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als 13 Jahre; ferner zeigt sich, daß sich 10 Umläufe des Kometen über 33 Jahre, 13 Umliiufe über 43 Jahre 

 lind 23 Umläufe über 76 Jahre erstreci<en. 



Für unseren Zwecl-c sind die wichtigsten dieser Intervalle die ersten zwei: sie zeigen, daß sich 

 Erscheinungen desselben Typus, also entweder helle oder schwache, eventuell auch mittlere, schon nach 

 3 Umläufen oder 10 Jahren, in einem entfernteren Grade auch nach 4 Umläufen oder 13 Jahren, wieder- 

 holen. Und da haben wir die Periode von 10 bis 13 Jahren, welche, wenn man auf die innerliche 

 Begründung nicht achtet, als die der Sonnenflecke gedeutet werden kann. 



Solche Gruppen sind insbesondere die folgenden: 



Hellere Erscheinungen (Nordhemisphäre): 1795, 1805; 1819, 1828/29, 1838, 1848, 1858, 1868; 1871, 

 1881, 1891, 1901; 1894/95, 1904/5, 1914. 



Schwächere Erscheinungen (Südhemisphäre): 1865, 1875, 1878; 1875, 1885, 1888; 1885, 1895, 1898. 



Es ist also, was Berberich durch seine Untersuchungen gefunden hat, nämlich die Periodizität von 

 helleren, beziehungsweise schwächeren Erscheinungen, in der Hauptsache richtig, nur die Erklärung ist 

 zu weit hergeholt. Die Ursache liegt, wie schon gesagt, in dem Veihältnis der Umlaufszeit des Kometen 

 zu der unserer Erde. 



Ich komme nun zu meinen eigenen Untersuchungen über die Helligkeit des Encke'schen Kometen 

 und möchte dazu gleich hier vorausschicken, daß ich bei der Vergleichung der verschiedenen 

 Erscheinungen untereinander ganz so vorgegangen bin, wie ich es zuerst 1894 (Astr. Nachr. 135, p. 380) 

 angegeben und seither auch bei anderen Kometen, so zunächst beim Halley'schen, getan habe. Ich suche 

 die anjetzt noch unbekannte Helligkeitsfunktion, die aber jedenfalls eine Funktion von r ist, gewissermaßen 

 zu eliminieren, und zwar durch die Voraussetzung, daß ein periodischer Komet bei demselben Radius- 

 vektor r vor beziehungsweise nach dem Perihel wieder dieselbe Helligkeit erlangt. Wie weit dies beim 

 Encke'schen Kometen erreicht worden ist, wird die am Schluß folgende Helligkeitstabelle zeigen, welche 

 durch ihre Zweiteilung unter anderem darauf aufmerksam macht, daß Helligkeitswerte vor und nach dem 

 Perihel getrennt untersucht sind, was bei den Kometen im allgemeinen umsomehi' geschehen sollte, je 

 bedeutender die Annäherung an die Sonne, also je kleiner die Periheldistanz ist. 



Da die Erscheinungen des Encke'schen Kometen von 1786 und 1795 schon im IL Teil untersucht 

 sind, soll hier daraus nur das Wichtigste wiederholt werden. 



1786 I (E). Perihel am 30. Jänner. Der Komet ist nur am 17. und 19. Jänner beobachtet worden, und 

 zwar an beiden Tagen von Mechain, an dem letzteren auch von Messier. 



Nach Mechain war er durchs Fernrohr gesehen ziemlich glänzend, der Nebel wenig ausgebreitet 

 und man sah etwas \-om Schweif als einen schwachen Streifen. Nach Messier war er ziemlich groß, 

 ziemlich hell, der Kern glänzend, umgeben \on einer Nebulosität, ohne Schweif. Er war auffallender 

 als der in der Nähe stehende schöne »Nebel« beim Kopf des Wassermannes, das ist Messier Nr. 2 

 (a = 320°3, t=z — 1°8). Der Komet war auch mit einem Nachtfernrohr von 15 Zoll Brennweite zu sehen, 

 aber wegen der starken Abenddämmerung nur schwach. 



Nach diesen Angaben kann die Helligkeit des Kometen in der Nähe der 5. Größe angenommen 

 werden; unter dieser Annahme wäre, da am 19. Jänner log r=: 9-657, log A := 9 '800, also 5 log rA = 

 — 2-7 war, die reduzierte Helligkeit nahe bei 7'''7 gewesen. 



1795 (E). Perihel am 21. Dezember, Erdnähe (4 = 0'26) am 7. November. 



Diese Erscheinung war eine für die Nordhemisphäre der Erde sehr günstige, und es weisen auch in 

 der Tat sämtliche Beobachtungsnotizen darauf hin, daß der Komet wirklich ein sehr ansehnüches Objekt 

 gewesen ist. 



Zunächst wurde von W. Herschel, der ihn am 7. November gleich nach der tLntdeckung durch 

 seine Schwester Karoline bezüglich seiner Position beobachtet hat, die sehr wichtige Bemerkung gemacht, 

 daß er auch mit bloßen Augen zu sehen sei (just visible to the naked eye). 



