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Bode Nr. 242, das ist B. D. + 27°2780 (6' ! '8), um 3 m 44 s früher und etwa 21V 2 ' südlicher; diese Angabe 

 führt aber nicht genau auf den Ort des Kometen (a = 17 h 3 m 24% § = + 26° 54') und auch nicht sicher 

 auf einen Stern von entsprechender Helligkeit. 



Übrigens hat auch Mechain berichtet (Mon. Korr., Bd. 6, p. 586), er habe zweimal den Kometen 

 über einen Meinen Stern vorüberziehen sehen, wobei weder der eine noch der andere Stern verschwunden 

 ist. Was die verschiedenen Sichtbarkeitsgrade der Gestirne bei einem solchen Vorübergang betrifft, so 

 wird man wohl in den allermeisten Phallen die von J. F. Julius Schmidt beim Kometen 1855 IV gemachten 

 Erfahrungen bestätigt finden (Astr. Nachr., Bd. 42, p. 250), daß im dichten Kometennebel nur diejenigen 

 feinen Sterne verschwanden, deren Licht auf das Auge einen geringeren Eindruck machte als das des 

 Kometen, während die helleren Sterne sichtbar blieben und nicht die geringste Veränderung ihres Glanzes 

 zeigten. 



Anfang Oktober wurde der Komet, nachdem er überhaupt schon schwach geworden war, durch das 

 Mondlicht (erstes Viertel am 4. Oktober) ganz unsichtbar gemacht. Am 2. Oktober endet die Beobachtungs- 

 reihe von Olbers (Mon. Korr. VI, p. 506), am 3. die von Mechain (Berl. Jahrb. 1806, p. 130) und die von 

 Vidal in Mirepoix (Conn. d. T., An XIV, p. 374) und am 5. die von Messier (a. a. 0. p. 236). 



Die »Neue Reduktion« der von Olbers in Bremen angestellten Kometen- und Planetenbeobachtungen, 

 bearbeitet und herausgegeben von W. Schur und A. Stichtenoth (Berlin 1899), in welche auch die in 

 den Manuskripten vorgefundenen Bemerkungen über das Aussehen der beobachteten Objekte mit auf- 

 genommen wurden, enthält über diesen Kometen unter anderem das folgende: 



Am 2. September war der Komet in dem schwachen Hofmann'schen Kometensucher nur eben zu 

 erkennen, in dem größeren Weickhardt'schen zeigte er sich deutlich und im großen Fernrohr (öfüßigen 

 Dollond) glich er einer unbegrenzten in der Mitte etwas helleren Nebelmasse. Am 4. schien er an Licht 

 zugenommen zu haben; am 5. aber (Mond im ersten Viertel) war sein Aussehen schwächer und am 7. (also 

 zwei Tage nach dem ersten Viertel) war er im Mondschein sehr schwach. Beim 12. und 13. September 

 findet man wieder die schon erwähnten Bemerkungen über die schwierige Sichtbarkeit des Kometen im 

 Vollmondschein. Am 19., also nach dem Vollmond, war er bei sehr heiterem Wetter noch recht gut zu sehen. 

 Am 23. jedoch, wieder bei sehr heiterem Wetter, zeigte sich, daß das Aussehen und die Größe des Kometen 

 merklich abgenommen hatte; nur die Mitte war noch ziemlich lebhaft, fast kernartig. Am 25. war er schon 

 schwer zu beobachten, weil sich sein Mittelpunkt nicht gut schätzen ließ, und am 30. war er schon sehr 

 schwach geworden. Am 3. Oktober war der Komet noch zu sehen, aber Berufsgeschäfte unterbrachen und 

 verhinderten die Beobachtung. 



Aus den wenigen Angaben über diesen Kometen hat sich also ergeben, daß der auf A= 1*0 

 reduzierte scheinbare Durchmesser Dj nahe an 1 ! 1 oder l ! 2und die reduzierte Helligkeit H t nahe an 

 87o m oder 9 m ist. Der geringe Betrag dieser Werte läßt es in Verbindung mit der verhältnismäßig geringen 

 Annäherung des Kometen an die Sonne begreiflich erscheinen, daß von einem Schweif so wenig gesehen 

 worden ist. 



1804. 



Dieser Komet ist so wie der vorige bei nur mäßiger Annäherung an die Sonne (q = 1 -07) anscheinend 

 schweiflos geblieben und wurde auch nicht mit bloßen Augen gesehen, obwohl seine Erscheinung für die 

 Erde eine recht günstige war, indem er bald nach seiner Sonnennähe auch in die Erdnähe, und zwar in 

 eine recht bedeutende gekommen ist. Dieses günstige Verhältnis ist wie bei dem vorigen Kometen aus 

 der Kleinheit der Differenz zwischen den perihelischen Längen oder Rektaszensionen zu erkennen 

 Q = 160 ? 4, Z> =-23 ? 1, l -L ± 180° = + 16 9 2 oder a =153 9 l, 8 =-13 ? 7, « -/l ± 180° = + 6 9 6); 

 außerdem deutet die südliche Lage des Perihelpunktes in Verbindung mit der ziemlich großen Perihel- 

 distanz an, daß der Komet zur Zeit seiner größeren Helligkeit mehr für die südliche als für die nördliche 

 Hemisphäre zu sehen war. 



