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Bestimmte Angaben über den Helligkeitsgrad eines Kometen finden sich aber in dieser Zeit nur 

 sehr wenige, bei vielen Kometen gar nicht, weshalb in den meisten Fällen versucht werden mußte, aus 

 anderen Beobachtungsnotizen oder nebensächlichen Umständen wenigstens angenähert Helligkeitswerte 

 zu ermitteln. Es wurde daher, um für die erwähnte Tabelle eine größere Zahl von sicheren Resultaten 

 zu gewinnen, auch noch ein großer Teil der helleren Kometen nach dem Jahre 1835 herangezogen, zu 

 denen insbesondere die gehören, welche bezüglich ihrer Größe und Helligkeit von J. F. Julius Schmidt 

 beobachtet worden sind. 



Aus dieser Tabelle, welche den Schluß der Abhandlung bildet, ist so gut wie unmittelbar zu ent- 

 nehmen, daß die Größen H t und S bei allen Kometen in derselben, durch die Annäherung an die Sonne 

 (r beziehungsweise q) zum Ausdruck gebrachten Beziehung zu einander stehen, und zwar in einem 

 solchen Grade, daß durch die Tabelle die Möglichkeit geboten ist, irgendeinen Kometen mit einer gewissen 

 Periheldistanz bezüglich seiner reduzierten Helligkeit und seiner Schweifentwicklung (soweit diese durch 

 die Länge -und Helligkeit des Schweifes definiert erscheint) zwischen zwei oder nach Umständen auch 

 mehrere benachbarte Kometen einzuschätzen und dadurch unter Voraussetzung analoger Verhältnisse 

 auch den Verlauf seiner Helligkeitsänderungen und seiner Schweifbildung wenigstens versuchsweise 

 anzugeben oder vorauszusagen. 



In diesem III. Teil ist nach der ersten kurzen Charakterisierung einer Kometenerscheinung meistens 

 auch angegeben, wie sich dieselbe zur »Perihel-Helligkeitsregel« verhalten hat. Ich meine damit jene 

 Beziehungen zwischen den besten Sichtbarkeitsbedingungen und gewissen Bahnelementen, welche ich in 

 mehreren Abhandlungen 1 dargelegt und auf der letzten Wiener Astronomenversammlung unter einem 

 verallgemeinernden Titel - zusammengefaßt habe. Sie finden ihre Begründung darin, daß die Kometen desto 

 leichter gesehen und daher auch gefunden werden können, je größer die Helligkeit und je günstiger die 

 Stellung ist, die sie für uns erreichen. 



Die Helligkeit eines Kometen wird für uns am größten, wenn seine Erdnähe, soweit es möglich ist, 

 mit der Zeit seiner Sonnennähe zusammentrifft. Je mehr die Kometen bei ihrer Erscheinung diese Bedingung 

 erfüllen, desto heller werden sie für uns, desto leichter können sie also gefunden werden, und um so mehr 

 werden solche Kometen unter den uns bekannten die überwiegende Mehrzahl bilden. 



Bezeichnet man mit l und b die heliozentrische Länge und Breite des Perihelpunktes, welche beiden 

 Größen aus den Bahnelementen durch die Relationen 



cos b cos(7 — <&) = cos(u — ft) 

 cos Z7 sin (l Q — &) = sin (w — A) cos i 

 sin b = sin (ir — £) sin i 



berechnet werden können, und mit L tl d= 180° die zur Zeit des Periheldurchganges stattfindende helio- 

 zentrische Länge der Erde, so werden also unter den uns bekannten Kometen die am häufigsten vertreten 

 sein, bei denen die Differenz zwischen den perihelischen Längen, also /„ — L ± 180° klein ist. In welchem 

 Grade diese Regel bestätigt wird, zeigt die folgende Abzahlung, in welcher alle Kometen bis Ende 1911 

 berücksichtigt und nur solche mit ganz zweifelhaften Bahnen weggelassen sind: 



i Sitzber. der math.-naturw. Kl. Abt. IIa, und zwar: 



Über die Richtungen der großen Axen der Kometenbahnen, Bd. 94 (18S6); über den scheinbaren Zusammenhang der 

 heliozentrischen Perihellänge mit der Perihelzeit der Kometen, Bd. 99 (1890); Über die Unsichtbarkeit von Kometen für den Äquator 

 und für höhere geographische Breiten, Bd. 109 (1900); Über die scheinbaren Beziehungen zwischen den heliozentrischen Perihel- 

 breiten und den Periheldistanzen der Kometen, Bd. 111 ( 19ü2j. 



- Über die in der Verteilung der uns bekannten Kometen bemerkbaren Regeln und ihre Erklärung durch optische Selektion ; 

 Vierteljahrsschrift der Astr. Gesellschaft, 43. Jahrgang (1908), p. 299. 



