Größe und Helligkeit der Kometen. 



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(Faye) 



H^ 



S 



Beobachtet 



1843 



Okt. 



17 



5-6™(!) 



0-021 



nach dem Perihel. 



1851 



April 



2 



7115 



- 



vor » » 



1858 



Sept. 



13 



9 •!(•') 



- 



in der Nähe des Perihels. 



1866 



Febr. 



14 



7-8 



- 



vor dem Perihel. 



1873 



Juli 



18 



9-3 



— 



nach » „ 



1881 



Jänn. 



23 



9-5 



— 



vor und nach dem Perihel. 



1888 



Aug. 



20 



10 



— 



in der Nähe des Perihels und noch 

 lange nach dem Perihel. 



1896 



März 



19 



9-8 



— 



vor dem Perihel. 



1910 



Nov. 



2 



9-6(!) 



0-003 



in der Nähe des Perihels. 



Da sieht man jetzt sofort, was auch schon früher aufgefallen ist, daß sich die reduzierte Hellig- 

 keit H^ aus keiner Erscheinung so bedeutend ergibt wie aus der ersten; und an diesem Ergebnis 

 vermag auch der Umstand nichts zu ändern, daß die meisten der Zahlen H^ aus bloßen Deutungen 

 der Beobachtungsumstände abgeleitet wurden und nur die erste, dritte und letzte, welche behufs 

 sofortiger Orientierung über den Sicherheitsgrad mit (!) bezeichnet sind, auf tatsächlichen Beobachtungen 

 der Helligkeit beruhen. 



Es geht somit aus der Gesamtheit der Zahlen H^ eine Abnahme des Helligkeitsgrades hervor, 

 jedoch hauptsächlich nur auf Grund der ersten Erscheinung; wäre der bedeutende Helligkeitswert aus 

 dieser Erscheinung nicht vorhanden oder nicht beobachtet worden, so könnten die späteren Er- 

 scheinungen fast sämtlich unter einander in Einklang gebrjicht und die Abweichungen oder 

 Schwankungen ohne sonderlichen Zwang auf die Unsicherheiten in der Deutung der Beobachtungs- 

 umstände zurückgeführt werden. Als Mittelwert könnte sodann H^ = 9"3 angesetzt werden. 



Es machen sich allerdings ein paar Umstände bemerkbar, die mit der Annahme einer Unver- 

 änderlichkeit des Kometen auch bei Ausschluß der ersten Erscheinung nicht völlig vereinbar sind, und 

 .so namentlich der schon früher hervorgehobene, daß sich in den zwei ziemlich ähnlichen Erscheinungen 

 von 1851 und 1896 die Helligkeit aus der späteren anscheinend geringer ergibt als aus der früheren. 



Übrigens ist der sonst sehr auffällige Umstand, daß bei einem periodischen Kometen der Helligkeits- 

 grad in verschiedenen Erscheinungen wesentlich auch davon abhängt, ob das Gestirn vor oder nach 

 dem Perihel zur Beobachtung gelangt, bei diesem Kometen nicht mit Sicherheit nachzuweisen, ver- 

 mutlich darum, weil seine Annäherung an die Sonne nur eine sehr mäßige ist (q ^ l- 7). Dagegen 

 hat sich der größere oder geringere Grad der Annäherung des Kometen an die Erde bei den Beob- 

 achtungen sehr bemerkbar gemacht, indem bei bedeutender Erdnähe die kernähnliche \'erdichtung 

 besser zu sehen und daher das Gestirn auch leichter und sicherer zu beobachten war. 



Ein auffälliger Unterschied zwischen der ersten Erscheinung und allen späteren liegt auch in 

 der Schweifbildung. In der Erscheinung von 1843 war der Schweif am längsten und wurde zu einer 

 Zeit gesehen, in welcher das Perihel schon lange vorüber war; in der von 1910 war er viel kürzer 

 und wurde nur in der Nähe des Perihels gesehen; in allen zwischenliegenden, die allerdings in Bezug 

 auf das Perihel für die Erde weniger günstig waren, wurde über einen Schweif gar nichts berichtet. 

 Das sieht beinahe so aus, als ob nicht nur der Helligkeitsgrad des Kometen, sondern auch seine 

 Fähigkeit zur Schweifbildung abgenommen hätte. 



Die Untersuchung des Faye'schen Kometen führt also zu dem Ergebnis, daß die Annahme einer 

 unverändert gebhebenen Helligkeit bloß dann, wenn man die erste Erscheinung außer acht lassen 

 wollte, und auch da nur in einem entfernten Grade statthaft wäre. Sobald aber die erste Erscheinung 

 miteinbezogen wird, ist die Unveränderlichkeit ausgeschlossen und die Behauptung berechtigt, daß 



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