichen 
Bahnen bewegen wie die kleinen Planeten. 
Folgende Kometen ſind während der letzten Monate 
aufgefunden worden: 
1) Komet à 1887, zuerſt wahrſcheinlich geſehen am 18. Januar von 
Thome in Cordoba. Er zeichnete ſich durch ein ungewöhnlich verwaſchenes 
Ausſehen ohne Spur eines deutlichen Kerns aus, wodurch die Beobach⸗ 
tungen ungemein erſchwert und äußerſt unſicher wurden. Auch nahm die 
Helligkeit rapid ab, jo daß nur rohe Beobachtungen vorhanden find, 
welche bis zum 28. Januar reichen. Die hisher daraus berechneten 
Bahnen haben daher nur geringe Zuverläſſigkeit, doch ſcheinen ſie anzu⸗ 
deuten, daß der Komet ſich in nahezu derſelben Bahn bewegt, wie die 
großen Kometen der Jahre 1843, 1880 und 1882. H. Oppenheim fand 
folgende Bahnelemente: 
eit des Perihels 11. Januar 
Abſtand des Perihels vom aufſteigenden Knoten 640 40% 
Länge des aufſteigenden Knotens. 3390 52“ 
Neigung der Bahn . . N 1380 2% 
Kürzeſte u von der Sonne 0,005. 
2) Komet b 1887, entdeckt von Brooks in Phelps am 22. Januar. 
Derſelbe war von ſehr geringer Helligkeit, die auch nur unbedeutend 
während kurzer Zeit zunahm, doch ſind die eee verhältnis⸗ 
mäßig genau wegen eines ziemlich gut ſichtbaren Kerns. Von R. Spitaler 
wurden folgende paraboliſche Elemente abgeleitet: 
Zeit des Perihels ar 
Abſtand des Perihels vom auffteigenen Knoten 159 0 10° 
Länge des aufſteigenden Knotens 2790 30% 
Neigung der Bahn 8 1040 18° 
Kürzeſte Entfernung von der Sonne (8225 
3) Komet e 1887, entdeckt von Barnard in Naſhville am 23. Januar. 
Die Helligkeit auch dieſes Kometen war nicht bedeutend und nahm ſofort 
nach der Entdeckung noch ab. Folgende Elemente ſind von E. Weiß 
berechnet worden: 
Zeit des Perihels . 26. Nov. 1886 
Abſtand des Perihels vom aufſteigenden Knoten 290 20“ 
Länge des aufſteigenden Knotens 2570 42“ 
Neigung der Bahn . 2 850 29“ 
Kürzeſte Entfernung von der Sonne 1,450. 
4) Komet d 1887, entdeckt von Barnard in Naſhville am 16. Februar. 
Auch die Helligkeit dieſes ziemlich ſchwachen Kometen nahm ſehr raſch ab 
und betrug am 3. März nur 9,3 der Helligkeit am Tage der Entdeckung. 
Der Entdecker hat folgende Elemente berechnet: 
Zeit des Perihels 28. März 
Abſtand des Perihels vom aufeigenden | Knoten 360 29/ 
Länge des aufſteigenden Knotens O e 
Neigung der Bahn . . 139 0 49“ 
Külrzeſte Entfertung von der Sonne 1,007. 
5) Komet e 1887, entdeckt von Barnard in Nashville am 12. Mai. 
Ein ſchwacher, runder Komet mit ſehr kleinem, ſternartigem Kern, deſſen 
Helligkeit bis in die Mitte des Juni zunahm und im Maximum 2, mal. 
fo groß wurde wie am Tage der Entdeckung. Nachſtehende Elemente ſind 
von H. Oppenheim berechnet worden: 
Zeit des Perihel 25. Juni 
Abſtand des Perihels vom aufſteigenden noten 240 220 
Länge des aufſteigenden Knotens 2 244 0 55“ 
Neigung der Bahn . 0 170 9“ 
Kürzeſte Entfernung von der Sonne ec 1,303. 
Wegen der geringen Neigung der Bahn gegen die © Ekliptik iſt es bei dieſem 
Kometen nicht ausgeſchloſſen, daß die Beobachtungen ſchließlich ekliptiſche 
Bahnelemente ergeben werden. 
Der am 26. September vorigen Jahres von Finlay 
entdeckte Komet zeigte in ſeinen Bahnelementen große 
Aehnlichkeit mit dem ſeitdem nicht wieder gefundenen 
de Vicoſchen Kometen vom Jahre 1844. Obgleich die 
Unterſuchungen noch nicht als völlig abgeſchloſſen anzu⸗ 
ſehen ſind, ſo iſt es doch ſchon jetzt ziemlich wahrſcheinlich 
geworden, daß die beiden Kometen nicht identiſch ſind, 
ſondern ſich nur ſehr nahe in derſelben Bahn bewegen. 
Am 4. Oktober v. J. wurde ein Komet von Barnard 
entdeckt, der ſpäter zwei Schweife zeigte, deren Richtungen 
um ungefähr 55“ voneinander verſchieden waren. Nach 
einer Beobachtung ſoll er ſogar noch einen dritten Schweif 
gehabt haben. Dieſe Eigentümlichkeit, ſowie das be⸗ 
ſondere Ausſehen, welches der große Südkomet a 1887 
zeigte, haben neuerdings die Aufmerkſamkeit wieder auf 
die in früheren Jahren ausgeführten Unterſuchungen über 
die phyſiſche Beſchaffenheit der Kometen gelenkt, 
und hier ſind namentlich die Arbeiten von Beſſel, Zöllner 
und Bredichin zu erwähnen. Jeder größere Komet zeigt 
nämlich eine deutliche Ausſtrömung in der Richtung nach der 
Sonne hin, und es iſt deutlich zu erkennen, daß die aus⸗ 
geſtrömte Maſſe in einiger Entfernung vom Kometenkern 
ſich ſeitwärts wendet und dann in einer von der Sonne 
abgekehrten Richtung ſich weiter bewegt und ſo den Schweif 
des Kometen bildet. Dieſe Thatſache beweiſt unwiderleg⸗ 
lich, daß außer der anziehenden Kraft der Sonne, welche 
bewirkt, daß ſich der Schwerpunkt des Kometen in einem 
Kegelſchnitt um ſie herum bewegt, noch eine zweite ab⸗ 
ſtoßende Kraft in der Sonne vorhanden iſt, welche die 
von dem Kometenkern ausgeſtrömte Materie in eine andere 
Bahn lenkt. Daß aber überhaupt eine Ausſtrömung dieſer 
Materie vom Kometenkern aus ſtattfindet, beweiſt, daß 
auch dieſer eine abſtoßende Wirkung auf ſie ausübt. 
Wollte man nun die Bahn eines kleinen Körpers unter⸗ 
ſuchen, welcher ſich infolge der vereinten Abſtoßung der 
Sonne und des Kometen bewegt, ſo würde man auf ähn⸗ 
liche unüberwindliche Schwierigkeiten kommen wie beim 
Problem der drei Körper. Aber wie dieſes Problem unter 
beſonderen Verhältniſſen, welche im Sonnenſyſtem vorhan⸗ 
den find, durch Näherungsrechnungen lösbar iſt, jo wird 
auch die Bewegung eines abgeſtoßenen Körpers durch den 
Umſtand weſentlich vereinfacht, daß die abſtoßende Kraft des 
Kometen jedenfalls nur in ſehr großer Nähe wirkſam iſt. 
Würde ein in Ruhe befindlicher Komet die kleinen Körper 
nur ausſchleudern, ohne eine weitere Fernewirkung auf ſie 
auszuüben, ſo müßten dieſelben ſich in Hyperbeln bewegen, in 
deren einem, und zwar nach der konvexen Seite liegenden 
Brennpunkte die Sonne ſteht. Durch die Bahnbewegung des 
Kometen wird die Sache etwas komplizierter, indeſſen nicht 
von unüberwindlicher Weitläufigkeit. Die Projektion der 
alle Bahnen der einzelnen Körper einhüllenden Fläche gegen 
den Himmelshintergrund ergibt dann die ſcheinbare Figur 
des Kometen. 
