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Der Komet wurde von Pons in Marseille am 4. Februar entdeckt; beobachtet nur zu La Capellete 

 bei Marseille und in Paris. Nach einer Bemerkung von Zach vom 8. Februar (Mon. Korr., Bd. 27, p. 194) 

 war er sehr klein, ohne Schweif, Haar und Bart; er zeigte sich wie ein konfuser Nebelfleck und vertrug 

 keine Beleuchtung. 



In einer späteren Mitteilung (a. a. O., p. 285/86) ist bemerkt, daß am 8., 12. und 28. Februar 

 vom Kometen kleine Sterne 8. bis 9. Größe bedeckt wurden, welche dabei ungeschwächt durch den 

 Nebel desselben durchschimmerten. Zu Ende des Februar war der Komet schon sehr klein und schwach 

 und überdies wurde seine Sichtbarkeit durch den Schimmer des sehr hell scheinenden Zodiakallichtes 

 vermindert; er konnte aber trotzdem (dank dem Klima von Marseille!) bis zum 1 1. März verfolgt werden 

 (a. a. 0. p. 568). 



Außer diesen Notizen, die zum Teil auch in das Berl. Astr. Jahrb. (1816, p. 230) aufgenommen sind, 

 ist über den Kometen nichts zu finden, als die Bemerkung zu den Pariser Beobachtungen (Obs. Paris I, 

 p. 131, und Conn. d. T. 1820, p. 419), daß er für das bloße Auge unsichtbar und schwer zu beobachten war. 



Nach diesen Angaben können für die Helligkeit des Kometen zwei Grenzwerte ermittelt werden. 



Einerseits darf als größte Helligkeit kaum mehr als 6 m bis 6 1 / 2 m angenommen werden, und da dieser 

 Wert naturgemäß auf die Zeit der größten theoretischen Helligkeit zu verlegen ist, kann die reduzierte 

 Helligkeit kaum bedeutender als 8™5 sein. 



Anderseits kann die Endhelligkeit im März in Anbetracht der schon wenig günstigen Sichtbarkeits- 

 verhältnisse, zu denen auch die geringe Elongation von der Sonne und die damit verbundene geringe Höhe 

 des Kometen am Abendhimmel beigetragen hat, noch nicht besonders klein gewesen sein und anscheinend 

 nicht geringer als 9 bis 10 m , so daß also die reduzierte Helligkeit kaum geringer als etwa 9 m 5 wäre. Sie 

 liegt demnach mit großer Wahrscheinlichkeit zwischen 8V 2 m und 97 2 m - 



1813II. 



Ein Komet mit einer ziemlich großen Periheldistanz (q = 1 -215), der es nur zu einer geringen 

 Schweifentwicklung gebracht hat, aber für die Erde unter günstigen Verhältnissen erschienen ist, indem 

 er kurze Zeit vor dem Perihel in Opposition mit der Sonne und in die Erdnähe kam und zu dieser Zeit mit 

 bloßen Augen zu sehen war. 



In der Lage des Perihelpunktes (l = 218 9 5, b = -24 9 7, l -L ± 180° = -20 9 oder <x _ 

 206 9 4, o = — 37 9 5, ol — A dz 180° = -29 9 9) ist der Umstand, daß die Erdnähe nicht weit von 

 der Sonnennähe eingetreten ist, aus der verhältnismäßig geringen Größe der Differenz zwischen den 

 heliozentrischen Längen oder Rektaszensionen zu erkennen; außerdem deutet die stark südliche Lage des 

 Perihelpunktes in Verbindung mit der ziemlich bedeutenden Größe der Periheldistanz an, daß die günstigste 

 Partie der Erscheinung hauptsächlich der südlichen Erdhemisphäre zugefallen ist. In der Tat konnte der 

 Komet in Europa nur während seiner geringeren Helligkeit, nämlich im April, dagegen während der 

 größeren, nämlich in der ersten Hälfte des Mai, nur in südlicheren Ländern beobachtet werden. 



Die zur Untersuchung des Kometen nötigen Reduktionsgrößen könnten zwar mit hinreichender 

 Genauigkeit aus der kleinen Tabelle entnommen werden, welche Olbers für den Lauf des Kometen 

 gerechnet hat (Berl. Jahrb. 1817, p. 100), sind aber doch so wie bei den meisten anderen Kometen direkt 

 gerechnet worden, und zwar nach der Bahn von Gerling (Mön. Korr. Bd., 28, p. 502): 



T— 1813, Mai 19-42394, 7t-& = 204° 57' 8", ft = 42° 40' 15", * = 98° 57' 48", log q = 0-084921. 



Damit wurden außer dem Entdeckungs- und dem letzten Beobachtungstag noch vier andere 

 Beobachtungstage in Rechnung gezogen; die dazwischen noch eingefügten Distanzen r und A sind der 

 erwähnten Tabelle von Olbers entnommen. 



