Größe und Helligieit der Kouieteu. 303 



Bei denjenigen Erscheinungen, in welchen zur Zeit der bedeutenderen Annäherung des Kometen 

 an die Sonne ein Schweif beobachtet wurde, ist einem der letzten Helligkeitswerte ein Asterisk(*) beigefügt. 



Überblickt man diese Helligkeitstafel, und zwar zunächst die erste Partie (die Strecke von den 

 größten Radienvektoren ^ or dem Perihel bis etwa /■ ^ 1 '0), so sieht es so aus, als ob sich der Komet in 

 den neueren Erscheinungen schwächer gezeigt hätte als in den früheren. Diesen Differenzen darf jedoch 

 keine besonders große Bedeutung beigemessen werden. Ist der Komet noch sehr weit vom Perihel entfernt, 

 so erscheint er meistens nur wie ein kernloser Nebel, der bezüglich seines Helligkeitsgrades je nach der 

 Auffassung eines Beobachters sehr verschieden geschätzt werden kann; ebenso ist auch bei der Deutung 

 von Beobachtungsnotizen aus den Zeiten, in denen sich der Komet noch sehr lichtschvvach gezeigt hat, 

 Willkür nicht ausgeschlossen und die Folge des einen wie des anderen Umstandes ist, daß die bei r > 1 •() 

 auftretenden Differenzen, auch wenn sie eine Größenklasse und noch etwas mehr betragen, nicht immer 

 wirkliche Unterschiede zu sein brauchen. 



Wesentlich anders verhält es sich mit den zu kleineren Radienvektoren gehörenden Helligkeits- 

 werten. Rückt der Komet näher zur Sonne, so bekommt er eine immer deutlicher werdende kernähnliche 

 Verdichtung, und eine Folge davon ist, daß er jetzt sowohl bezüglich dieser \'erdichtung als auch bezüg- 

 lich seines Gesamthelligkeitseindruckes viel sicherer geschätzt und in eine bestimmte Helligkeitsklasse 

 eingereiht werden kann; jedenfalls sicherer als zur Zeit der Kernarmut oder Kernlosigkeit. Diese größere 

 Sicherheit in der .Schätzung beginnt bei etwa r =; 0-9 und noch bestimmter bei r ^ 0' 7. 



Betrachtet man nun in der Tabelle die zu den genannten Radienvektoren gehörenden Helligkeits- 

 werte (p. 101 [301] unten und p. 102 [302]), so sieht man, daß dieselben keine solche Abnahme zeigen, 

 wie die bei großen Radienvektoren, sondern höchstens ein Sch\vanken zwischen den verschiedenen 

 Erscheinungen, welches, wenn auch nicht gerade als Unveränderlichkeit, so doch gewiß auch nicht als 

 Abnahme bezeichnet werden kann. Und eine solche, wenngleich nur genäherte Konstanz war für den Fall 

 einer nicht wesentlichen Veränderung des Kometen in verschiedenen Erscheinungen zu erwarten. 



Nur ein Helligkeitsvvert bringt eine sehr merkliche Störung in diese angenäherte Gleichmäßigkeit, näm- 

 lich der aus der Erscheinung von 1805 zu r = 0'41 gehörende (6'''3), welcher dadurch entstanden ist, daß 

 der ]\omet in jenem Jahre ausnahmsweise einmal so hell wie sonst nie, nämlich 4. Größe, geschätzt 

 worden ist. Dieser Wert steht aber ganz x'ereinzelt da, etwa so, wie die bedeutende Helligkeit des 

 Faye'schen Kometen in der Erscheinung 1843, und man kann heinahe sagen, daß mit diesem Helligkeits- 

 vvert die Behauptung einer Abnahme des Encke'schen Kometen ebenso steht und fällt, wie es beim 

 Faye'schen Kometen bezüglich der bedeutenden Helligkeit von 1843 der Fall ist. 



Es folgt nun (auf der nächsten Seite) die Zusammenstelkmg der Helligkeitswerte H^ aus denjenigen 

 (14) Erscheinungen, in denen der Komet nach dem Perihel (auf der Südhemisphäre) beobachtet worden ist. 



Auch in dieser Tabelle zeigen die Helligkeitswerte, die allerdings großenteils nur durch bloße 

 Deutungen der Beobachtungsnotizen gewonnen worden sind, weder eine Zu- noch eine Abnahme, sondern 

 höchstens ein Schwanken zwischen den aufeinanderfolgenden Erscheinungen, so daß man sogar sagen 

 kann, der Komet sei nach dem Perihel in fast allen Erscheinungen bei denselben Radien\'ekloren von ziem- 

 lich derselben Helligkeit gewesen und die .Abweichungen \^(in dieser genäherten Gleichmäßigkeit seien nur 

 eine Folge der Unsicherheit, mit welcher die Wahl von bestimmten Helligkeitszahlen behaftet ist. 



Nach diesen Zusammenstellungen und den daraus gezogenen Folgerungen können in den Helligkeits- 

 bestimmmungen des Encke'schen Kometen zwei oder eigentlich drei Gruppen unterschieden werden. 



Die einen Bestimmungen sind aus denjenigen Bahnstrecken, in denen der Komet keine besonders 

 auffallende Verdichtung zeigt und daher bezüglich seiner Helligkeit nicht sicher geschätzt werden kann; 

 dies sind einerseits die aus der Zeit vor dem Perihel bei noch sehr großen Radienvektoren (p. 101 [301] 

 obere Partie) und andrerseits die meisten aus der Zeit nach dem Perihel (p. 104 [304]). 



Das ist somiX eine Doppelgruppe. 



