Größe und Helligkeit der Kometen. 



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18111. ' 



Die große Helligkeit des Kopfes und des Schweifes, welche dieser Komet gezeigt hat, erscheint noch 

 bedeutender, wenn man weiß und beachtet, daß er sowohl der Sonne als auch der Erde nur wenig nahe 

 gekommen ist; der Sonne bis q= 1*035, der Erde (im zweiten Monat nach der Sonnennähe) nur bis 

 A =: 1 -22. Es ist daher zu erwarten, daß sich auch für die Mächtigkeit des Kometen, soweit sie durch die 

 reduzierte Helligkeit H v definiert erscheint, eine außerordentlich bedeutende Größe ergibt; und das ist in 

 der Tat der Fall, auch wenn man die Helligkeit auf Grund der wenig bestimmten Angaben, auf die man 

 größtenteils angewiesen ist, nur gering taxiert. 



In der Lage des Perihelpunktes (7 = 107 9 9, 



60 ° 4, 



/„- L a dz 180° = -t- 1 18 9 i> oder 



a„ = 150 ? 9, 8 =: 4- 80 ? 0, a - A ± 180° : = + 161 9 0) ist bei diesem Kometen die Differenz zwischen 

 den perihelischen Längen oder Rektaszensionen weniger entscheidend als bei anderen, weil die Breite und 

 ebenso die Deklination des Perihelpunktes eine sehr hohe ist. Diese hohe und zwar nördliche Lage hatte 

 übrigens in Verbindung mit der ziemlich bedeutenden Größe der Periheldistanz zur Folge, daß der schönste 

 Teil der Erscheinung des Kometen für die Nordhemisphäre zu sehen war. 



Was die Bahnbestimmung des Kometen betrifft, so sind bekanntlich mehrere Ellipsen ermittelt 

 worden, von denen aber keine einzige sämtliche Beobachtungen, insbesondere bei strenger Mitberück- 

 sichtigung derjenigen vom August 1812, ganz befriedigend darzustellen vermag; die am häufigsten zitierte 

 ist die von Argelander: 



T— 1811, Sept. 12-26380, jc-fl = 65° 24' 10", ft= 140° 24' 44", *= 106° 57' 39", 



log g = 0-0151 178, e= 0-9950933. 



Die zur vorliegenden Untersuchung nötigen Rechnungsgrößen konnten mit Ausnahme von r alle der 

 Bahnbestimmung von N. Herz 1 entnommen werden und speziell der darin mitgeteilten Ephemeride, welche 

 mit der elliptischen Bahn von Bessel berechnet ist. 



Die Logarithmen von r hatte ich schon vor längerer Zeit behufs einer Vergleichung der Helligkeit 

 dieses Kometen mit der des Halley'schen nach einer parabolischen Bahn berechnet, und zwar mit der von 

 Bowditch, also einstweilen nur provisoiisch, weil ich später die nach der elliptischen Bahn berechneten 

 vom Autor der Ephemeride direkt zu erhalten hoffte; da aber das nicht mehr gelang und überdies bald 

 klar wurde, daß die durch Einführung der elliptischen Radienvektoren erreichte Verbesserung für die 

 Resultate dieser Untersuchung völlig belanglos ist, wurden die Radienvektoren der provisorischen Rechnung 

 auch als definitive beibehalten. 



In der nun folgenden abgekürzten Ephemeride sind zwei große Unterbrechungen zu erkennen, die 

 ihren Grund darin haben, daß die Beobachtungen des Kometen auf drei, von einander durch zwei Kon- 

 junktionen mit der Sonne (August 1811 und Februar 1812) getrennte Zeiträume verteilt sind. 



1811/12 



a 





8 





o.-A 



logr 



logA 



5 log rA 



k 



März 25 



5 



120° 



45' 



— 



29° 



42' 



+ 116° 42' 



0-4351 



0-3337 



■+■ 3 



84 



• 



April 16 



5 



116 



45 





17 



6 



92 37 



0-3920 



0-3334 



3 



63 



- 



Mai 11 



5 



116 



56 





4 



5 



69 5 



0-3363 



0-3547 



3 



45 



- 



20 



5 



117 



54 



— 







O 



61 10 



0-3142 



0-3635 



3 



39 



- 



Juni 10 



5 



121 



34 



+ 



8 



14 



-1- 43 26 



0-2580 



0-3791 



3 



19 



- 



Aug. 21 



5 



147 



47 





33 



12 



- 2 19 



0-0404 



0-2965 



1 



68 



19°3 



Sept. 7 



5 



161 



34 





40 



47 



4 3 



0-0163 



0-2283 



1 



22 



33-6 



11 



5 



166 



5 



-+- 



42 



39 



-37 



0-0150 



0-2096 



1 



12 



36-8 



i Publikationen der v. Kuffner'schen Sternwarte in Wien (Ottakring..; 2. Band. 



