242 Dr. J. Hol et seh ck, 



die Untersuchung von Deichmüller trotz der Unzulässigkeit seiner Helligkeitsformel zu anscheinend 

 richtigeren Folgerungen geführt hat, als die von Berberich nach der gewöhnlichen Formel. Die Antwort 

 liegt, wie ich schon \'or längerer Zeit bemerkt habe (Astr, Nachr., Bd. 135, p. 377), in dem Umstand, daß 

 die Helligkeitsänderungen eines Kometen in beträchtlicher Sonnennähe viel größer sind, als nach der 

 2. Potenz von r zu erwarten wäre, und daß daher, wenn man schon bei einer Potenz von ;■ bleiben will, 

 eine höhere, beispielsweise die 3., 4. oder 5., einzuführen wäre. Es soll also, kurz gesagt, in der Helligkeits- 

 formel die Funktion von r das Übergewicht über die von A erhalten, und das geschieht nicht nur, wenn 

 der Exponent von r größer gewählt wird als der von A, sondern auch, wenn man r- beibehält und dafür 

 den Exponenten von A wesentlich kleiner wählt, beispielsweise, \\\e. dies ja Deichmüller, allerdings in 

 einer ganz anderen Meinung getan hat, geradezu gleich null setzt. 



Das ist übrigens, wie auch Berberich (a. a. 0., p. 52) bei der Erscheinung von 1822 hervoi^gehoben 

 hat, schon vor längerer Zeit erkannt worden. Encke schrieb anläßlich der Vorausberechnung für 1832 

 (Astr. Nachr., Bd. 9, p. 329): »Es scheinen sich bei diesem Kometen alle Umstände dahin zu vereinigen, 

 daß die Entfernung von der Sonne (also r) oder, wenn man will, die Intensivität des reflektierten Lichtes 

 über seine Sichtbarkeit entscheidet; die Lichtmenge oder die scheinbare Größe des Kometen (also A) hat 

 einen weit geringeren Einfluß.« Ähnlich äußerte sich Olbers zu derselben Zeit (Harding, kleine 

 astronomische Ephemeriden für 1832, p. 95; Olbers' gesammelte Werke, herausgegeben von Schilling, 

 p. 436); -Erfahrung hat uns 1828 belehrt, daß seine .Sichtbarkeit mehr von seinem Abstände \'on der 

 Sonne, als von seiner größeren oder kleineren Entfernung von der Erde abhängt; sein scheinbarer Durch- 

 messer bleibt immer hinreichend groß, wenn der Komet nur so hell ist, daß man ihn \'om Himmelsgriinde 

 unterscheiden kann.« 



Als Kuriosum sei hier angeführt, daß Kncke einmal den Versuch gemacht hat (nämlich beim 

 Kometen 181811 im Berliner Astr. Jahrbuch für 1821, p. 1()4), nebst dem üblichen Verhältnis 1 : ;-A- auch 

 1 : A- in Rechnung zu ziehen, aber sofort bemerkt hat, daß dies der Erscheinung des Kometen in jeder 

 Beziehung widerspricht. Hätte Encke damals nebst der nacln diesen zwei Formeln berechneten Liclit- 

 stärke auch noch die nach 1 ; /■- berechnete zur Anschauung gebracht, so wäre er dadurch den tatsäch- 

 lichen Helligkeitsverhältnissen wesentlich näher gekommen. 



Übrigens muß noch Folgendes bemerkt werden. Wenn man die \on Deichmüller dLircligeführte 

 Anwendung der von ihm vorgeschlagenen Formel 1 ; r'-' auf die' verschiedenen Erscheinungen des 

 Encke'schen Kometen Schritt für Schritt verfolgt, so sieht man immer bestimmtei', daß die Formel doch 

 nicht das leistet, was \'on ihrem Verfechter angekündigt worden ist. l^urch 1 ; /'- werden wohl, was ja 

 infolge des Überwiegens der Potenz \'on r übei- die von A von vorneherein zu erwaiten ist, die Helligkeits- 

 verhältnisse des Kometen in einer und derselben Erscheinung besser dargestellt als durch 1 ; r- A-, aber 

 eine befriedigende Verbindung der \erschiedenen Erscheinungen untereinander wird dadurch nicht 

 erreicht. Die von Berberich als hell bezeichneten Erscheinungen werden zwar im allgemeinen abge- 

 schwächt und die als schwach erkannten einigermaßen verstärkt, aber doch nicht in dem Maße, daß 

 Lladurch der Unterschied zwischen hellen und schwachen Erscheinimgen wesenllicli herabgemindert 

 werden würde. F^s bleiben also die auffallendsten Ergebnisse der L'ntersiichung von Berbei'ich, 1. daß es 

 beim Encke'schen Kometen hellere und schwächere Erscheinungen gibt, 2. daß in der Wiederkehr der- 

 selben eine Periodizität zu bemerken ist, und 3. daß die lichtschwachen Erscheinungen meistens diejenigen 

 sind, in denen der Komet auf der südlichen Hemisphäre beobachtet worden ist, immer noch bestehen. 



Was zunächst die geringere Helligkeit des Kometen in der Zeit nach dem Perihel betrifft, so ist 

 diese durch die Berichte fast aller Observatorien der Südhemisphäre festgestellt, wo man Gelegenheit 

 gefunden hat, den Kometen nach seinem Periheldurchgang zu beobachten. Das muß somit als eine 

 Tatsache anerkannt und zugegeben werden, und zwar als eine solche, deren Ursache im Kometen selbst 

 gelegen ist. P^r X'erliert die schöne, kernähnliche Lichtverdichtiing, welche er vor dem Perihel durch seine 

 Annäherung an die Sonne gewinnt, nach dem Perihel sehr rasch, und zwar rascher, als er sie \or dem 

 Perihel gewonnen hat. 



