Größe und Helligkeit der Kometen. 457 



Der kurzperiodische Komet von Brooks. 



Der Komet wurde im Jahre 1889 am 6. Juli (1889V) von W. Brooks in Geneva, New York, 

 entdeckt; ein kleiner lichtschwacher Nebelfleck mit einem kurzen Schweif (A. N. 122, p. 119 und 143, 

 Astr. Journ., Vol. 9, p. 48). 



Nach den ersten Beobachtungen von E. E. Barnard auf Mt. Hamilton (Astr. Journ., Vol. 9, p. 54) 

 zeigte er am 8. Juli und die nächstfolgenden Tage einen kleinen sternähnlichen Kern 12. Größe und 

 einen Schweif von 10' Länge, während des Kometen »äquivalente Helligkeit« 11 bis 12™ war. Er 

 nahm bis. in den September um etwa ly^ Größenklassen zu, sodann wieder allmählich ab, jedoch nur 

 langsam, so daß er mit größeren Instrumenten nicht nur vor seiner Konjunktion mit der Sonne bis 

 in den März 1890 verfolgt werden konnte, sondern nach derselben von Barnard auf Mt. Hamilton 

 auch noch vom 21. November 1890 bis 13. Jänner 1891 an vier Tagen beobachtet worden ist 

 (A. N. 126, p. 137 und 231, Astr. Jour., Vol. 10, p. 5, Vol. 11, p. 5, 111, 136). 



Was den Kometen besonders merkwürdig machte, waren mehrere Begleiter, die vom 1. und noch 

 mehr vom 4. August an, allerdings nur mit großen Instrumenten gesehen wurden. Das Phänomen 

 wurde gleich am 4. August durch zwei Zeichnungen, von denen die eine von Barnard auf 

 Mt. Hamilton, die andere von R. Spitaler in Wien ist, sehr anschaulich dargelegt (A. N., Bd. 122); 

 auf der von Barnard sieht man 5 Kometen, 3 geschweifte hintereinander und 2 schweiflose schräg 

 vor dem vordersten. 



Mit kleinen Instrumenten war jedoch von den Begleitern keiner zu sehen, sondern nur der Haupt- 

 komet, mit Instrumenten von mittlerer Stärke nebst dem Hauptkometen meistens nur der ansehnlichste 

 unter den Begleitern; so von Engelhardt in Dresden am 23. September, Abetti in Padua am 22. und 



24. September, Bauschinger in München am 24. und 27. September (A. N. 123, p. 110, 363 und 

 407), worauf er im Oktober nur mehr schwer oder gar nicht gesehen wurde. Seine Helligkeit war 

 nach den Angaben einiger weniger Beobachter um durchschnittlich IVo™ geringer als die des Haupt- 

 kometen. 



Möglichst vollständig und andauernd sind die Begleiter sowohl bezüglich ihrer Positionen als 

 auch bezüglich ihres Aussehens von Barnard beobachtet worden (A. N., Bd. 125, Nr. 2988/89). Diese 

 Beobachtungen reichen vom 1. August bis 25. November und wurden fast alle mit dem 36-zölligen 

 Refraktor, die physischen mehrmals auch mit dem zwölfzölligen gemacht. Die Zusammenstellung der 

 Messungsresultate (Distanzen und Positionswinkel gegen den Hauptkometen) ist noch durch Hinzu- 

 fügung der von anderen Observatorien bekannt gemachten Beobachtungsresultate bereichert worden. 



Nach dieser kurzen Erwähnung der Nebenkometen wenden wir uns wieder zu den Beschreibungen 

 des Hauptkometen und nennen unter diesen wegen ihrer großen Zahl und Einheitlichkeit zuerst die 

 mit dem Grubb'schen Refraktor der Wiener Sternwarte, zumeist von R. Spitaler, gemachten Beob- 

 achtungen; man findet sie im 125. Band der »Astr. Nachrichten«, und zwar zunächst (p. 269), ver- 

 einigt mit den anderen von der Wiener Sternwarte, die aus dem Jahre 1889, und etwas später (p. 281 

 beziehungsweise 284), die aus dem Jahre 1890, alle zusammen auch im 7. Band der Annalen der 

 Wiener Sternwarte, p. 148 bis 161, und etwas früher, nämlich p. 42 bis 44, die wenigen Beobachtungen, 

 welche ich selbst mit dem sechszölligen Fraunhofer'schen Fernrohr erlangen konnte. Sehr verwendbar 

 sind auch die zahlreichen Notizen aus Straßburg (A. N. 124, p. 207), wo der Komet vom 30. Juli bis 

 16. Februar von E. Becker (im September von H. Kobold) beobachtet worden ist; ebenso einige 

 Angaben von W. Luther in Hamburg (A. N. 127, p. 73) und eine von Engelhardt in Dresden vom 



25. August (A. N. 122, p. 301). Schließlich sind noch die Notizen von O. C. W'endell zu Cambridge, 

 Mass., über den Durchmesser der Nebulosität und die Länge des Schweifes zu beachten (A. N. 126, 

 p. 47 und Astr. Journ., Vol. 10, p. 71). 



Wenn man nun zunächst die Helligkeitsangaben in ihrer zeitlichen Folge aneinander reiht, so sieht 

 man sehr bald, daß sie sich in Gruppen zusammenfassen lassen, die durch den jeweiligen Zeitraum 



