Größe und. Helligkeit der Kometen. 



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allmählich aufgelöst uhd ist fast verschwunden, während sich seine Nebelhülle gleichzeitig ausgebreitet 

 hat, aber nicht immer in demselben Maße und manchmal anscheinend beinahe gar nicht. Die Größe 

 der Zunahme halte ich daher für nebensächlich; wichtiger ist es, daß der Komet dabei immer mehr 

 verblaßt ist. 



Das erinnert nun lebhaft an das Verhalten des Encke'schen Kometen nach dem Perihel und die 

 Analogie ist eine so auffallende, daß man hier wie dort eine und dieselbe (wenn auch noch nicht 

 bekannte) Ursache zu vermuten berechtigt ist. 



Wenn also der Encke'sche Komet trotz dem, daß er nach dem Perihel (zu welcher Zeit er nur 

 für die Südhemisphäre sichtbar ist) in jeder Erscheinung fast kernlos wird und verblaßt (so daß zum 

 Beispiel nach den dürftigen Angaben aus der Erscheinung von 1908 sogar sein Ende in Aussicht 

 gestellt wurde), in. einer darauffolgenden günstigen Erscheinung (das heißt einer solchen, in welcher 

 er auf der Nordhemisphäre vor dem Perihel zur Beobachtung gelangt) wieder dieselbe kernähnliche 

 Lichtverdichtung gewinnt (wozu im Gegensatz zu der Erscheinung von 1908 die von 1914 ein er- 

 mutigendes Beispiel liefert), so haben wir auch bei dem Kometen von Brorsen einstweilen noch keinen 

 ernstlichen Grund zu der Befürchtung, daß er seinem Ende entgegengegangen ist. Wir müssen nur 

 annehmen, daß er durch irgendwelche bis jetzt noch unbekannte Kräfte anderswohin verschlagen 

 worden ist. 



Der Komet von d'Arrest. 



Dieser periodische Komet mit einer Umlaufszeit von durchschnittlich 6' 6 Jahren ist seit seiner 

 Entdeckung (1851) in allen ziemlich günstigen Erscheinungen beobachtet worden und nur bei ganz 

 ungünstigen Sichtbarkeitsverhältnissen unbeobachtet geblieben. In welchem Grade die verschiedenen 

 Erscheinungen mehr oder minder günstig waren, zeigt die nachstehende Übersicht, welche auf dem 

 Umstand beruht, daß sich eine Erscheinung im allgemeinen umso günstiger gestaltet, je kleiner die 

 Winkeldifferenz /q — L|3 ± 180° ist, worin /^ die heliozentrische Länge des Perihelpunktes und L^ die 

 zur Zeit des Periheldurchganges T gehörende geozentrische Länge der Sonne ist. 



Für diesen Kometen kann aber, da die Bahn zwischen der zweiten und dritten Erscheinung in- 

 folge einer beträchtlichen Jupiternähe (April 1861) eine sehr auffällige Veränderung erlitten hat, die 

 Länge Z^ nicht durchgehends konstant angenommen werden, wohl aber können die ersten zwei für 

 sich und ebenso die späteren für sich zu je einer Gruppe zusammengefaßt werden. Wie sich die Bahn- 

 elemente von der zweiten zur dritten Erscheinung geändert haben, zeigt die folgende Übereinander- 

 stellung derselben: 



Sl 



1857 Nov. 28-19438 

 1870 Sept. 22-68595 



Und nun die Übersicht: 



174° 35' 58' 

 172 16 10 



148° 27' 16' 

 146 25 24 



los 



13° 56' 6" 0-068187 

 15 39 30 ! 0-107209 



0-659864 

 0-635021 



(d'A) 



('o = -^o± 180° 



dT 



■180° 



1851 

 1857 

 1870 

 1877 

 1890 

 1897 

 1910 



Juli 



Nov. 



28-2 



Sept. 22- 



Mai 



Sept. 



Juni 



Sept. 



10-5 



17-5 



2-8 



16-0 



323' 



1 



323 







319 







319 



4 



319 



5 



319 



7 



320 



4 



1?3 



1-3 

 2-1 

 1-9 

 1-9 

 1-9 

 1-7 



Aug. 



- 38'i4 

 ■104-5 

 ■ 42-3 



- 93-1 

 36-5 



- 82-0 

 • 33-4 



-+- 36?8 

 -103-2 



- 40-9 

 -+- 89-1 



- 35-5 

 -t- 78-3 



- 32-3 



