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.Anfangshelligkeit im Jahre 1835 zu der in der neuen Erscheinung bei viel größeren Radienvektoren 

 gemacht werden sollte, waren eigentlich zwei Unbekannte, die Anfangshelligkeit für 1835 und die 

 Geschwindigkeit ihrer X'eränderung empirisch anzunehmen und in die Rechnung einzuführen. Von diesen 

 wurde jedoch, wie sich jetzt zeigt, keine ganz richtig gewählt; die Anfangshelligkeit für 1835 zu gering, 

 andrerseits aber auch die Helligkeitsänderung für noch frühere Zeiten, das heißt für noch größere Radien- 

 vektoren, etwas zu gering. Schließlich haben sich jedoch die Abweichungen dieser zwei nicht völlig 

 richtigen Annahmen von der Wirklichkeit (wie ich etwas ausführlicher auch schon in Astr. Nachr., Bd. 185, 

 p. 275 dargelegt habe) so glücklich kompensiert, daß für die Zeit der Auffindung des Kometen eine so 

 gut wie vollständige Übereinstimmung mit der tatsächlich beobachteten Helligl<eit (15"\5— 16"^) zum \'or- 

 schein gekommen ist. 



Wenn wir nun zum zweiten Zeitraum der Sichtbarkeit übergehen, demjenigen, in dem dei' Komet 

 mit bloßen Augen zu sehen war und reiches Material zu Vergleichungen mit früheren Erscheinungen 

 bietet, soll hier sofort bemerkt werden, daß dabei natürlich von dem ungewöhnlichen Zusammentreffen 

 des Kometenschweifes mit der Erde und ebensii von den Ergebnissen der Spektralanalyse abgesehen 

 werden muß; das ist Gegenstand für anderweitige Untersuchungen. Alles übrige dagegen, also insbesondere 

 was über die Helligkeit des Kopfes und die Länge des Schweifes beobachtet wurde, ist zur Vergleichung 

 geeignet. 



Übrigens sind, wenn eine derartige empirische Vergleichung eines periodischen Kometen möglichst 

 direkt, das heißt Radiusvektor für Radiusvektor gemacht werden soll, dazu nicht alle Erscheinungen 

 geeignet, sondern nur solche, in denen der Komet bei denselben Radienvektoren tatsächlich zur Beob- 

 achtung gelangt ist. Beim Halley'schen Kometen kombiniert sich sein kosmischer Lauf mit der Bewegung 

 unserer F^rde in einer solchen Weise, daß der Sichtbarkeitszeitraum in jeder Erscheinung irgendwo durch 

 das Dazwischentreten einer Konjunktion mit der Sonne oder auch mehrerer Konjunktionen unterbrochen 

 wird. W'ir können daher die Entwicklungsstadien des Kometen in Iceiner Erscheinung kontinuierlich und 

 \ollstandig beobachten, sondern jedesmal nur eine beschränkte Partie derselben. 



Welche Partie zur Beobachtung gelangen kann, wird durch die Jahreszeit bedingt, mit welcher der 

 Periheldurchgang zusammentrifft; es können demnach iin allgemeinen auch nur solche Erscheinungen 

 direkt miteinander \"erglichen werden, in denen der Periheldurchgang in denselben Monat, oder, wenn 

 man ganz strenge sein wollte, auf denselben Jahrestag gefallen ist. 



In dieser Beziehung steht zunächst die Junierscheinung von 1456, in welcher die Erdnähe mit der 

 Sonnennähe zusammentraf imd der Komet während dieser Zeit für die Nordhemisphäi'e die denkbar 

 günstigste Stellung hatte, unter den völlig gesicherten Erscheinungen ganz vereinzelt da. 



Dagegen sind die zwei Herbsterscheinungen von 1607 (T = Oktober 27) und 1835 (7" = November 16) 

 ziemlich analog verlaufen; der Komet ist schon einen Monat vor der Sonnennähe in die Erdnähe gekommen, 

 konnte also hauptsächlich in der Zeit der zunehmenden Entwicklung beobachtet werden, worauf er aber 

 zur Zeit des Maximums dieser Entwicklung in Konjunktion mit der Sonne war, also nur unter ungünstigen 

 \'erhältnissen oder gar nicht beobachtet werden konnte. 



Zwischen diesen zwei ^Erscheinungen einerseits und der von 1456 andrerseits liegt bezüglich der 

 Jahreszeit und der Sichtbarkeitsverhältnisse die \on 1531 (7=: August 26) und die von 1682 (7" =z Sep- 

 tember 15). 



Wesentlich anders gestalten sich die Verhältnisse für unsere Erde in einer Frühjahrserscheinung, 

 wie namentlich in der von 1759 (T am 12./13. März). In einer solchen Erscheinung gelangt der Komet erst 

 einen Monat nach dem Perihel in die Erdnähe, und die Phänomene, die der Kopf mit dem Schweif 

 darbietet, können dann hauptsächlich nur vom Ma.ximum (hier bei tiefem Stande) bis zum Ende beob- 

 achtet werden. 



Als nun der Halley'sche Komet in seiner neuesten Erscheinung im September 1909 aufgefunden 

 und durch die so gewonnene erste Position auch die Zeit des Periheldurchganges T angenähert festgelegt 

 war (^19./ 20. April 1910), konnte sofort gesagt werden, daß es unter den bisher beobachteten Erscheinimgen 



