Größe und Helligkeit der Kometen. 



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'o— Ln± ISO 



0°— 30° 



30 •- 60 



60 — 90 



90 -120 



120 -150 



150 -180 



Zahl der 

 Kometen 



126 

 74 



68 

 43 

 40 

 42 



393 



Das ist die auffallendste, am meisten hervorstechende Relation; sie gilt für die Erde überhaupt, ohne 

 Rücksicht auf eine bestimmte Hemisphäre. Sie ist unzutreffend bei Kometen mit kleinen Periheldistanzen, 

 weil diese unserer Erde nicht in der Nähe des Perihels, sondern nur weit vom Perihel nahe kommen 



können, so daß also bei ihnen im allgemeinen nicht die Differenz 1 — L 



180°, sondern 1 — L klein ist. 



Würde man diese Kometen aus der soeben mitgeteilten Übersicht ausscheiden, so wäre die Zahl der 

 Kometen in den zwei letzten Intervallen, nämlich von 120° bis 180°, beträchtlich kleiner und somit die 

 Abnahme von der obersten bis zur untersten Zahl noch auffälliger, als sie es hier ist. 



Die Perihelregel kann auch eine Abschwächung erleiden, wenn die Perihelbreite b sehr groß ist, aber 

 nur darum, weil in diesem Falle 1 und die Differenz l — L ± 180° unsicher wird, und zwar um so mehr, 

 je näher b gegen ± 90° rückt. 



Dafür zeigen sich in diesen Fällen andere Eigentümlichkeiten, die jedoch erst zu bemerken sind, 

 wenn man die Perihelbreite eines Kometen b in Verbindung mit seiner Periheldistanz q betrachtet. Die eine 

 darunter ist, daß stark südliche Perihelbreiten (b von etwa —30° bis —90°) fast ausschließlich mit sehr 

 kleinen Periheldistanzen (q < - 3) verbunden vorkommen; eine andere ist, daß etwas größere Perihel- 

 distanzen (q etwa - 5 bis gegen 1 ■() und manchmal auch noch darüber hinaus) hauptsächlich mit nörd- 

 lichen Perihelbreiten verbunden vorkommen. Die Begründung dieser zwei Regeln ergibt sich leicht von 

 selbst; die erstere war übrigens schon früher bekannt (Schiaparelli, Lehmann — Filhes). 



In dieser Form gelten die zwei letzten Regeln für die Nordhemisphäre der Erde. Für die südliche 

 müssen sie, den entgegengesetzten Verhältnissen entsprechend, umgekehrt werden. 



Außer diesen Regeln sei noch eine andere erwähnt, die für die Erde überhaupt gilt, aber erst bei einer 

 längeren Reihe von Kometen zu bemerken ist. Sie besteht darin, daß große Periheldistanzen (q gegen 1 - 

 und auch noch weit darüber hinaus) am häufigsten mit niedrigen, das ist kleinen, nördlichen oder südlichen, 

 Perihelbreiten b verbunden vorkommen, und kann damit begründet werden, daß bei dieser Kombination 

 am leichtesten ein Zusammentreffen des Periheldurchganges mit der kleinsten Distanz von der Erde, also 

 die größte für uns erreichbare Helligkeit ermöglicht wird. 



Überhaupt sind, um es nochmals hervorzuheben, die hier dargelegten (vier) Regeln alle darauf 

 zurückzuführen, daß die Kometen umso leichter gesehen, also auch gefunden werden können, je größer die 

 Helligkeit und je günstiger die Stellung ist, die sie für uns erreichen. 



Werden statt der Längen und Breiten der Perihelpunkte (7 und b ) die Rektaszensionen und Deklina- 

 tionen (a und 8 ) eingeführt (und dementsprechend statt der Länge der Sonne L ihre Rektaszension A ), 

 so zeigen sich die gefundenen Regeln im allgemeinen auch in diesem Falle bestätigt, aber doch in einem 

 etwas geringeren Grade. Das durfte übrigens nicht überraschen; denn wenn die Kometen bezüglich ihrer 

 größten Helligkeit an die Nähe der Sonne, die ja stets in der Ekliptik ist, gebunden sind, so ist zu erwarten, 

 daß sich die obigen Regeln am meisten bei den auf die Ekliptik bezogenen Bahnelementen bemerkbar 

 machen, dagegen weniger bei solchen Elementen, die sich auf eine andere Ebene beziehen. 



